Hasta el infinito y más allá 

Manuel Seara Valero

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Para Nuria, ese conjunto 

de partículas maravillosamente 

ordenadas que luce como una 

supernova en mi universo vital

PRÓLOGO

El cielo tachonado de estrellas ha sido siempre fuente de inspiración para el ser humano. Los pueblos antiguos lo imaginaron como morada de sus dioses y dibujaron figuras en el firmamento con las que ilustraron sus mitos y leyendas. Fueron testigos de fenómenos espectaculares como estrellas que parecían surgir de la nada con luz cegadora, eclipses que transformaban el día en penumbra, o la aparición de ciertas constelaciones por el horizonte. Pronto descubrieron que algunos de estos fenómenos guardaban relación con actividades de su vida cotidiana como las épocas de siembra y recolección, el periodo de lluvias, la duración de los días o la sucesión de las estaciones.

Con el desarrollo del telescopio, los astrónomos pudieron explorar sistemáticamente los cielos y aventurarse por el Sistema Solar y las estrellas de nuestra galaxia. Hasta hace menos de un siglo, se identificaba la totalidad del Universo con la Vía Láctea. El descubrimiento de otras galaxias supuso un cambio descomunal de escala y arrastró a otras ciencias hacia horizontes tan extraordinarios como los del nuevo cosmos que se abría ante sus ojos.

El electromagnetismo de Maxwell, la física cuántica de Planck y la teoría de la relatividad de Einstein se convirtieron en potentes herramientas al servicio de la cosmología. En el primer tercio del siglo XX se postuló la teoría más aceptada para explicar el origen del Universo: el Big Bang o gran explosión, que fue refinada en décadas posteriores con aportaciones como la nucleosíntesis primigenia de George Gamow o el periodo inflacionario propuesto por Alan Guth.

Los científicos han logrado desarrollar una narración coherente de los primeros instantes del Universo, la génesis de las fuerzas que actúan en la naturaleza y de las partículas de las que están hechas todas las cosas. Su existencia ha podido ser confirmada en modernas instalaciones como el LHC, el gran Colisionador de Hadrones, donde en 2012 se descubrió el famoso Bosón de Higgs.

Resulta sorprendente como el estudio del Universo requiere la investigación de las estructuras más grandes conocidas como las galaxias y cúmulos de galaxias, y de las diminutas partículas que conforman la materia.

Gigantescos telescopios emplazados en tierra o a bordo de sofisticadas sondas espaciales, junto a una informática altamente desarrollada, han permitido asomarnos al Universo primigenio, cuando las primeras estrellas todavía no habían comenzado a brillar en el cielo. Se han observado las primeras galaxias, creadas sólo unos cientos de millones de años después del Big Bang, y se han descubierto fabulosos objetos que desafían la imaginación del común de los mortales: gigantescos y voraces agujeros negros que se tragan la materia a su alrededor; estrellas que giran a cientos de revoluciones por minuto emitiendo intensos pulsos de radiación como faros cósmicos; estrellas de neutrones tan densas y compactas que no existe una grúa capaz de soportar el peso de una cucharadita de su material, o estrellas que mueren como esplendorosas supernovas, iluminando el firmamento con un brillo superior al de toda una galaxia.

Hemos descubierto mundos lejanos, algunos similares al nuestro y, quién sabe, si con alguna forma de vida. Hemos enviado naves no tripuladas a los confines del Sistema Solar, y hemos conseguido abundante información del resto de los planetas.

Resulta increíble el conocimiento generado en los últimos años. Pero todavía queda mucho por aprender. Toda, absolutamente toda la materia que observamos, desde una estrella como el Sol al agua de los océanos, pasando por las rocas o los seres vivos, toda esa materia apenas constituye el 5 por ciento del Universo. El resto (un 26,8 por ciento) es materia oscura, de la que no tenemos ni idea, aunque sabemos que existe por sus efectos gravitatorios; y un 68,3 por ciento es lo que se denomina energía oscura, responsable de la inexorable expansión del Universo que hace que las galaxias se alejen unas de otras.

Para conocer lo que sabemos e —incluso— para ser conscientes de todo lo que ignoramos, la ciencia ha tenido que recorrer un largo y sinuoso camino. Recorrerlo contigo, querido lector, es el objetivo de este libro que tienes en tus manos. Bienvenido.

1

LA TIERRA DESTRONADA

El ser humano siempre se ha interesado por comprender y conocer el Universo y las leyes que lo rigen. Desde distintos puntos de vista la religión, la filosofía y la ciencia han intentado responder a preguntas para las que no siempre había respuesta.

MITOS Y LEYENDAS

Todas las grandes civilizaciones del pasado han visto el firmamento como la morada de sus dioses, supervisores del día y de la noche, de los grandes fenómenos astronómicos como los eclipses y de la sucesión de las estaciones. Muchas culturas crearon sus propios mitos y leyendas y dibujaron en el cielo las siluetas de sus dioses y héroes con el convencimiento de que influían en la vida de los mortales.¹ Los astrónomos-sacerdotes escrutaban el cielo, compilaban calendarios y eran los depositarios de todo el saber relacionado con el firmamento.

En sus inicios, no hubo distinciones entre astronomía y astrología. Las primeras referencias escritas fueron redactadas por los acadios, un pueblo de la antigua Mesopotamia que alcanzó su máximo esplendor entre los siglos XXIV y XXII a. C. Sus observaciones sobre el Sol, la Luna y los planetas fueron ampliadas posteriormente por los babilonios, cuyos astrónomos pudieron predecir sus trayectorias por la bóveda celeste.

La narración más antigua que tenemos de la creación del Universo es el poema conocido como «Enûma Eliš» («Cuando en lo alto») por las dos palabras acadias que lo inician. Está recogido en unas tablillas con escritura cuneiforme halladas en las ruinas de la biblioteca de Asurbanipal (669 a.C.-627 a.C.), en Nínive.

E-nu-ma e-liš la na-bu-ú ša-ma-mu

šap-li-iš am-ma-tum šu-ma la zak-rat...

(«Cuando en lo alto, el Cielo no había sido aún nombrado, y debajo, la Tierra no había sido mencionada por nombre...»)

El acto central de esta historia es una batalla entre Marduk, el más fuerte y sabio de los dioses del panteón babilónico, y el monstruo Tiamat, representante de las fuerzas del caos. Marduk resulta victorioso y corta el cuerpo de Tiamat por la mitad. Una parte la utiliza en la creación del cielo y la otra para crear la Tierra. Más tarde, los dioses pusieron las estrellas en el firmamento para recordar a los humanos sus deberes religiosos.

Nuestra estrella, el Sol, fue venerado como un dios en muchas culturas como la egipcia, la incaica o la china. En Egipto, Ra (el disco solar) conducía su carro a través del cielo. Al caer la noche, descendía al inframundo, donde luchaba contra el rey de las tinieblas, abriéndose camino hacia Oriente para poder elevarse de nuevo en un ciclo sin fin. Los colores rojos del amanecer y del atardecer eran los restos de la sangre vertida en esas batallas.

Las grandes religiones monoteístas atribuyeron a Dios la creación del Universo a partir de la nada. Compartido por el judaísmo, el cristianismo y el islam, el Génesis ofrece una explicación más o menos detallada del origen de cuanto conocemos:

En el principio creó Dios los cielos y la tierra.

La tierra era caos y confusión y oscuridad por encima del abismo, y un viento de Dios aleteaba por encima de las aguas.

Dijo Dios: «Haya luz», y hubo luz.

(...) Hizo Dios los dos luceros mayores; el lucero grande para el dominio del día, y el lucero pequeño para el dominio de la noche, y las estrellas.²

Por su concepción del mundo, los pueblos primitivos creyeron ver en todo lo que les rodeaba los efectos de fuerzas mágicas o espirituales. La cosmología tuvo que recorrer un largo y accidentado camino, para despojarse de cualquier influencia religiosa.

Los sabios de la Grecia clásica fueron los primeros en intentar dar una explicación racional, sin tener que recurrir a causas sobrenaturales.³ Tales de Mileto (siglo VI a.C.), entusiasta viajero y el primer gran filósofo conocido, aprendió la astronomía de babilonios y egipcios y expuso teoremas que empezaron a corresponderse con las «leyes naturales» que los sabios griegos estaban empezando a descubrir. Creía, como los babilonios, que la Tierra era plana y flotaba en el agua como un tronco. Se cuenta que predijo un eclipse total de Sol el 28 de mayo de 585 a.C., aunque esta historia parece apócrifa.

Eudoxio de Cnido (s. IV a.C.), discípulo de Platón, fue el primero en proponer que el Sol, la Luna, los planetas y las estrellas giraban en torno a la Tierra siguiendo círculos perfectos. Desde un punto de vista meramente intuitivo la idea era de lo más natural. Desde la superficie terrestre no notamos el movimiento de la Tierra y, además, vemos salir el Sol y el resto de los astros por el este y ponerse por el oeste. Eudoxio imaginó el Universo constituido por 27 esferas concéntricas que giraban en torno a la Tierra. En la más exterior estaban fijadas las estrellas. Hacia el interior, encontraríamos el Sol, la Luna y los cinco planetas⁴ entonces conocidos: Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno.

El filósofo más influyente de la antigüedad, Aristóteles (384-322 a.C.), afirmó que la Tierra era redonda y no plana, basándose en tres sólidos argumentos:

1. Las estrellas parecen cambiar su altura en el horizonte según la posición del observador en la Tierra, lo que sólo puede explicarse si ésta es una esfera.

2. Durante los eclipses lunares, la Tierra proyecta sobre nuestro satélite un cono de sombra curvo.

3. Cuando un barco aparece en el horizonte, primero se ven las velas y por último el casco.

Sostenía que los cuerpos físicos se disponen en sus «lugares naturales» (la Tierra para los cuerpos pesados, y el cielo para los ligeros). De ahí que las piedras caigan al suelo mientras el humo se eleva hacia las alturas.

Elaboró un modelo propio del Universo basado en el sistema de Eudoxio, al que añadió otras 29 esferas. Consideraba que éstas estaban constituidas por una sustancia purísima y transparente que engarzaba los distintos cuerpos celestes. Según Aristóteles, los objetos terrestres se hallaban sujetos al cambio y la corrupción, pues se deterioraban con facilidad. Por el contrario, los cuerpos celestes, de índole casi divina, permanecían inmutables en un estado de absoluta perfección. ¿Y hay figuras geométricas más perfectas que la esfera para explicar la forma de los astros y el círculo para describir su movimiento?

Para explicar los desplazamientos planetarios, el filósofo griego pensó en una «fuerza divina» que transmitía sus movimientos a todas las esferas, desde la más externa —correspondiente a las estrellas fijas—, a la más interna, o esfera de la Luna. Sin embargo, no explicaba por qué el Sol y los planetas aparecían unas veces más cerca y otras más lejos (más o menos brillantes) de la Tierra.

Aristarco de Samos (310-230 a.C.) fue el primero en formular una teoría heliocéntrica del Universo: el Sol (y las demás estrellas) permanece fijo en el cielo, mientras la Tierra y los restantes planetas giran en órbitas circulares a su alrededor. Su modelo no encontró seguidores en una época dominada por la concepción geocéntrica.

Eratóstenes (276-194 a.C.) fue el inventor de la esfera armilar⁵ que se empleó hasta el siglo XVII y director de la Biblioteca de Alejandría. Pero sobre todo ha pasado a la historia por haber calculado la circunferencia terrestre. Un día leyó en uno de los libros de papiro que en un avanzado puesto de la frontera sur, en Siena (Asuán), un palo vertical no proyectaba sombra en el mediodía del 21 de junio, día del solsticio de verano. En aquel momento, el Sol estaba situado justamente encima de sus cabezas. Eratóstenes comprobó que el mismo día y a la misma hora, en la ciudad de Alejandría, situada más al norte, los rayos de Sol sí producían sombra en una vara vertical, con un ángulo de siete grados. Dado que el Sol se encuentra muy lejos y sus rayos llegan paralelos, ninguno de los palos debería proyectar sombra si la Tierra fuera plana. La única explicación que encontró Eratóstenes es que la superficie terrestre fuera curva. Siete grados es aproximadamente la cincuentava parte de los 360º de una circunferencia. El astrónomo alejandrino sabía que la distancia entre ambas ciudades era de unos 800 km porque contrató a un hombre para que lo midiera en pasos. 800 km por 50 dan 40.000 km. De este modo, y usando como únicas herramientas palos, matemáticas y una aguda observación, Eratóstenes se convirtió en la primera persona que midió con precisión el tamaño de un planeta.

Hiparco de Nicea (190-120 a.C.) está considerado el primer astrónomo científico. Descubrió la precesión de los equinoccios (el cambio lento y gradual que experimenta el eje de rotación de la Tierra, similar al bamboleo de un trompo o peonza) y elaboró el primer catálogo estelar con 850 estrellas, clasificadas según su brillo en seis categorías y magnitudes. También precisó la duración del año en 365 días y 6 horas.

Claudio Ptolomeo (100-170 d. C.) es el máximo representante de la astronomía griega. Trabajó en el Museion o Museo de Alejandría, un templo dedicado a las Musas que formaba parte de la famosa biblioteca de la ciudad. Aunque hizo algunas observaciones por sí mismo, aprovechó las mediciones de sus predecesores griegos y babilonios para desarrollar un nuevo modelo del Universo, que expuso en su obra cumbre, He mathematike syntaxis («Colección matemática»), conocida posteriormente por los árabes como Almagesto («El más grande»). Esta obra incluye un catálogo de 1.022 estrellas basado en el de Hiparco y describe con todo detalle la cosmología grecorromana: la Tierra esférica en el centro del Universo, rodeada por ocho esferas concéntricas de cristal: la Luna, los cinco planetas, el Sol y las estrellas fijas. Más allá podría haber otras esferas transparentes e invisibles, sin astros, terminando en el primum mobile («primer móvil») y cuyo movimiento arrastraría a todas las demás. Cada esfera giraba a un ritmo diferente, lo que explicaba el movimiento de unos planetas con respecto a otros y las estrellas. Para explicar los movimientos anómalos de los tres planetas exteriores (Marte, Júpiter y Saturno), que a veces se atrasan en relación a las estrellas fijas (movimiento retrógrado),⁶ Ptolomeo se vio obligado a introducir una serie de giros secundarios, basándose en la teoría de los epiciclos de Apolonio de Pérgamo (262-190 a.C.). Según esta teoría, cada uno de estos planetas realiza un movimiento circular alrededor de su propia esfera, que se superpone al de ésta en torno a la Tierra.

El Universo ptolemaico estaba basado en dos supuestos que dominaron el pensamiento: la Tierra era el centro de todas las cosas y los cuerpos celestes se movían en círculos a su alrededor.

La cosmología de Ptolomeo dominó el pensamiento islámico y occidental durante toda la Edad Media y no fue puesta en duda hasta el siglo XVI, cuando un canónigo polaco decidió desafiar el saber establecido con una audaz teoría heliocéntrica.

EL SOL EN EL CENTRO

Este canónigo fue Nicolás Copérnico. Nació el 19 de febrero de 1473 en la ciudad de Thorn (la actual Torun), en Polonia, en el seno de una familia de comerciantes y funcionarios. Quedó huérfano a los diez años y se hizo cargo de él su tío materno, Lucas Watzenrode, obispo de Warmia, quien se preocupó de que estudiara en las mejores universidades para labrarse una carrera eclesiástica.

Estudió latín, geografía, filosofía, matemáticas y astronomía en la universidad de Cracovia; teología en la de Bolonia y medicina en Padua.⁷

En 1503 regresó a Frombork para incorporarse a la corte episcopal de su tío en el castillo de Lidzbark como médico, consejero y secretario personal.

Al inicio de su canonjía pasó muchas horas reflexionando sobre el sistema geocéntrico de Ptolomeo, que le parecía inadecuado porque precisaba de complicadas explicaciones para dar cuenta de fenómenos ordinarios como el movimiento retrógrado o la constante proximidad de Mercurio y Venus al Sol. Pensaba que si el Sol estuviera en el centro, tal y como había propuesto Aristarco de Samos, Venus y Mercurio se verían cerca del astro rey porque en realidad se encuentran en la vecindad de la estrella. Y algunos planetas darían la sensación de moverse hacia atrás porque a veces la Tierra los adelanta en su interminable peregrinar alrededor del Sol. Todo esto resultaba evidente para Copérnico, pero se lo callaba.

En 1512 falleció su tío, el obispo Watzenrode. Copérnico renovó sus deberes como canónigo en el Cabildo de la catedral de Frombork y fijó su residencia en una de las torres de las fortificaciones de la ciudad, en la que instaló un observatorio. Aunque Copérnico sería canónigo el resto de su vida, nunca se hizo sacerdote.

Alrededor de 1514 distribuyó entre sus amigos un pequeño manuscrito con sus reflexiones sobre el Sol y los planetas titulado Nicolao Copernici de hypothesibus mottum coelestium a se constitutis commentariolus («Pequeño comentario sobre la hipótesis de los movimientos siderales»). Conocido como Commentariolus, en esta pequeña obra esbozaba su teoría heliocéntrica. Aunque este libro revolucionario circuló de forma privada, las nuevas ideas se extendieron. Durante los treinta años posteriores, Copérnico ni publicó ni enseñó, pero su sistema era comentado entre sus colegas. Su fama como astrónomo era bien conocida y en 1514 fue invitado a participar en la comisión de expertos del Quinto Concilio Laterano para la reforma del calendario juliano.

Posiblemente no hubiera publicado nunca sus reflexiones sobre el sistema heliocéntrico de no haber sido porque en 1539, al final de su vida, se cruzó en su camino un joven discípulo, un profesor de matemáticas y astronomía llamado Georg Joachim Iserin (1514-1574), conocido por Rheticus.

«Escuché el nombre del maestro Nicolás Copérnico en las tierras del norte, y aunque la Universidad de Wittemberg me había hecho profesor público en esas artes, sin embargo, no creí que estaría contento hasta que hubiera aprendido algo más mediante la instrucción de ese hombre —recordaría Rheticus de su estancia de dos años en Frombork—. Y también digo que no me arrepiento de los gastos financieros ni del largo viaje ni de las dificultades posteriores. A pesar de ello, me parece que tuve una gran recompensa por esos problemas, particularmente el que yo, un osado jovenzuelo, obligara a este venerable hombre a compartir sus ideas en esta disciplina antes que con el resto del mundo.»

En septiembre de 1539 Rheticus publicó la Narratio Prima o, por citar su título completo, Primer informe a Johann Schöner⁸ sobre los Libros de las Revoluciones del sabio caballero y distinguido matemático, el reverendo doctor Nicolás Copérnico de Torun, Canónigo de Warmia, por un cierto joven dedicado a las matemáticas.

La publicación de este trabajo alentó a Copérnico a publicar los detalles matemáticos completos de su teoría en un gran volumen titulado De revolutionibus orbium coelestium («Acerca de la revoluciones de las esferas celestes»). Rheticus le ayudó, copiando meticulosamente el manuscrito, que llevó consigo cuando regresó a sus tareas docentes en Wittenberg, y entregó el texto al impresor Johann Petreius, en Núremberg. Como no podía quedarse a supervisar el proceso de impresión, le pidió al editor y teólogo luterano Andreas Osiander (1498-1552) que se encargara de la tarea.

En cuanto leyó el manuscrito, Osiander intuyó la colosal polémica que iba a suscitar el libro. Para desarmar los posibles ataques a la obra y a su persona, el editor le pidió a Copérnico que aclarara explícitamente que se trataba de una especie de artificio matemático que no cuestionaba la cosmología aristotélica ptolemaica imperante. Ante la negativa de Copérnico, Osiander decidió hacerlo por su cuenta e incluyó un prefacio, no firmado, en el que explicaba que «el modelo descrito en el libro no debe ser entendido como una descripción del Universo como éste es realmente, sino como una herramienta matemática para clarificar y simplificar los cálculos que tienen que ver con el movimiento de los planetas... que la labor del astrónomo es proceder con un conjunto de datos y dar hipótesis acerca de las causas de éstos, aun cuando estas hipótesis no sean racionales».⁹

Durante mucho tiempo, este prefacio fue atribuido al propio Copérnico y sembró dudas sobre las ideas del libro al dar a entender que ni siquiera su propio autor las creía. Más de sesenta años después, en 1609, Kepler demostraría que fue agregado por Osiander sin el consentimiento del astrónomo. Lo cierto es que este prólogo sirvió para suavizar las controversias religiosas que suscitó el golpe maestro a la raíz del sistema geocéntrico.

Se tardó un año en acabar la impresión de De revolutionibus..., tiempo durante el que Copérnico sufrió un ataque de apoplejía que le paralizó el lado derecho de su cuerpo. El primer ejemplar impreso del libro, que estaba dedicado al papa Pablo III, llegó al castillo de Frombork el 24 de mayo de 1543. Aquel mismo día, Copérnico falleció.¹⁰

La cosmología de Copérnico emplazaba un Sol estático en el centro del Universo. Pero igual que Aristóteles, asumía que los planetas describían un círculo perfecto a su alrededor y se vio obligado a usar los epiciclos. Ni siquiera descartó la noción de que los cuerpos celestes pudieran estar incrustados en cristal sólido. Pero aunque no fue del todo correcta, su visión del cosmos fue una auténtica revolución.

De revolutionibus... fue rechazado por todo el mundo cristiano. Martín Lutero calificó a Copérnico de astrólogo advenedizo. «Este estúpido quiere trastocar toda la ciencia astronómica —escribió—. Pero la Sagrada Escritura nos dice que Josué ordenó pararse al Sol, y no a la Tierra.»

Para la Iglesia católica, el libro no fue un problema hasta setenta años después del fallecimiento de Copérnico, cuando hizo expresa la condena de su obra. El 5 de marzo de 1616 un decreto de la Sagrada Congregación del Índice¹¹ lo incluyó en la lista de libros prohibidos, de la que no saldría hasta 1835. Para entonces, las ideas del astrónomo ya eran de sobra conocidas en toda Europa. La Tierra había sido destronada para siempre, el Sol era el rey.

Copérnico está considerado el personaje de transición de la Edad Media a la ciencia moderna. Su obra sirvió de base para que —décadas más tarde— Galileo, Brahe y Kepler pusieran los cimientos de la revolución científica que culminó con la obra de Newton.

2

LOS PRIMEROS ASTRÓNOMOS

Galileo Galilei (1564-1642) nació en Pisa en el seno de una familia noble. A los diecisiete años ingresó en la universidad de Pisa para estudiar medicina. Pero dos acontecimientos le apartaron de ese camino. El primero ocurrió en 1583, cuando asistió a una lección de geometría impartida por el matemático Ostilio Ricci, un amigo de la familia. Galileo quedó tan fascinado que convino con Ricci una serie de lecciones particulares. El segundo acontecimiento tuvo lugar durante una de las misas en la catedral, a las que solía asistir. Galileo se fijó en el balanceo de una lámpara. Sirviéndose del pulso, cronometró las oscilaciones y se dio cuenta de que, tanto si eran grandes como pequeñas, cada oscilación duraba el mismo número de pulsaciones. Galileo —que era de espíritu emprendedor— aplicó este descubrimiento a la invención de un péndulo que se utilizó para tomar el pulso. El pulsogium tuvo éxito inmediato entre los médicos.

En 1586 inventó la balanza hidrostática, y tres años más tarde obtuvo un puesto de profesor de matemáticas en la universidad de Pisa. Fue en esta ciudad donde llevó a cabo sus investigaciones sobre la caída libre de los cuerpos.

En 1599 se casó con la joven veneciana Marina Gamba, con quien tuvo dos hijas y un hijo. Años más tarde se trasladó a Padua. Impartió clases en su universidad y ocupó gran parte de su tiempo en temas de física experimental, astronomía y matemáticas. En 1609 oyó hablar de un nuevo instrumento fabricado un año antes por el holandés Hans Lippershey, que permitía ver de cerca los objetos lejanos. Inmediatamente construyó el suyo, de entre 15 y 20 aumentos. Con el paso del tiempo fabricó otros más potentes.

El 24 de agosto de 1609, Galileo escribió una carta a Leonardo Donato, dux de Venecia, en la que le ofrecía el instrumento con fines comerciales y militares, considerando el inestimable valor de «ver sin ser visto», pues con este anteojo se podía observar un objeto a nueve millas como si estuviera a tan sólo una. Según el pisano, sería un objeto muy provechoso para el comercio marítimo ya que permitía divisar los barcos mercantes al menos dos horas antes de que fueran vistos a simple vista. Sería igualmente valioso para detectar con antelación a las embarcaciones enemigas.

Meses después comenzó sus primeras observaciones astronómicas. No fue el primero en mirar la Luna con un anteojo, pues meses antes ya lo había hecho en Inglaterra el médico Thomas Harriot (1560-1621), pero sí en observar los cielos de forma minuciosa con este aparato.

En enero de 1610, y durante más de una semana, se dedicó a contemplar nuestro satélite con detalle. La cosmología aristotélica había atribuido a la Luna, el Sol y los planetas una forma esférica, perfecta y absolutamente lisa. Sin embargo, Galileo descubrió que las manchas lunares eran valles y montañas.

También dirigió el catalejo hacia las estrellas fijas y descubrió que el Universo de los antiguos se ampliaba de manera exponencial, mostrando un número muchísimo mayor de cuerpos celestes que los imaginados hasta entonces. Observó que tanto la Vía Láctea como las nebulosas descritas en el Almagesto de Ptolomeo eran regiones formadas por multitud de estrellas, invisibles al ojo desnudo. «En efecto, la galaxia no es otra cosa que un montón de innumerables estrellas esparcidas en grupos», escribió Galileo.

Pero su descubrimiento más importante fue el de los satélites de Júpiter. A primera hora de la noche del 7 de enero de 1610 observó tres estrellas, pequeñas y brillantes, en las proximidades del gigante joviano, desconocidas hasta entonces. Le llamaron la atención por estar en el mismo plano, en línea recta. En días sucesivos observó que su posición variaba con respecto a Júpiter, es decir, que no eran estrellas fijas sino errantes, y descubrió la existencia de un cuarto objeto celeste. Galileo hablaría del descubrimiento de «cuatro planetas» que giran alrededor de esa «estrella» con gran celeridad, semejante a un diminuto sistema solar.

Sus observaciones astronómicas fueron publicadas el 12 de marzo de 1610 en un tratado corto, escrito en latín, titulado Sidereus Nuncius Magna, longeque admirabilia..., más conocido por la traducción de sus dos primeras palabras: «Mensajero sideral o Noticias de las estrellas», el primer cuaderno de campo de un astrónomo. Para ganarse el favor de Cosme II de Médici, cuarto gran duque de Toscana, dedicó el Sidereus Nuncius al noble italiano y nombró a los cuatro satélites de Júpiter «Planetas Mediceos». Hoy en día se conocen como satélites galileanos (Io, Europa, Ganímedes y Calisto).

La existencia de otros mundos en el cielo, girando alrededor de Júpiter, encajaba a la perfección con las ideas copernicanas de que la Tierra no era el centro del Universo.

La publicación de Sidereus nuncius proporcionó a Galileo gran notoriedad en el pequeño mundo de los astrónomos y filósofos de la naturaleza de su tiempo. Y aún faltaban nuevos hallazgos. El 25 de julio de 1610 descubrió que Saturno tenía una extraña apariencia, como si estuviera formado por tres estrellas. Hay que tener en cuenta que la resolución del telescopio era muy pobre, y hoy sabemos que lo que contempló fueron sus anillos.

A finales de 1610 anunció otro descubrimiento que corroboraba el sistema copernicano: las fases de Venus. Observó a través del telescopio como la superficie iluminada del segundo planeta en tamaño del Sistema Solar cambiaba a lo largo de los días, de un modo parecido a como lo hace la Luna. Con respecto a nuestro satélite, todos sabemos a qué se deben las fases; pero ¿y en el caso de Venus? Para Galileo la respuesta era simple. Venus gira alrededor del Sol.

Las últimas observaciones de importancia para socavar el sistema aristotélico-ptolemaico que realizó Galileo con su anteojo fueron las relativas a las manchas solares. Evidentemente no se puede mirar directamente al Sol con o sin telescopio, pero un antiguo discípulo suyo, Benedetto Castelli (1578-1643), encontró un método seguro: dirigir la imagen del Sol hacia una pantalla colocada detrás del instrumento. De esta manera, pudo observar las manchas sobre la superficie solar. Presentó públicamente sus observaciones en 1613 en un libro titulado Istoria e dimostrazioni intorno alle macchie solari («Historia y demostraciones sobre las manchas solares»). «Continuamente se producen unas y otras se disuelven —escribió el astrónomo—. En su mayoría son de forma muy irregular, forma que va cambiando continuamente, alguna con rápida y muy variada mutación y otras con variación menor y más lenta. También varían en oscuridad, mostrándose ora condensadas ora dilatadas y rarificadas.»

En marzo de 1611, Galileo viajó a Roma. Invitado por su amigo, el cardenal Maffeo Barberini, realizó demostraciones con su telescopio a los jesuitas del Colegio Romano y también al papa Pablo V, del que recibió elogios.

El sabio italiano sostenía de forma cada más abierta sus ideas copernicanas, lo que le supuso el primer encontronazo con la Inquisición. En 1616, el cardenal jesuita Roberto Bellarmino le apercibió de que el sistema heliocéntrico debía tratarse sólo como hipótesis. En un edicto, el Santo Oficio incluyó De revolutionibus orbium coelestium de Copérnico en la lista de libros prohibidos y conminó a Galileo a que no siguiera defendiéndolo.

En 1623 murió el papa Pablo V, al que sucedió el cardenal Barberini, con el nombre de Urbano VIII. Sin embargo, el nuevo pontífice, que tantas veces había apoyado al astrónomo, confirmó el edicto de 1616. Galileo tuvo que seguir cumpliendo con lo ordenado al pie de la letra y exponer su teoría heliocéntrica como una mera hipótesis matemática.

Durante años, trabajó en un libro titulado Diálogo sobre los dos grandes sistemas del mundo, publicado en 1632. En la obra, un personaje llamado Salvati representaba la propia visión de Galileo y defendía el sistema copernicano. La teoría aristotélica-ptolemaica sustentada por la Iglesia era puesta en boca de un tal Simplicio (nombre que significa estúpido). Y un tercer personaje, Sagredo, era un neófito inteligente que representaba la visión neutral de quien busca la verdad sin aferrarse a dogma alguno.

Galileo no escribió la obra en latín como era habitual entre los científicos de la época, sino en lengua vulgar, para que fuera leída y entendida por el público general (por eso se le considera el primer divulgador científico). Inmediatamente, se desencadenó una fuerte polémica, que finalizó un año más tarde en acusación formal por «sospechas graves de herejía» ante la Inquisición. Tuvo que viajar a Roma, viejo y débil de salud, para ser sometido a juicio. El 22 de junio de 1633 fue obligado a abjurar públicamente de la teoría copernicana: «Yo, Galileo, hijo de Vincenzo Galileo de Florencia, a la edad de setenta años, interrogado personalmente en juicio y postrado ante vosotros, eminentísimos y reverendísimos cardenales, inquisidores generales (...) soy juzgado por este Santo Oficio vehementemente sospechoso de herejía, es decir, de haber mantenido y creído que el Sol es el centro del mundo e inmóvil, y que la Tierra no es el centro y se mueve (...) Con el corazón sincero y fe no fingida, abjuro, maldigo y detesto los mencionados errores y herejías y, en general, de todos y cada uno de los otros errores, herejías y sectas contrarias a la Santa Iglesia. Y juro que en el futuro nunca diré ni afirmaré, de viva voz o por escrito, cosas tales que por ellas se pueda sospechar de mí».¹

Galileo fue condenado a cadena perpetua, aunque la pena le fue conmutada por arresto domiciliario. Pasó el resto de su vida confinado en su villa próxima a Florencia. En su retiro consiguió completar la última de sus obras: Discorsi e dimostrazioni matematiche intorno à due nueve scienze attinenti la meccanica («Consideraciones y demostraciones matemáticas sobre dos ciencias nuevas relacionadas con la mecánica»), publicada en Leiden en 1638. Un año antes se había quedado ciego.

En la madrugada del 9 de enero de 1642 falleció en Arcetri confortado por dos de sus discípulos, Vincenzo Viviani y Evangelista Torricelli, a quienes se había permitido convivir con él los últimos años.

Hubo que esperar hasta 1822 para que la Iglesia admitiera oficialmente que la Tierra gira alrededor del Sol. El papa Juan Pablo II abrió en 1979 una investigación sobre la condena eclesiástica del astrónomo para su posible revisión, y en octubre de 1992 una comisión papal reconoció el error cometido con el astrónomo italiano.

El telescopio sirvió para desvelar la existencia de un firmamento plagado de estrellas y otros objetos celestes que hasta entonces eran demasiado débiles para ser apreciados por el ojo humano. Por primera vez Galileo ofreció la posibilidad de contemplar un Universo nuevo, lleno de fenómenos a la espera de ser descubiertos y estudiados. Y fue el primero en investigar los cielos aplicando el método científico, libre de interferencias filosóficas y teológicas. Por ello se le considera el padre de la astronomía moderna.

ARMONÍA SIDERAL

El otro gran revolucionario de la ciencia en aquella época fue el astrónomo y filósofo alemán, Johannes Kepler (15711630). Nació en Weil der Stadt, cerca de Württemberg, en el seno de una familia pobre. Tuvo una infancia y una juventud miserables.² A los tres años contrajo la viruela, enfermedad que debilitó su vista y casi paralizó sus manos. Apenas tenía autoestima y se describió a sí mismo con «una naturaleza en todos los sentidos muy perruna». Pero también gozó de una brillante inteligencia. Ingresó en la universidad de Tubinga para estudiar teología, pero pronto se interesó por las matemáticas y la astronomía. Se pasó buena parte de su vida tratando de comprender cómo se mueven los planetas e intuía que debían seguir algún tipo de ley. Uno de sus profesores, el matemático Michael Maestlin, le introdujo en los misterios de la hipótesis copernicana y el joven Kepler abrazó la teoría heliocéntrica con fervor. El Sol era una metáfora de Dios, alrededor de la cual giraba todo lo demás.

En 1594 aceptó un puesto de profesor de matemáticas en la ciudad de Graz (Austria) y poco después empezó a confeccionar almanaques astronómicos y meteorológicos, y horóscopos. «Dios proporciona a cada animal sus medios de sustento y al astrónomo le ha proporcionado la astrología», escribió el joven profesor.

El 9 de julio de 1595, durante una de sus clases, experimentó lo que consideraría la mayor intuición de su vida. En aquella época sólo se conocían seis planetas: Mercurio, Venus, la Tierra, Marte, Júpiter y Saturno. «¿Por qué sólo seis —se preguntó—, y no diez o veinte? ¿Y por qué solo se conocen cinco sólidos regulares o platónicos, figuras geométricas que, como el cubo, tienen iguales todas las caras?» No podía ser casualidad. Kepler pensó que los dos números estaban relacionados y que serían la clave utilizada por Dios para la construcción del Universo. La razón de que hubiera sólo seis planetas era porque sólo había esos cinco sólidos regulares, y esos sólidos, inscritos o anidados uno dentro de otro, como una matrioska rusa, determinarían las distancias del Sol a los planetas. «La órbita de la Tierra es la medida de todas las cosas —escribió Kepler—; circunscríbase a su alrededor un dodecaedro, y el círculo que contiene a éste debe ser Marte; circunscríbase alrededor de Marte un tetraedro, y el círculo que contiene a éste será Júpiter; circunscríbase alrededor de Júpiter un cubo y el círculo que contiene a éste será Saturno. Ahora bien, inscríbase dentro de la Tierra un icosaedro y el círculo que contiene éste será Venus; inscríbase dentro de Venus un octaedro y el círculo que contiene éste será Mercurio... Y tan intenso fue el placer causado por este descubrimiento que nunca podrá expresarse en palabras.»

Llamó a su revelación Mysterium Cosmographicum («El Misterio Cósmico»). La conexión entre los sólidos platónicos y la disposición de los planetas sólo tenía una explicación para Kepler: la mano de Dios, el Geómetra. Publicó la obra en 1596 y envió ejemplares a Galileo, que no llegó a leerla, y al astrónomo danés Tycho Brahe, matemático imperial del emperador Rodolfo II en Praga. Tycho quedó tan impresionado que le ofreció un puesto como ayudante. La oferta llegó justo a tiempo pues Kepler fue despedido como profesor de matemáticas en Graz por no convertirse al catolicismo. El 1 de enero de 1600 partió con su familia hacia Praga.

Tycho Brahe (1546-1601) era un personaje desmedido y extravagante. Llevaba una nariz de oro para disimular la cicatriz causada por la herida que sufrió en un duelo con otro estudiante debido a una discusión sobre los méritos de cada uno de ellos en matemáticas.

En la isla de Hven, situada entre Dinamarca y Suecia, construyó el observatorio de Uraniborg,³ el más grande y completo de su época.

El 11 de noviembre de 1572 observó una supernova en la constelación de Casiopea. Tan inesperada fue la visión que Tycho, asombrado y estupefacto, escribió: «Llevado a tal perplejidad por lo increíble que era la cosa que comencé a dudar de mis ojos». Hasta marzo de 1574, en que dejó de ser visible, la observó con atención tomando nota de su brillo y construyó una curva exacta de su luminosidad conforme se iba desvaneciendo con el paso del tiempo. Sus medidas demostraron que el nuevo objeto permanecía fijo en el firmamento, por lo que debía ser una estrella. Pero lo más importante es que los cielos dejaron de ser inmutables, por lo que Aristóteles debía estar equivocado.⁴ Recogió el hallazgo en su libro De nova stella (un título engañoso puesto que Tycho no vio el nacimiento de una nueva estrella, como él creía, sino los estertores de una vieja).

Cuando el 13 de noviembre de 1577 divisó un cometa, sus cálculos fueron la demostración definitiva de que su órbita discurría entre los planetas y no entre la Tierra y la Luna.

El astrónomo danés está considerado el observador a simple vista más preciso que haya habido jamás en la historia de la astronomía (para entonces, aún no se había inventado el telescopio). Sus observaciones fueron recogidas en el libro Astronomiae instauratae progymnasmata («Introducción a la nueva astronomía»), donde exponía un modelo del Universo intermedio entre el de Ptolomeo y Copérnico: la Tierra estaba en el centro, pero con los demás planetas girando en torno al Sol. Era un sistema mucho más complicado que el copernicano, por lo que no llegó a prosperar.

En 1599, cuando perdió el apoyo del rey danés, Brahe aceptó una oferta del emperador del Sacro Imperio Romano Germánico Rodolfo II de Habsburgo. Llegó a Praga en junio de 1599 y fue recibido en audiencia por el propio emperador, que le concedió el título de matemático imperial, una considerable renta y el castillo de Benatky para que instalara su observatorio. Aunque Tycho ya pasaba de los cincuenta años y ya no realizaría más descubrimientos de importancia, en aquel momento mantenía correspondencia con la figura que mejor podría aprovechar su enorme caudal de datos, Johannes Kepler, quien poco después entraría a su servicio como ayudante. Ambos se complementaban, pero la relación nunca fue buena porque Tycho se negó a facilitarle toda la información, y sólo de vez en cuando, le suministraba algún que otro dato. «Tycho no me dio oportunidad de compartir sus experiencias —se lamentó Kepler—. Se limitaba a mencionarme, durante una comida y entre otros temas de conversación, como si fuera de paso, hoy la cifra de apogeo de un planeta, mañana los nodos de otro... Tycho posee las mejores observaciones... También tiene colaboradores. Solamente carece del arquitecto que haría uso de todo este material».

Las discusiones y reconciliaciones serían continuas hasta la muerte de Tycho, el 24 de octubre de 1601. En su lecho de muerte legó sus observaciones a Kepler y en su lento delirio se le oía suspirar una y otra vez, como una amarga letanía «Que no parezca que he vivido en vano».

Kepler, convertido ahora en el nuevo matemático imperial, dedicó los años siguientes a observar los cielos y tabular los datos de Brahe. En 1604 observó la aparición de una supernova en la constelación de Ophiuchus, Ofiuco o Serpentario, lo que vino a confirmar que los cielos no eran inmutables como dictaban las teorías aristotélicas, sino que pueden experimentar cambios. Sus observaciones y deducciones fueron publicadas bajo el título Sobre la estrella nueva en el pie del serpentario.

Todos los astrónomos anteriores daban por supuesto que los planetas seguían órbitas circulares, pero las observaciones indicaban lo contrario. Durante más de una década y sin instrumentos para hacer los cálculos (todavía no se había inventado el cálculo infinitesimal y ni siquiera disponía de un rudimentario telescopio), Kepler trató de encontrar la curva que mejor se ajustara al movimiento de Marte. Al final, y muy a su pesar, se vio obligado a renunciar a la órbita circular y a poner en duda su fe en el Divino Geómetra. La elipse, en cambio, encajaba como un guante.

En este tipo de trayectorias, el Sol no está en el centro, sino desplazado en un foco de la elipse. Cuando un planeta está en un punto más próximo al Sol se acelera. Cuando se encuentra en el punto más lejano, su velocidad se reduce. Así es como Kepler descubrió la primera de sus tres grandes leyes: «Las órbitas de los planetas son elípticas, y el Sol ocupa uno de los focos de la elipse».

La segunda afirma que «el radio que une un planeta con el sol barre arcos iguales en tiempos iguales».

Estas dos leyes se publicaron en 1609 en Astronomia Nova («La nueva astronomía»). El libro pasó casi desapercibido y, de hecho, Galileo ni siquiera lo leyó (el desprecio del italiano por la obra de Kepler es uno de los capítulos más tristes de la historia de la astronomía).

Dos años más tarde murieron la mujer y un hijo de Kepler y abdicó el emperador Rodolfo, su protector. El astrónomo abandonó Praga y se trasladó a Linz, donde se casó de nuevo.⁵

En 1619 formuló su tercera ley: «Los cuadrados de los periodos de las órbitas de los planetas alrededor del Sol son proporcionales a los cubos de sus distancias a la estrella», publicada en su obra titulada Harmonices Mundi («Las armonías del mundo»).

Kepler intuyó la influencia del Sol en los movimientos planetarios asignándole cierto efecto magnético, del mismo modo que un imán atrae una pieza de hierro. La influencia se debilitaba con la distancia, de forma que los planetas exteriores se movían más lentamente que los interiores. Sus investigaciones allanaron el camino al descubrimiento de la gravitación universal por Newton.

«Mi intención en esto es demostrar que la máquina celestial puede compararse no a un organismo divino sino más bien a un engranaje de relojería —escribió Kepler—... Puesto que casi todos los múltiples movimientos son ejecutados por medio de una única fuerza magnética muy simple, como en el caso de un reloj en el cual todos los movimientos son producidos por un simple peso.»

En los siguientes años se dedicó a completar las observaciones de Tycho Brahe y en 1627 publicó las Tablas rudolfinas, un texto que se utilizó durante más de un siglo en todo el mundo para calcular las posiciones de los planetas y las estrellas.

En una Europa asolada por la guerra de los Treinta Años,⁶ el astrónomo perdió sus principales apoyos financieros. En 1628 Kepler entró al servicio de Albrecht von Wallenstein, en Silesia, quien le prometió, en vano, resarcirle de la deuda contraída con él por la Corona a lo largo de los años. Confeccionó horóscopos para el duque de Wallenstein, como antes lo había hecho para Rodolfo II, y pasó sus últimos años en la ciudad de Sagan. Tras estudiar a fondo la astrología, llegó a la conclusión de que carecía de fundamento, aunque llegó a ser más famoso en su época por sus cartas astrales que por sus hallazgos en el cielo. A pesar de su desconfianza en esta pseudociencia, siempre estuvo influido por ideas esotéricas. Creía en la «música de las esferas» de la que hablaban los pitagóricos. En su opinión, los movimientos celestes no eran más que una música continua y polifónica que debía ser «escuchada» por la razón y no por el oído. Trató de averiguar la nota musical que emitía cada planeta en su movimiento y llegó a la conclusión de que la Tierra (asolada por todo tipo de desastres) alternaba las notas «mi» de miseria, y «fa» de fámine o hambre.

A principios de noviembre de 1630 cabalgó hasta Ratisbona con la esperanza de cobrar el dinero que le adeudaban. Fue un duro viaje para un hombre de su edad y fallecería dos semanas más tarde, el 15 de noviembre, en esa ciudad alemana, a los cincuenta y ocho años. En su lápida figuró como epitafio: Mensus eram coelos, nunc terrae metior umbras; Mens coelestis erat, corporis umbra iacet («Medí los cielos y ahora mido las sombras. Mi mente estaba en los cielos, mi cuerpo reposa en la Tierra»).⁷

Kepler nunca consiguió entender del todo el sentido último de sus leyes del movimiento planetario. Isaac Newton sería el que diera una explicación natural con su ley de la gravitación universal.

3

UNA LEY UNIVERSAL

Nadie podía pensar que el hijo póstumo de un granjero inglés analfabeto llegaría a ser uno de los hombres de ciencia más importante de la historia de la humanidad. Isaac Newton nació en Woolsthorpe el día de Navidad de 1642, el año de la muerte de Galileo Galilei. Poco sabemos de su infancia. Cuando tenía tres años su madre, Hannah Ayscough, se casó en segundas nupcias con el reverendo Barnaby Smith y se mudó a la casa de éste en la vecina aldea de North Withan. El clérigo no tenía la menor intención de hacerse cargo de un hijo que no era suyo y el pequeño Isaac fue confiado a los cuidados de su abuela. Este «abandono» despertaría en Newton un sentimiento apático hacia su madre y contribuiría a conformar un carácter especial, reservado, silencioso y pensativo, que con el paso de los años daría lugar a una conducta hipocondríaca y misógina. A los once años, a raíz de la muerte del odiado padrastro, se reunió de nuevo con su madre, que había dado a luz a otros tres hijos.

En 1661 fue admitido en el prestigioso Trinity College de Cambridge en la categoría de estudiantes pobres.¹ Como era costumbre en la época, la enseñanza convencional se centraba en los principios de la teoría aristotélica. Pronto se despertaría su interés por la investigación experimental de la naturaleza, y se dedicó a estudiar por su cuenta a Kepler, Descartes, Galileo y Copérnico.

En 1663 conoció a Isaac Barrow, que llegó aquel año a Cambridge como profesor de matemáticas. Ocupaba una cátedra especial fundada y financiada por el matemático Henry Lucas (1610-1663), y que por este motivo fue conocida como Lucasiana.² Entre ambos nació una relación intelectual muy profunda que dio gran impulso a la formación y —más tarde también— a la carrera del joven científico.

En abril de 1665, y sin notas especialmente brillantes, consiguió el título de Bachiller en Ciencias. Ese mismo año, una epidemia de peste bubónica obligó a cerrar la Universidad de Cambridge y Newton regresó a Woolsthorpe, donde permaneció recluido durante dos años. Su genio e invención verían la luz en la granja de su madre. En ese periodo formuló el teorema del binomio que lleva su nombre y definió el cálculo infinitesimal al mismo tiempo que Gottfried Leibniz (1646-1716).³

Hasta esa época se desconocía prácticamente todo de la naturaleza de la luz. En 1666, Newton llevó a cabo una serie de sencillos experimentos que revolucionaron el campo de la óptica. Hizo pasar un rayo de luz solar a través de un simple prisma de vidrio y observó que se descomponía en distintos colores. El arcoíris dejó de ser un prodigio natural para ser considerado un fenómeno físico reproducible a voluntad.

En ese mismo año, comenzó a pensar en la gravedad. Mientras descansaba tranquilamente en el huerto de su casa, vio caer una manzana y como suele suceder en ciertas ocasiones, un hecho trivial ocurrido en el momento oportuno dio lugar a una serie de brillantes deducciones. Al menos, así se lo contó años más tarde el propio Newton a su amigo William Stokley que fue el encargado de relatar los hechos que dieron lugar a la leyenda de la manzana: «Después de comer, como hacía calor, nos encaminamos al jardín con el propósito de tomar el té a la sombra de unos manzanos, él y yo a solas. Al promediar nuestra charla, me dijo que se hallaba exactamente en la misma posición cuando, bastante tiempo atrás, se le había ocurrido la idea de la gravitación. La ocasión le había sido proporcionada por la caída de una manzana, mientras meditaba. ¿Por qué una manzana tenía que caer siempre perpendicularmente al suelo?, pensó para sí. ¿Por qué no se desplaza lateralmente o hacia arriba, sino siempre hacia el centro de la Tierra? Ciertamente, el motivo consiste en que la Tierra la atrae. Debe de existir en la materia un poder de atracción; y la suma de tal poder debe radicar en el centro de la Tierra, no en cualquier otra parte de ella. Por esto la manzana cae perpendicularmente, es decir hacia el centro. Si la materia atrae la materia, esto debe ocurrir proporcionalmente a su cantidad. Por ello la manzana atrae a la Tierra tal como la Tierra atrae a la manzana. ¿Existe por consiguiente una fuerza, como la que nosotros denominamos gravedad, que se extiende por todo el Universo?».

Newton no descubrió la gravedad. Su existencia se sabía desde antiguo. Lo que el genio de Newton intuyó fue la relación entre la caída de una manzana y el movimiento de los planetas. El físico británico se preguntó si la fuerza que atraía la manzana era la responsable de que los planetas orbiten alrededor del Sol y que la Luna lo haga alrededor de la Tierra. Si no fuera así, nuestro satélite saldría despedido en línea recta. Newton propuso que cada objeto del Universo ejerce una fuerza gravitatoria sobre cualquier otro. Los más pesados ejercen una fuerza mayor y los más cercanos se ven afectados con mayor intensidad que los más lejanos. De esta forma descubrió la famosa ley de la gravitación universal, que dice que todos los cuerpos se atraen con una fuerza proporcional al producto de sus masas e inversamente proporcional al cuadrado de su distancia. La fuerza centrífuga que sufre la Luna al girar alrededor de la Tierra tiende a alejarla, mientras que la atracción gravitatoria actúa en sentido contrario y llega un punto en que ambas fuerzas se equilibran. Por la misma razón, la Tierra y los demás planetas giran alrededor del Sol, sin escapar a su influencia pero sin caer en su gigantesca mole ardiente.

Hasta entonces la gravedad se entendía como algo que únicamente operaba en la Tierra. Nadie la había puesto en conexión con la fuerza que mantienen los planetas girando alrededor del Sol. De hecho, Kepler suponía que lo hacían debido a alguna misteriosa fuerza, probablemente de naturaleza magnética. Newton, dio el salto conceptual. Comprendió que la gravedad se manifiesta en el cielo y en la Tierra.

A su regreso a Cambridge sucedió a su maestro Barrow en la cátedra Lucasiana. En 1668 diseñó el primer telescopio reflector,⁴ compuesto por dos espejos, uno de ellos colocado en el extremo del tubo (espejo primario), que refleja la luz hacia el secundario, y éste al ocular. Los telescopios refractores, como los utilizados por Galileo, adolecían de un grave problema técnico: la aberración cromática. Dependiendo del vidrio, las lentes enfocan las diferentes longitudes de onda a distintas distancias, de forma que la imagen de una estrella concreta aparece distorsionada en una serie de anillos concéntricos multicolores, conocidos como «anillos de Newton».⁵

El fenómeno de la aberración cromática había sido descrito por Robert Hooke (1635-1703) en su libro Micrographia, aunque sería analizado por Newton. En una ponencia sobre este asunto, Newton omitió citar a Hooke o a su obra, lo que ofendió a éste profundamente. Esto dio lugar a un duro intercambio de correos, en los que Newton le escribió: «Si yo he sido capaz de ver más allá, es porque me encontraba sentado sobre los hombros de unos gigantes». Estas palabras se interpretaron como una gran muestra de la humildad de Newton, que reconocía el trabajo de científicos anteriores como Descartes.⁶ Sin embargo, y dado su carácter soberbio y pendenciero, se ha interpretado que, en realidad, se estaba mofando de Hooke debido a su escasa estatura. En cualquier caso, la acritud de la polémica provocó que Newton renunciara a publicar en ese momento un tratado con los resultados de sus investigaciones. De hecho, no fue hasta 1703 cuando publicó su obra más importante sobre óptica, Optiks, a Treatise of the reflexions, refractions, inflexions and colours of light, en la que desarrolló todas sus ideas.

En 1672, Newton decidió presentar su telescopio reflector a la Royal Society. Estaba constituido por un espejo parabólico de tan sólo unos 3 cm de diámetro ubicado en un tubo de unos 15 cm de longitud. Al no contener lentes, el instrumento no padecía de aberración cromática y podía ser tan potente como un refractor diez veces más largo. El diseño y fabricación de este instrumento le valieron su ingreso en esa institución científica.

Newton sostuvo la naturaleza corpuscular de la luz, lo que provocó el rechazo de algunos colegas, como Hooke y el holandés Christiaan Huygens (1629-1695), quienes defendían su naturaleza ondulatoria. No era el primer enfrentamiento que tenía con Hooke, ni sería el último.

LOS «PRINCIPIA»

En 1679 Newton se ausentó de Cambridge durante varios meses con motivo de la muerte de su madre y, a su regreso en el mes de noviembre, recibió una carta de Hooke, en aquellos momentos el máximo responsable de la Royal Society.⁷ Cinco años antes, Hooke había explicado el movimiento de la Luna mediante la idea de una «acción a distancia» que se transmitiría a través del espacio vacío para ejercer una atracción. En la carta que escribió a Newton le pedía su opinión sobre esas teorías que ya había publicado. Y también sobre el tipo de órbita que describiría la Luna, sugiriéndole que se mueve en una línea recta que se curva por la gravedad, y que la atracción siempre es dos veces proporcional a la inversa de la distancia. «No dudo de que usted gracias a su excelente método —concluía Hooke— encontrará fácilmente el resultado, es decir, de qué curva se trata y cuáles son sus propiedades.» Newton se puso a trabajar en el problema y mantuvieron una correspondencia sobre este asunto. En una de sus cartas, dedujo erróneamente que la curva resultante sería una espiral. Error que sería destacado por Hooke en una sesión de la Royal Society, lo que irritó sobremanera a Newton. El intercambio epistolar le provocó nuevos motivos de hostilidad hacia Hooke, pero también el estímulo para muchas reflexiones que acabaron siendo de importancia decisiva. El físico inglés acabaría encontrando la solución, pero dolido y reservado, no habló de ello con nadie.

El tema del movimiento de los cuerpos celestes siguió siendo uno de los más discutidos en la Royal Society. Un día de enero de 1684, el arquitecto y matemático sir Christophen Wren (1632-1723); el astrónomo Edmund Halley (1656-1742), descubridor del famoso cometa que lleva su nombre; y Robert Hooke se reunieron en una taberna londinense con el fin de discutir sobre este asunto, admitiendo sus fracasos. En un momento dado, Wren prometió la edición de un libro como premio a quien lograra suministrar una demostración de la ley. En agosto siguiente, Halley se dirigió a Cambridge para saber qué pensaría Newton del problema, en espera de su contribución. Y cuando le formuló la pregunta del tipo de curva que seguiría el cuerpo celeste, Newton le contestó inmediatamente: «Una elipse». Dichoso y sorprendido, Halley le preguntó cómo había llegado a esa conclusión. «¿Cómo? —respondió Newton—, lo he calculado.»

Nadie sabe con precisión cómo Newton llegó a esos resultados en el plazo de unos pocos años. Además, con su típica distracción, había perdido las hojas en las que había formulado los cálculos. Le prometió a Halley que se los facilitaría cuanto antes y volvió a redactarlos. En pocos meses los completó y recopiló en un texto titulado De Motu Corporum («Acerca del movimiento de los cuerpos»), que desarrolló posteriormente en el libro Philosophiae naturalis principia mathematica («Principios matemáticos de la filosofía natural», también conocido simplemente como Principia). Halley no sólo convenció a Newton para que publicara su obra, también se encargó de que fuera presentada en abril de 1686 ante la Royal Society y de que ésta asumiera su edición, aunque finalmente fue el propio Halley quien corrió personalmente con los gastos de impresión, terminada el 5 de julio de 1687.

En los Principia se recogen sus tres famosas leyes del movimiento:

– Primera ley de Newton o ley de la inercia: todo cuerpo permanece en estado de reposo o en movimiento uniforme en línea recta a no ser que alguna fuerza actúe sobre él y lo obligue a cambiar.

– Segunda ley o principio fundamental de la dinámica: el cambio ocurre en proporción a la fuerza que se aplica y en su misma dirección.

– Tercera ley: Toda acción provoca una reacción igual y de sentido contrario.

Estas leyes permitieron a Newton expresar la ley de la gravitación universal en una única fórmula:

F representa la fuerza gravitatoria de atracción entre dos cuerpos, de masas m₁ y m₂, separados por una distancia d elevada al cuadrado. G es la constante gravitatoria.

A pesar de los trabajos de Newton, el mecanismo por el que se produce la acción gravitatoria a distancia siguió siendo un misterio. El carro tirado por un caballo, el cubo que elevamos del pozo con una soga, o la bala de cañón que sale disparada por la detonación del explosivo, son ejemplos claros donde existe una causa perceptible de la fuerza ejercida. Pero ¿cómo explicar el principio que mantiene una masa tan inmensa como la de la Luna girando día tras día alrededor de la Tierra?

Newton propuso la existencia de un medio invisible llamado éter,⁸ que llenaría todo el espacio entre los cuerpos materiales. La densidad del éter variaría conforme nos alejamos de los objetos, de forma que la diferencia de densidad entre las distintas capas etéreas generaría el empuje que llamamos gravedad.

El impacto de las leyes de Newton fue gigantesco. Cambiaron la física y la astronomía por completo. Gracias a ellas, los astrónomos pudieron disponer de una potente herramienta que les permitió calcular la masa del Sol y de los planetas, y explicar el movimiento de los cuerpos celestes. Newton proporcionó un nuevo tipo de orden a las mediciones astronómicas al poner de manifiesto las interconexiones entre lo que hasta entonces había sido un conjunto de observaciones confusas realizadas a lo largo de los siglos. Otros habían tenido ideas parecidas pero fueron incapaces de hacer que encajaran.

A diferencia del Revolutionibus de Copérnico, los Principia tuvo una gran acogida y fue considerada por muchos la obra científica más importante de la historia.

Newton, que había señalado la fuerza de la gravedad como el principio ordenador de toda la naturaleza, afirmaba que era la expresión de la voluntad de un Ser Supremo, creador y regulador del mundo. «Esta elegantísima trabazón del Sol, los planetas y los cometas no pudo tener origen sin el designio y el poder de un Ente inteligente y poderoso...», escribió el físico británico.

Sin embargo, ese equilibrio entre ciencia y religión que la física newtoniana parecía garantizar no duró demasiado. En el siglo XVIII, científicos y filósofos comprobaron que el sistema de Newton gozaba de un funcionamiento tan perfecto que, una vez puesto en movimiento, podía proceder por sí mismo, sin intervención alguna proveniente de lo alto. Ocurrió precisamente lo que Newton no deseaba. Había pensado en un Universo en el que Dios fuese condición necesaria, pero al mismo tiempo, había facilitado la premisa para que la ciencia de épocas posteriores dejase de necesitarlo.

En 1687 defendió los derechos de Cambridge contra el impopular rey Jacobo II, que intentó transformar la universidad en una institución católica. Su eficaz actuación lo condujo a ser elegido miembro del Parlamento en 1689, cuando el monarca fue destronado y enviado al exilio. Acudió durante varios años a la Cámara aunque nunca intervino.⁹

En 1696 abandonó la cátedra Lucasiana para dirigir la Casa de la Moneda, donde, además de perseguir a los falsificadores, fue implacable y cruel a la hora de juzgarlos y enviarlos a la horca. Dejó de lado prácticamente toda actividad científica y se consagró progresivamente a los estudios religiosos. Fue elegido presidente de la Royal Society en 1703, cargo que mantuvo hasta su muerte. Al frente de esta institución hizo todo lo posible para que desapareciese cualquier referencia de su rival ya fallecido, Robert Hooke, de modo que hoy en día no queda ninguna imagen suya. En 1705 fue nombrado caballero por la reina Ana, como recompensa a los servicios prestados.

En su vejez padeció diversos problemas renales, incluidos atroces cólicos nefríticos. Murió el 20 de marzo de 1727. Fue enterrado en la abadía de Westminster junto a los grandes hombres de Inglaterra. El gran poeta Alexander Pope fue el encargado de redactar su epitafio: «La naturaleza y las leyes de la naturaleza yacían envueltas en la noche. Dios dijo: “Hágase Newton”, y todo fue luz».

Como persona, Newton fue egocéntrico, mezquino y tramposo, incapaz de despertar afecto o de estrechar lazos de amistad. Sumamente religioso, coqueteó con la alquimia y las pseudociencias y fue un implacable perseguidor de falsificadores y facinerosos. Sin embargo, como científico forjó un Universo clásico, racionalista e infinito ceñido a un puñado de principios físicos, descubrió la ley de la gravedad, inventó el teorema del binomio y fundó el cálculo diferencial junto a Leibniz.

SISTEMA DEL MUNDO

La gran obra de Newton culminó la revolución científica iniciada por Nicolás Copérnico e inauguraba un periodo de confianza sin límites en la razón, extensible a todos los campos del conocimiento.

La mecánica celeste basada en sus principios tuvo un éxito enorme durante el siglo XVIII, pero algunos movimientos planetarios continuaban sin explicación: Júpiter estaba sometido a una aceleración aparente, mientras Saturno parecía frenarse poco a poco, igual que la Luna. Si estos movimientos continuaban indefinidamente, Júpiter acabaría cayendo sobre el Sol, Saturno escaparía del Sistema Solar, y la Luna chocaría contra la Tierra. Con tan sólo veintitrés años, el matemático francés Pierre Simon de Laplace (1749-1827) demostró que la aceleración de Júpiter y el frenado de Saturno eran movimientos periódicos. Los larguísimos periodos (del orden de mil años) habían hecho creer que estas variaciones eran continuas e indefinidas. En 1785 demostró que tales anomalías se debían a las posiciones relativas de Júpiter y Saturno respecto del Sol. Y dos años más tarde confirmó que el movimiento anómalo de la Luna también era oscilatorio y estaba causado por pequeños efectos en el triple sistema «Sol-Tierra-Luna». En 1796 publicó Exposición del Sistema del Mundo, en la que formuló una teoría sobre la formación del Sol y del Sistema Solar a partir de una nebulosa. En su presentación, Napoleón le comentó: «Me cuentan que ha escrito usted este gran libro sobre el sistema del universo sin haber mencionado ni una sola vez a su creador». A lo que Laplace contestó: «Sire, nunca he necesitado esa hipótesis».

El astrónomo francés se dejó arrastrar por el éxito de las teorías científicas para asegurar, a principios del siglo XIX, que el Universo era completamente determinista. Por ejemplo, si supiéramos las posiciones y velocidades del Sol y los planetas en un instante dado, podríamos emplear las leyes de Newton para calcular su posición en cualquier otro momento. El determinismo resultaba evidente en este caso, pero Laplace fue todavía más lejos al suponer que había leyes similares gobernando todos los fenómenos, incluido el comportamiento humano.

La teoría del determinismo científico encontró oposición en amplios sectores que pensaban que infringía la libertad divina de intervenir en el mundo, pero aun así, se mantuvo vigente hasta las primeras décadas del siglo XX.

4

EL CÓDIGO DE BARRAS DE LAS ESTRELLAS

Newton demostró que la luz del Sol se descomponía en los colores del arcoíris al atravesar un prisma. Lo llamó «espectro cromático», del latín spectrum, «fantasma». Durante ciento cuarenta años, este fenómeno fue conocido pero no estudiado.

El famoso astrónomo William Herschel (1738-1822) sabía —como todo el mundo— que la luz solar calentaba los objetos que iluminaba. Pero dado que la luz podía dividirse en distintos colores, se interesó por analizar cuánta luz transmitía cada color. En 1800 ideó un sencillo experimento. Hizo pasar un rayo de luz a través de un prisma y colocó un termómetro en cada uno de los colores del arcoíris. Herschel comprobó que la temperatura aumentaba al pasar de la parte azul a la parte roja del espectro visible. Colocó entonces un termómetro un poco más allá de la parte roja del espectro, en una región donde no había luz visible, y descubrió que la temperatura era todavía más alta. Herschel concluyó que existía un tipo de radiación invisible a la que llamó «rayos caloríficos» por el efecto que descubrió en ella. Hoy se conoce con el nombre de «infrarrojo o radiación infrarroja» (el prefijo «infra» proviene de la palabra latina que significa «inferior o debajo»).

Un año después, el físico alemán Johann Wilhelm Ritter (1776-1810) descubrió que más allá del violeta también existía una radiación invisible que era capaz de oscurecer un papel impregnado en cloruro de plata. Ritter llamó a este tipo de radiación «rayos químicos», aunque pronto comenzó a ser conocida como «luz ultravioleta o radiación ultravioleta» (la palabra «ultra» significa «más allá»).

En 1802, el químico británico William Hyde Wollaston (1766-1828) perfeccionó el experimento de Newton, instalando una rendija estrecha en la trayectoria de un rayo de luz. Con este método, fue el primero en descubrir la presencia de siete líneas oscuras entre los colores del espectro. Sin embargo, falló al interpretar que no eran más que meras separaciones entre los colores del arcoíris. El astrónomo, físico y óptico alemán Joseph von Fraunhofer (1787-1826) desarrolló una instrumentación mucho más avanzada que, en 1814, le permitió descubrir unas seiscientas líneas oscuras en el espectro solar.

UN ESPECTROSCOPIO PARA ANALIZAR ESTRELLAS

Fraunhofer nació en Straubing, Baviera, el 6 de marzo de 1787. Huérfano a los once años, comenzó a trabajar como aprendiz en el taller del maestro cristalero Philipp Anton Weichelsberger, en el centro de Múnich. En 1801 el edificio se derrumbó y el joven Joseph quedó sepultado bajo los escombros. La operación de salvamento fue dirigida personalmente por el futuro Maximiliano I de Baviera quien —además— se convirtió en su mecenas. Nadie podía imaginar que aquel aprendiz, que ni siquiera había ido a la escuela, llegaría a ser uno de los fabricantes de telescopios y científicos más célebres del siglo XIX.

Fraunhofer entró a trabajar en el Instituto Benediktbeuern de Óptica y a los treinta y un años ya era director del centro. Hacia 1813 disponía de una fundición de vidrio con grandes hornos de fusión, grúas y hornos fríos.¹ La lente más grande que salió de su taller tenía unos 25 cm de diámetro, todo un récord para la época.

En 1814 diseñó un instrumento, llamado espectroscopio, compuesto por un prisma acoplado a un telescopio. Los prismas de Fraunhofer eran los más puros y mejor tallados, mientras que sus telescopios eran los mejores del mundo por la calidad de sus lentes. Repitió el experimento de Newton haciendo pasar un rayo de Sol a través de su espectroscopio y, con gran sorpresa, observó que el espectro cromático aparecía lleno de rayas: contó más de quinientas líneas negras (¡hoy conocemos decenas de miles!).

A continuación, emprendió un cuidadoso estudio de estas líneas, midiendo su frecuencia y longitud de onda con precisión. Designó las más intensas con letras, de la A (en el rojo oscuro) a la K (en el violeta).

También comparó la luz solar con la de planetas como Júpiter y Marte. En estos últimos aparecían rayas en los mismos lugares del espectro cromático, lo cual era lógico, ya que carecen de luz propia y no hacen más que reflejar la del Sol. Pero cuando enfocó a estrellas muy luminosas, como Sirio, sólo pudo reconocer unas pocas rayas negras y en lugares distintos del espectro. Lamentablemente, no disponía de tiempo suficiente para la investigación científica, ya que los observatorios astronómicos de todo el mundo requerían los grandes telescopios que salían de su fábrica. De hecho, no encontró tiempo para contraer matrimonio o atender su salud. Los venenosos vapores de plomo de la fábrica de vidrio le afectaron durante años. Aún no había cumplido los treinta y nueve cuando cayó gravemente enfermo de una de las peores dolencias del siglo XIX: la tuberculosis pulmonar. Murió el 7 de junio de 1826. En su tumba reza el epitafio «Acercó las estrellas».²

Hubo que esperar casi medio siglo para que dos científicos alemanes desvelaran el misterio de las rayas negras. El físico Gustav Robert Kirchhoff (1824-1887) y el químico Robert Bunsen (1811-1899)³ calentaron distintos gases y analizaron su espectro. Observaron que los distintos elementos (litio, sodio, potasio, calcio, etc.) emitían una serie de líneas de brillantes características, es decir, cada gas tenía una firma inequívoca compuesta por sus líneas de emisión. Poco después, el propio Kirchhoff demostró que las líneas brillantes se convertían en oscuras cuando el gas se iluminaba desde atrás con luz blanca. Los investigadores llegaron a la conclusión de que el espectro de luz solar es un código de barras que nos revela la composición química de la atmósfera del Sol, la proporción de cada elemento y la temperatura a la que se encuentra. Por ejemplo, la línea D de Fraunhofer indicaba la presencia de sodio; la F, de hierro y la G, de calcio. Cada estrella posee su propia composición, de ahí que presenten espectros diferentes. También se identificó en la luz solar una línea negra que no se había encontrado en ningún elemento de la Tierra, por muchos gases que se investigaran, a la que se dio el nombre de helio⁴ (se descubriría a finales del siglo XIX en nuestro planeta, donde se encuentra en muy pequeñas cantidades).

Había nacido una nueva ciencia: la astrofísica. Gracias a Fraunhofer, los científicos pudieron observar las estrellas en el laboratorio y analizar su composición.

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MAGNETISMO Y ELECTRICIDAD

SE DAN LA MANO

En el siglo XIX tuvo lugar otro de los grandes avances de la física, basado en dos fenómenos conocidos desde la antigüedad: el magnetismo y la electricidad.

El primer material magnético que el hombre observó en la naturaleza fue un mineral llamado magnetita (Fe₃0₄),¹ capaz de atraer el hierro. Por lo que respecta a la electricidad, una de las etimologías de palabras científicas más curiosas es la de «electrón», que en griego significa «ámbar». Tales de Mileto fue el primero en observar que cuando se frotaba una barra de ámbar con un paño, la barra podía atraer objetos ligeros. También se conocían animales como las anguilas que producían descargas eléctricas.

En 1820, el físico danés Hans Christian Oersted (1777-1851) desarrolló un curioso experimento para demostrar la hipotética conexión entre ambos fenómenos. Cuando hacía circular una corriente por un circuito eléctrico, observaba que la aguja de una brújula cercana se desviaba del norte magnético.

En 1821 el británico Michael Faraday (1791-1867), basándose en los experimentos de Oersted, logró desarrollar el primer motor eléctrico conocido.² En 1831 construyó un precursor del transformador eléctrico y la primera dinamo que transformó el movimiento de un imán en una corriente eléctrica inducida en una bobina. Este experimento le condujo a introducir el concepto de líneas de fuerza eléctricas y magnéticas. En 1845 descubrió el efecto que lleva su nombre, la desviación del plano de la luz polarizada al atravesar un material transparente sometido a la acción de un campo magnético intenso. Se trataba del primer caso conocido de interacción entre el magnetismo y la luz.³

El escocés James Clerk Maxwell (1831-1879) realizó avances en casi todos los campos de la física, pero su logro principal fue la unificación de la electricidad y el magnetismo que hasta ese momento se habían considerado fuerzas independientes. Maxwell propuso las ecuaciones que llevan su nombre, a partir de las cuales se pueden deducir todos los fenómenos conocidos de los campos eléctricos y magnéticos, así como sus respectivas interacciones. Además, demostró que la luz se comporta como una onda, uno de los grandes hitos en la unificación de la física. Sobre todo, cuando tomamos conciencia de que la llamada luz visible es tan sólo un determinado rango de longitudes de onda del espectro.

ESPECTRO ELECTROMAGNÉTICO

Nuestros ojos sólo son sensibles a una pequeña parte del espectro electromagnético que denominamos «luz visible». A lo largo del siglo XIX se llegó a definir el espectro electromagnético, ordenado por su longitud de onda o frecuencia:⁴ Ondas de radio (tienen la longitud de onda más larga, desde millones de metros hasta unos 30 cm);⁵ microondas (desde 30 cm hasta 1);⁶ infrarroja (IR)⁷ (desde 1 mm hasta 10-6 m aproximadamente); radiación visible (entre 10⁻⁶ m y 390 nm);⁸ radiación ultravioleta (desde 390 nm hasta 1nm);⁹ rayos X¹⁰ (entre 1 nm y 10⁻¹¹ m) y rayos gamma (γ)¹¹ (con longitudes de onda desde 10⁻¹¹ m hasta valores infinitesimales).

El trabajo de Faraday y Maxwell se vio confirmado de manera espectacular en 1887 cuando el físico alemán Heinrich Hertz (1857-1894) logró por primera vez producir y detectar ondas de radio en laboratorio. Para ello construyó un oscilador (antena emisora) y un resonador (antena receptora), con los que transmitió ondas electromagnéticas, poniendo en marcha la telegrafía sin hilos y la radio. Estas ondas reciben el nombre de hertzianas.

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EL NACIMIENTO DE UNA NUEVA FÍSICA

A finales del siglo XIX, las dos grandes ramas de la física, la mecánica y el electromagnetismo, parecían capaces de explicar por sí solas cualquier fenómeno de la naturaleza. Con un optimismo que hoy nos parece totalmente injustificado, muchos físicos se aventuraron a pensar que la ciencia había tocado techo, que no quedaba nada más por descubrir, tan sólo detalles en los modelos y teorías. Uno de los científicos más importantes de la época, William Thomson, conocido como lord Kelvin (1824-1907), llegó a afirmar: «Ya no hay nada nuevo para ser descubierto en física. Todo lo que queda son mediciones más y más precisas».

Sin embargo, quedaban algunos cabos sueltos. Uno de ellos se refería a la estructura interna de la materia. El neozelandés Ernest Rutherford (1871-1937) estudió experimentalmente la composición interna del átomo y concluyó que existía un núcleo interno con carga positiva y una región exterior donde se encontraban los electrones, con carga negativa. Se pensaba que la disparidad de signos mantenía la integridad de los átomos por atracción electroestática y que el movimiento orbital de los electrones —similar al de los planetas en torno al Sol— impedía que cayesen hacia el núcleo. Sin embargo, esta comparación era incorrecta porque en este caso no es la fuerza gravitatoria sino la electromagnética la que los mantiene en sus órbitas. Pero una carga en movimiento acelerado (y un electrón lo es) emite ondas electromagnéticas. Esto significa que deberían estar perdiendo energía constantemente hasta precipitarse contra el núcleo, colapsando el sistema. Dado que obviamente esto no ocurre, la física clásica resulta incompetente para explicar la estabilidad de la materia.

A esta paradoja se añadía otra conocida como el «problema del cuerpo negro». En física, un cuerpo negro es un objeto ideal capaz de absorber perfectamente toda la radiación que recibe. Imaginemos, por ejemplo, el interior de un horno hermético en el que se ha practicado un pequeño orificio. Un haz de luz que penetre en su interior será absorbido por las ennegrecidas paredes del horno sin que se refleje nada hacia el exterior. Este modelo fue utilizado por Gustav Kirchhoff en 1860. Un objeto de estas características también se comporta como un emisor perfecto de radiación. Kirchhoff calentó el recipiente y trazó un gráfico de las frecuencias según las distintas temperaturas. Observó que había una emisión continua en todas ellas, con un pico de emisión (máximo de intensidad) que se desplaza a frecuencias más altas conforme mayor es la temperatura del cuerpo.

Los físicos lord John William Strutt Rayleigh (1842-1919) y sir James Hopwood Jeans (1877-1946) desarrollaron una fórmula para explicar el comportamiento del cuerpo negro, que se conoce como ley de Rayleigh-Jeans. A grandes rasgos, dice que un cuerpo a elevada temperatura emitiría infinita radiación ultravioleta, lo cual va en contra de toda evidencia experimental y cotidiana. A este comportamiento malévolo se le conoce como «Catástrofe Ultravioleta». Resultaba evidente que la física clásica era incapaz de ofrecer soluciones al problema del cuerpo negro.

La solución vino de la mano del físico germano Max Karl Ernest Ludwig Planck, quien abrió camino a una nueva rama de la física. Planck vino al mundo el 23 de abril de 1858 en la ciudad alemana de Kiel, en el seno de una familia de gran tradición académica. Alumno de Gustav Kirchhoff se doctoró en Física a los veintiún años con una tesis sobre la segunda ley de la termodinámica, y fue profesor en las universidades de Kiel, Múnich y Berlín.

Planck atacó el problema de la radiación del cuerpo negro considerando los átomos de las paredes del horno como osciladores¹ cuyas frecuencias de vibración coincidían con las de las radiaciones absorbidas o emitidas. Para calcular la energía emitida por el cuerpo negro a una determinada temperatura era preciso sumar las contribuciones de todas y cada una de las frecuencias posibles, lo que inevitablemente lleva el resultado al infinito. Sin embargo, el físico austriaco Ludwig Edward Boltzmann (1844-1906) le propuso considerar las frecuencias del espectro negro como discontinuas. Al fin y al cabo, el átomo había introducido la discontinuidad en la concepción física de la materia. ¿Qué impedía hacer lo mismo con las frecuencias de vibración de esos mismos átomos, considerados como osciladores? Como el resto de los físicos hasta ese momento, Planck creía que la radiación vendría descrita por las leyes de Maxwell del electromagnetismo clásico y que sería emitida y absorbida de forma continua. A pesar de sus reparos, decidió adoptar la sugerencia de Boltzmann como una mera herramienta de cálculo. Para su sorpresa, los resultados teóricos cuadraron a la perfección con los experimentales.²

El científico alemán tuvo que admitir que la radiación no se emite de forma continua, sino en ciertos paquetes pequeñísimos pero indivisibles de energía que llamó «cuantos» (del latín quantum, que significa «cualquier cantidad de algo»).³

Las investigaciones de Planck dieron lugar al nacimiento de un campo totalmente nuevo, conocido como física cuántica, y proporcionaron los cimientos para la investigación en otras disciplinas como la energía atómica. En 1918 fue galardonado con el premio Nobel de Física. El resto de su vida se vio tristemente ensombrecida por las dos guerras mundiales del siglo XX. En la primera perdió a su hijo mayor en el frente. En la segunda, sufrió las consecuencias del nazismo. Hombre de gran integridad, se opuso a la política racista de Hitler y su hijo menor, Erwin, fue acusado de complicidad en el atentado contra el Führer de 1944, torturado y asesinado por la Gestapo. Ese mismo año su casa berlinesa fue destruida por un bombardeo aliado. Desplazado en el caos del final del conflicto, fue recogido por los estadounidenses y trasladado a Gotinga, donde murió en 1947.

DOS GRIETAS EN EL EDIFICIO DE LA FÍSICA

A principios del siglo XX el éxito de la física era tan grande que parecía una ciencia prácticamente terminada. A la teoría de la gravitación universal de Newton se había sumado la Mecánica Racional desarrollada por el francés Joseph-Louis de Lagrange (1736-1813) y el irlandés William Rowan Hamilton (1805-1865); Maxwell había unificado el electromagnetismo con sus ecuaciones, y Max Planck acababa de formular su teoría cuántica. Parecía que el Universo podía describirse en términos matemáticos y la física era sumamente fiable en sus predicciones. Tan sólo quedaban dos pequeñas fisuras en este gran edificio y, en aquellos momentos, resultaba inconcebible que pudieran hacerlo tambalear:

1. El perihelio de la órbita de Mercurio⁴ se desplazaba lentamente a lo largo del tiempo (un grado cada diez mil años), pero lo suficiente para constituir una anomalía inexplicable en el seno de la física newtoniana. El matemático francés Urbain Jean Joseph Le Verrier (1811-1877) intentó explicarlo en 1859 mediante la existencia de un planeta más cercano al Sol al que llamó Vulcano. Pero a principios del siglo XX la búsqueda de este astro había resultado infructuosa y el comportamiento de Mercurio permanecía sin explicación.

2. La velocidad de la luz parecía comportarse con terquedad. En 1880 Albert Abraham Michelson (1852-1931) y Edward Morley (1838-1923), desarrollaron un famoso experimento, considerado como uno de los más importantes de la historia de la física. Intentaron determinar la influencia del éter en la propagación de la luz y descubrieron que esta sustancia no existía. Michelson y Morley suministraron la evidencia experimental para una nueva concepción de las leyes de la naturaleza que años más tarde se conocería como la teoría de la relatividad especial de Einstein.

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UN AÑO MILAGROSO

Albert Einstein nació en la ciudad alemana de Ulm en el seno de una familia judía. No destacó especialmente en la escuela por su brillantez. A los doce años, un amigo de la familia le regaló un manual de geometría euclidiana. «La claridad y la certeza de lo que contenían —escribiría más tarde Einstein— me causaron una indescriptible impresión.» Llamó al regalo «el santo libro de la geometría». En 1894, cuando tenía quince años, su familia se trasladó al norte de Italia, primero a Milán y luego a Pavía. Albert se quedó en Múnich, en casa de un pariente lejano para que pudiera completar los tres años de escuela que le quedaban. Pero esas Navidades tomó un tren y cruzó los Alpes, para informar a sus alarmados padres de que no regresaría a Alemania. En cambio les prometió que estudiaría por su cuenta e intentaría que le admitieran en el prestigioso Instituto Federal de Tecnología de Zúrich. Al otoño siguiente suspendió el examen de ingreso, pero después de un año de estudios, consiguió matricularse en 1896. Preocupado por la atmósfera militarista que reinaba en su país de origen, renunció a la nacionalidad alemana aquel mismo año y adquirió la suiza. Se graduó en 1900 y trabajó de profesor suplente hasta 1902, cuando logró un empleo en la Oficina de Patentes de Berna. Ese mismo año tuvo una hija con Mileva Maric, antigua compañera de instituto, a la que dieron en adopción. Al año siguiente se casarían.

El empleo en la Oficina de Patentes le dio libertad para concentrarse en sus trabajos de física teórica. En 1905, calificado por muchos como el año milagroso de Einstein, revolucionó la física con tres aportaciones fundamentales.

La primera fue la explicación del efecto fotoeléctrico que confirmó la teoría cuántica de Planck de que la luz se emite en paquetes o cuantos. También explicó el movimiento browniano,¹ el movimiento aleatorio que experimentan las partículas microscópicas inmersas en un fluido. Este movimiento se debe a que la superficie de estas partículas es bombardeada incesantemente por los átomos y moléculas del fluido sometidos a una agitación térmica. Por último, y no menos importante, desarrolló la teoría de la relatividad especial, una idea que al propio Einstein le costó aceptar: «Debo confesar —escribió más tarde— que en el mismo comienzo, cuando la teoría de la relatividad especial empezaba a germinar dentro de mí, sufrí toda clase de conflictos nerviosos». Publicada en los Annalen der Physik, introdujo el concepto de las cuatro dimensiones: las tres del espacio (ancho, largo y alto) más el tiempo.

La relatividad especial derrocó el supuesto newtoniano de que el espacio y el tiempo eran fijos. Según las leyes de Newton, dos o más movimientos se suman de acuerdo con las reglas de la aritmética elemental. Supongamos que un tren pasa a nuestro lado a 20 km/h y que un niño que viaja en él tira una pelota a 10 km/h en el sentido de la marcha del tren. Para el niño, la pelota se desplaza a 10 km/h, pero para nosotros, que observamos desde el andén, ambos movimientos se suman, de modo que nos parecerá que va a 30 km/h. De este ejemplo se deduce que no se puede hablar de la velocidad de la pelota sin más. Lo que cuenta es su velocidad «relativa» con respecto a un observador.

Einstein observó que el concepto físico que explica el movimiento de las pelotas en un tren no sirve en el caso de la luz. La luz siempre viaja a velocidad constante (unos 299.793 km/s en el vacío), cualquiera que sea la localización del observador. Para explicarlo, Einstein dedujo que había que aceptar una serie de fenómenos inesperados. Halló, por ejemplo, que los objetos tenían que acortarse en la dirección del movimiento, tanto más cuanto mayor fuese su velocidad, hasta llegar finalmente a una longitud nula en el límite de la velocidad de la luz. También descubrió que el paso del tiempo en un objeto en movimiento era cada vez más lento a medida que aumentaba la velocidad, hasta llegar a pararse en dicho límite. El tiempo se vuelve un fenómeno relativo, una idea completamente contraria al aforismo de Isaac Newton, quien afirmó: «El tiempo absoluto, cierto y matemático, por sí mismo y por su propia naturaleza fluye uniformemente, sin atender a nada exterior».²

La relatividad especial también afirmaba que la masa de los objetos en movimiento tenía que aumentar con la velocidad, hasta hacerse infinita en el límite de la velocidad de la luz. Masa y energía son equivalentes. La parte más famosa de la teoría es la famosa fórmula E = mc², donde E es la energía, m la masa y c es la velocidad de la luz. Esta elegante ecuación abrió las puertas a un universo inimaginable y contrario a todo lo intuitivo.

Einstein esperaba que sus artículos le hicieran acreedor de cierto reconocimiento científico y quizá —incluso— de un puesto académico. «Pero se sintió amargamente decepcionado —se lamentó—. A la publicación sólo le siguió un gélido silencio.» Sin embargo, no era del todo cierto. Hubo un pequeño pero respetable grupo de físicos que no tardaron en tomar nota de los artículos de Einstein, aunque este interés tampoco le proporcionó ninguna oferta de trabajo.

TEORÍA DE LA RELATIVIDAD GENERAL

Einstein era consciente de que su teoría estaba incompleta en al menos dos aspectos. En primer lugar sostenía que ninguna otra interacción física podía propagarse a mayor velocidad que la de la luz, lo cual entraba en conflicto con la ley de Newton, que concebía la gravedad como una fuerza que actuaba instantáneamente entre dos objetos distantes. Y en segundo lugar, su teoría sólo se aplicaba al movimiento con velocidad constante.

En 1915 publicó la «teoría general de la relatividad». Su ecuación principal no es tan famosa como E = mc², pero seguramente es muchísimo más profunda y revolucionaria:

Para muchos lectores estos símbolos son incomprensibles, pero esta ecuación es la herramienta básica de la cosmología moderna, la que permitió a los físicos desarrollar el concepto teórico del Big Bang antes de tener constancia experimental de su existencia. De hecho fueron capaces de llegar a estas conclusiones sensacionales simplemente razonando sobre unas cuantas ecuaciones escritas en una hoja de papel.

Si nos fijamos en la parte izquierda de la ecuación, y sin entrar en tecnicismos, gμν y Rμν describen como son el espacio y el tiempo. En el miembro de la derecha, Tμν es el tensor energía-momento, la materia y la energía que hay en el Universo.

Lo que nos indica esta ecuación es que la forma del espacio y el tiempo están determinados por el contenido del Universo (materia y energía).

Esta teoría proporciona una descripción integral del espacio, el tiempo y la materia, tres ingredientes que eran independientes en la gravitación clásica de Newton. La relatividad general muestra que la gravedad puede ser interpretada como una curvatura en el espacio y que la luz se mueve a velocidad constante siguiendo trayectorias que se curvan en las proximidades de los cuerpos materiales. Para comprenderlo, basta con imaginar una bola de bolera sobre una cama de agua. El colchón se curvará por el peso debajo de la bola. Si ponemos ahora una canica en la cama, caerá hacia la bola más grande. Einstein se dio cuenta de que las masas menores caen hacia las mayores, no porque éstas las atraigan, sino porque los objetos se mueven por un espacio curvo. Este movimiento hacia la masa más pesada, demostró Einstein, explicaba el fenómeno conocido como gravedad. Quizá la frase que mejor resume la teoría einsteniana es la que aparece en el libro Gravitation de Wheeler, Thorne y Misner: «El espacio dice a la materia cómo debe moverse; la materia dice al espacio cómo debe curvarse».

La teoría de la relatividad explicaba cuantitativamente el desplazamiento del perihelio de Mercurio como un efecto inmediato de la gravedad del Sol, postulaba la independencia de la velocidad de la luz respecto de la velocidad del observador y ya no necesitaba la existencia del éter. También realizaba otras sorprendentes predicciones, como, por ejemplo, la curvatura de la luz en un campo gravitatorio.

LUZ QUE SE CURVA

En la mecánica newtoniana la gravedad no influía sobre los rayos luminosos, pero en un ensayo titulado La influencia de la gravedad sobre la propagación de la luz (1911), Einstein no sólo dedujo que un rayo de luz puede ser desviado por un campo gravitatorio, sino que «la luz procedente de una estrella fija al rozar el borde del Sol se desvía 0”83 segundos de arco». ¿Cómo probarlo? «Como las estrellas fijas en la parte próxima al Sol se hacen visibles en un eclipse total, es posible comprobar esta conclusión teórica mediante experimentos», escribió el sabio.

Si el astro rey es capaz de desviar los rayos de luz de estrellas lejanas, deberían verse en posiciones aparentes distintas a las habituales. La primera ocasión de comprobarlo tuvo lugar con el eclipse solar del 21 de agosto de 1914. Einstein estaba tan convencido de la exactitud de sus predicciones, que se ofreció para financiar una expedición. Finalmente, fue un rico industrial el que costeó el viaje del astrónomo Erwin Finlay Freundlich a Siberia un mes antes del eclipse, pero Alemania declaró la guerra a Rusia y tanto él como su ayudante fueron hechos prisioneros.

Años después surgió una nueva oportunidad con el eclipse solar del 29 de marzo de 1919. Arthur Stanley Eddington (1882-1944), uno de los más firmes defensores de la teoría de la relatividad,³ propuso a la Royal Society sendas expediciones a la costa norte de Brasil y a la isla del Príncipe (en el golfo de Guinea), dos territorios que quedaban dentro de la zona de totalidad del eclipse. El objetivo era medir las posiciones de varias estrellas de las Híades en la vecindad del Sol durante la ocultación del disco solar. En la costa oriental africana hubo una tormenta y los resultados no fueron buenos, pero la expedición a Brasil funcionó muy bien y las medidas obtenidas por Eddington confirmaron la desviación de la luz prevista por la teoría de la relatividad.

Sir Arthur Eddington era un gran divulgador y muy amigo del editor del Times of London (en aquella época, el diario más importante de Inglaterra), a quien comentó los resultados. El 7 de noviembre publicó el siguiente titular:

REVOLUCIÓN EN LA CIENCIA

Nueva teoría del Universo.

DERRIBADAS LAS IDEAS

NEWTONIANAS

The New York Times publicó la noticia dos días después. Al carecer de corresponsal científico en Londres, el periódico asignó el reportaje a su experto en golf, Henry Crouch. Éste llamó a Eddington para que le hiciera un resumen y tal vez debido al entusiasmo del científico o del propio Crouch a la hora de redactar la noticia, la opinión de Eddington se hinchó hasta llegar a decir que era «uno de los mayores logros —quizá el mayor— de toda la historia del pensamiento humano».

Durante días, The New York Times no dejó de publicar informaciones sobre esta noticia con titulares cada vez más llamativos. Y Einstein se convirtió en una celebridad mundial.

El 2 de diciembre, un corresponsal del periódico en Berlín logró entrevistar a Einstein en su piso de la capital alemana. Uno de los titulares del artículo decía: «Inspirado como Newton, pero por la caída de un hombre desde un tejado, en lugar de la caída de una manzana». En realidad, había sido lo que los alemanes denominan un gedankenexperiment,⁴ realizado por Einstein en 1907 mientras trabajó en la Oficina de Patentes de Berna, y no en Berlín. Tampoco hubo nadie que se cayera realmente de un tejado, como aseguró el periodista, sino que imaginó a una persona encerrada en un ascensor situado en el espacio interestelar, lejos de cualquier estrella o planeta. La persona tendría la sensación de no pesar. Pero ¿qué ocurriría si el ascensor se acelerara hacia arriba? El ocupante situado en el interior se aplastaría contra el suelo. De soltar algún objeto, el suelo acudiría a su encuentro. La persona no tendría ya la sensación de estar flotando en el espacio. Sin posibilidad de mirar por una ventana, no tendría manera de saber que se hallaba fuera de la Tierra. Desde este punto de vista, aceleración y gravedad eran lo mismo.

Ese mismo año, 1919, se divorció de Mileva, a quien prometió como pensión alimentaria una participación en el premio en metálico del Nobel, que estaba seguro acabaría recibiendo, y se casó con su prima Elsa. Para entonces, Einstein saboreaba las mieles de la fama. La prensa estaba entusiasmada con un científico alejado del tópico severo y reservado de los académicos. Todo lo contrario, se trataba de un personaje encantador, con una desordenada mata de pelo, ojos brillantes, aspecto desaliñado y clara predisposición a impartir su sabiduría en forma de ocurrencias y frases breves, aunque sus teorías siguieron siendo incomprensibles para la mayoría.

La fama no impidió que tuviera grandes detractores, entre ellos su colega alemán Philipp Eduard Anton von Lenard (1862-1947).⁵ En un congreso celebrado en 1920 en Berlín, calificó la teoría de la relatividad de conspiración judía para socavar la ciencia. «La ciencia, como cualquier otro producto humano, es racial y está condicionada por la sangre», escribió Lenard en su obra Física alemana. Aunque hizo lo imposible para que Einstein no recibiera el premio Nobel, finalmente le fue otorgado en 1921, aunque no por su teoría de la relatividad, sino por su trabajo sobre el efecto fotoeléctrico de la luz. Con razón Einstein aseguró en cierta ocasión: «Si mi teoría de la relatividad es exacta, los alemanes me llamarán alemán, los suizos me llamarán ciudadano suizo y los franceses gran científico. Pero si resulta estar equivocada, los franceses me llamarán suizo, los suizos me llamarán alemán y los alemanes dirán que soy judío».

En 1933, coincidiendo con una visita de Einstein a Estados Unidos, Hitler llegó al poder. Poco después asaltaron su casa de verano y le incautaron las cuentas bancarias. A finales de ese año, Einstein, Elsa y su secretaria, Helen Dukas, se instalaron en Princeton. En 1940 se nacionalizó estadounidense. Nunca más regresaría a Alemania. La segunda guerra mundial le planteó un dilema. En 1939, un grupo de físicos, temerosos de que los nazis pudieran construir armas nucleares, le pidieron ayuda para convencer al presidente Roosevelt de la necesidad de construir la bomba atómica antes que los germanos. Einstein firmó una carta dirigida al presidente estadounidense donde se exponía el interés por que se construyera una «bomba extremadamente potente de un tipo nuevo». Tras recibir la misiva, Roosevelt designó un comité sobre el uranio y dos años después dio el visto bueno al Proyecto Manhattan. Aunque Einstein no llegó a participar en ese proyecto, siempre se arrepintió de la carta: «De haber sabido que los alemanes no iban a conseguir fabricar la bomba atómica —dijo— yo no habría movido un dedo».

PATINAZO

Con su teoría de la relatividad, Einstein trató de solucionar una aparente paradoja provocada por la fuerza de la gravedad. Si ésta siempre es atractiva (como así es), todos los objetos del Universo acabarían por atraerse unos a otros formando un inmenso amasijo amorfo de materia, rodeado de un vasto y estéril vacío.

Newton creyó haber solucionado la cuestión postulando una distribución uniforme e infinita de la materia, de forma que no existiese ningún punto en el que pudiera concentrarse por efecto de la gravedad. Sin embargo, una situación de estas características conduciría inevitablemente a la existencia de una gravedad infinita en todos sus puntos.

Tan firme era la creencia de Einstein en un Universo estable que introdujo en sus ecuaciones la llamada «constante cosmológica» con el fin de equilibrar la atracción gravitatoria mediante una especie de repulsión que actuaba únicamente en la escala de las distancias astronómicas y que, por tanto, resultaba imperceptible en nuestra vida cotidiana. Este modelo exigía un equilibrio exquisito entre la atracción gravitatoria y la repulsión cósmica, ya que la menor perturbación en cualquier punto del espacio provocaría el colapso de toda la materia en ese lugar. El cosmos de Einstein resultaba especialmente inestable.

Años más tarde, reconocería que la introducción de la constante cosmológica fue «el mayor patinazo de mi vida».

Pero la idea de un Universo dinámico comenzaba a abrirse paso. El astrónomo holandés Willem de Sitter (1872-1934) fue el primero en desarrollar un modelo cosmológico conforme a la teoría de la relatividad, que reflejaba un Universo desprovisto de materia, en constante expansión. Una aproximación bastante certera de la realidad, ya que el espacio —después de todo— está en su mayor parte vacío.

El matemático y meteorólogo ruso Alexander Friedmann (1888-1925) fue otro de los primeros científicos en aplicar las ecuaciones de Einstein a un modelo del Universo. El estallido de la primera guerra mundial le impulsó a unirse al cuerpo de voluntarios aviadores donde participó en acciones de bombardeo⁶ sin dejar por ello de estudiar, escribir e intercambiar ideas matemáticas con sus colegas. Finalizado el conflicto comenzó a interesarse por la teoría de la relatividad.

El 29 de junio de 1922 envió un artículo titulado «Sobre la curvatura del espacio» a la revista Zeitschrift für Physik («Revista de Física») con varias soluciones a las ecuaciones de Einstein, con tres posibles escenarios: en un Universo abierto (a veces denominado «Big bore» o Gran Pelmazo), la expansión continúa toda la eternidad; en un Universo cerrado, la expansión va seguida de lo contrario, de una contracción y de un terrible momento final conocido como «Big Crunch» o Gran Colapso; y por último, en un Universo plano la expansión será lenta pero incesante.

Einstein respondió en la misma revista tres meses después expresando su desacuerdo con las conclusiones del matemático ruso. Tan importantes eran sus opiniones, que bloquearon la publicación del artículo de Friedmann. Éste le envió una carta con sus cálculos detallados para que los revisase, rogándole que, en caso de encontrarlos correctos, se lo comunicase a los editores para que su trabajo pudiera ser publicado. Finalmente Einstein admitió su error, envió una recomendación favorable y el artículo vio la luz. Friedmann había descrito universos en expansión y otros en contracción, pero su muerte prematura (falleció de fiebre tifoidea el 16 de septiembre de 1925, a los treinta y siete años), le impidió contrastar sus cálculos matemáticos con los datos experimentales que en ese momento se estaban obteniendo en Estados Unidos.

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UN UNIVERSO EN EXPANSIÓN

Cuando miramos al cielo en una noche despejada vemos las estrellas concentradas en una banda que llamamos Vía Láctea. El Sol se encuentra a unos ocho minutos luz de la Tierra (el tiempo que tarda sus rayos luminosos en llegar hasta nosotros).¹ La estrella más cercana a nuestro Sistema Solar es Próxima Centauri, a unos cuatro años luz (unos 38 billones de km de distancia). La mayoría de las estrellas que vemos a simple vista se encuentran a decenas de años luz de nosotros.

Hasta principios del siglo XX, los telescopios más potentes habían carecido de la resolución suficiente para contemplar con detalle regiones lejanas del firmamento. Aunque se veían borrones luminosos, llamados nebulosas, se identificaban con remolinos de gas existentes en la propia Vía Láctea. La imagen moderna del Universo se remonta a la década de 1920, cuando el astrónomo norteamericano Edwin Hubble (1889-1953) cambió nuestra perspectiva del cosmos.

Hubble fue un atleta que llegó a participar en pruebas profesionales, boxeador aficionado y entrenador de baloncesto. Estudió derecho en Oxford, Reino Unido, aunque a su regreso a Estados Unidos se interesó por la astronomía. Trabajó en el Observatorio Yerkes de la Universidad de Chicago, donde se doctoró en 1917. Le ofrecieron un puesto en el Observatorio de Monte Wilson, pero se alistó voluntario para luchar en la primera guerra mundial.² A su regreso, en 1919, se incorporó por fin a Monte Wilson, donde se dedicó a observar las débiles nebulosas que habían sido objeto de su doctorado. Las fotografió, midió sus espectros, estudió sus formas y descubrió que muchas de ellas no eran nubes de gas como se creía, sino que estaban formadas por un enorme número de estrellas. Con el telescopio reflector de 100 pulgadas de diámetro (254 cm) estudió la gran Nebulosa de Andrómeda. En aquella época se sabía que el tamaño de la Vía Láctea era de unos cien mil años luz y se discutía si aquellas nebulosas formaban parte de ella o bien se trataba de galaxias tan grandes como la nuestra, aunque mucho más lejanas, los «universos-isla»³ según la terminología de la época. Hubble descubrió que Andrómeda debería estar como mínimo a 900.000 años luz, o sea, casi diez veces más lejana que los objetos más distantes conocidos en nuestra galaxia. Hoy sabemos que se encuentra a 2,5 millones años luz, pero la conclusión ya era clara en 1923: no era posible que estuviera dentro de la Vía Láctea. Repitió sus medidas en otras nebulosas y el resultado siempre era el mismo: estaban demasiado lejanas como para pertenecer a nuestra galaxia. Eran, por tanto, sistemas estelares independientes, auténticas galaxias distintas de la nuestra. Cuando comunicó sus resultados el 1 de enero de 1925 en la reunión anual de la Sociedad Astronómica Norteamericana, provocó una auténtica revolución en el campo de la astronomía. La Vía Láctea dejó de ser la única para convertirse en una más entre los varios cientos de miles de millones de galaxias que pueden verse con los modernos telescopios, cada una de ellas con cientos de miles de millones de estrellas.

A continuación, Hubble analizó los espectros de la luz que llegaba de aquellas lejanas galaxias y observó un extraño fenómeno: las líneas espectrales aparecían desplazadas, fenómeno que se conoce como efecto Doppler.⁴ Sucede con cualquier tipo de onda. El rugido del motor de un Fórmula 1 se hace más agudo cuando se acerca a nosotros y más grave cuando se aleja, debido a que las ondas sonoras se agolpan (frecuencias más altas) o se espacian (frecuencias más bajas) según el movimiento del monoplaza.

Con las ondas luminosas pasa lo mismo, aunque nuestros ojos carecen de la sensibilidad necesaria para distinguir la débil variación de color en la luz que nos llega de galaxias lejanas. Por este motivo, Hubble tuvo que emplear un avanzado espectrógrafo.

Con la ayuda de su colaborador Milton Humason, Hubble midió el espectro de varias galaxias y en 1929 llegó a la sorprendente conclusión de que en todas ellas la radiación estaba desplazada hacia el rojo, o lo que es lo mismo, todas se alejaban de nosotros. Descubrió —además— que cuanto más lejos se encuentran, mayor es su velocidad de escape. Si la galaxia A está al doble de distancia que la galaxia B, la primera se aleja de nosotros dos veces más rápida que la segunda. Y esto es cierto en cualquiera que sea la dirección en que miremos. Esta relación se conoce como ley de Hubble y confirma que el Universo está en expansión.

Como parece que las galaxias se alejan en todas direcciones de la Vía Láctea, cabría pensar que la nuestra es el centro del Universo. Sin embargo, no es así. Desde cualquier lugar en que nos situemos, la expansión del cosmos tendrá el mismo aspecto. Los científicos han intentado explicarlo mediante distintas analogías, como la del globo. Podemos dibujar puntos en un globo, en el que cada uno de ellos representa una galaxia. Al inflar el globo, el espacio que separa los puntos aumenta y estos se alejan unos de otros.

Hubble formuló una ecuación bastante simple:

v = H₀D

donde v es la velocidad de una determinada galaxia; D su distancia respecto a nosotros, y H₀ es la Constante de Hubble.⁵

Una vez comprobado que el Universo se expande y las galaxias se alejan unas de otras, ¿qué ocurriría si pasáramos la película al revés? Conocida la Constante de Hubble, es posible dar marcha atrás el reloj para calcular la edad del Universo. El propio Hubble estimó que tenía unos 2.000 millones de años, pero Ernest Rutherford mediante estudios de desintegración radiactiva, calculó la edad de la Tierra en unos 4.500 millones de años. ¡Nuestro planeta no podía ser más antiguo que el propio Universo!

Los astrónomos se vieron obligados a revisar sus resultados. Después de ochenta años de cálculos y observaciones, la antigüedad del Universo se estima en unos 13.800 millones de años.

Hubble murió en 1953 de un ataque cardiaco. En vida recibió muchas medallas y reconocimientos pero, quizá, el de mayor transcendencia ha sido bautizar con su nombre el telescopio especial que la NASA lanzó en 1990 y que tan magníficos descubrimientos ha proporcionado.

Un Universo en expansión implica que tuvo que tener un principio. El físico jesuita belga Georges Lemaître (1894-1966) sería el primero en formular una teoría sobre el origen de todo cuanto conocemos.

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EL GRAN ESTRÉPITO

Lemaître estudió filosofía, física y matemáticas en la Universidad de Lovaina y más tarde ingresó en el seminario de Malinas. Fue entonces cuando cayó en sus manos un libro sobre la teoría de la relatividad de Einstein escrito por Arthur Eddington. Tanto le cautivó, que nada más ser ordenado sacerdote se marchó becado al Cambridge Observatory para estudiar con el mismo Eddington. Al curso siguiente, 1924-1925, viajó a Estados Unidos con otra beca para realizar el doctorado entre el Harvard College Observatory y el Massachusetts Institute of Technology (MIT). Allí adquirió soltura en el cálculo de distancias estelares. También visitó el Observatorio del Monte Wilson donde pudo comentar con Edwin Hubble el corrimiento hacia el rojo que éste había detectado en el espectro de luz proveniente de las estrellas. Concluido el curso académico regresó a Bélgica donde comenzó a dar clases en la Universidad de Lovaina. En esos primeros años de docencia terminó su tesis doctoral y escribió un artículo en el que daba solución a las ecuaciones de la teoría general de la relatividad, interpretando el corrimiento hacia el rojo como una manifestación de la expansión del Universo. Aunque el artículo era correcto y estaba de acuerdo con las observaciones, no tuvo en aquel momento repercusión especial.

El 9 de mayo de 1931 publicó en la revista Nature un artículo titulado «El comienzo del mundo desde el punto de vista de la teoría cuántica». En él sostenía que si el Universo está en expansión, en el pasado tuvo que haber ocupado un espacio cada vez más pequeño, hasta que, en algún momento original, todo él estaría concentrado en una especie de «átomo primitivo». Cuando explotó, un acontecimiento que denominó el «Gran estrépito», dio lugar a galaxias, estrellas y rayos cósmicos. «La evolución del mundo —escribió Lemaître— puede compararse a un castillo de fuegos artificiales que acaba de finalizar: algunos residuos enrojecidos, cenizas y humo. Situados en un rescoldo bien enfriado, vemos el lento desvanecimiento de innumerables soles y tratamos de evocar el desaparecido fulgor que dio origen a los mundos.»

Su teoría presentaba detalles incorrectos, pero explicaba la expansión del Universo con mayor claridad que cualquier otra hasta esa fecha.

Fueron muchos los científicos a los que no les gustó la idea de que el tiempo tuviera un principio, probablemente porque suena a intervención divina y pensaban que el sacerdote Lemaître quería introducir en ciencia el concepto de creación. De hecho, el papa Pío XII sugirió que el átomo primigenio podría identificarse con el «hágase la luz» del Génesis. La Iglesia católica se apropió del modelo y en 1951 proclamó oficialmente que estaba de acuerdo con la Biblia.

Sin embargo, Lemaître siempre se cuidó mucho de no mezclar religión y ciencia. Al cabo de los años, en una entrevista concedida al diario The New York Times, declaró: «Desde un punto de vista físico, todo sucedía como si el cero teórico fuera realmente un comienzo; averiguar si era verdaderamente un comienzo o más bien una creación, algo que empieza a surgir de la nada, sería una cuestión filosófica que no podía ser resuelta por consideraciones físicas o astronómicas».

La idea de un Universo en expansión que surgió en un momento dado a partir de una gran explosión tuvo sus detractores. El más destacado fue el astrofísico británico Fred Hoyle (1915-2001), quien apoyó la teoría del estado estacionario desarrollada por Hermann Bondi (1919-2005) y Thomas Gold (1920-2004). La teoría postula un Universo sin principio ni fin. Mientras se expande (como demostró Hubble) su densidad se mantendría gracias a la constante creación de materia nueva. Las partículas podrían formar así galaxias y estrellas, que aparecerían en los huecos creados por la expansión del espacio. El Universo de Hoyle era siempre infinito, y la densidad de materia no cambiaba a medida que se expandía.

En 1949, durante una charla radiofónica de divulgación en la BBC, Hoyle se refirió a la hipótesis antagónica como «Big Bang», en un intento de ridiculizar la idea de un Universo en expansión creado por un gran estallido inicial. Pero no calibró que su malicioso comentario fue, en realidad, una excelente caracterización del modelo, por lo que su sarcasmo daría el nombre definitivo a una teoría de la que siempre renegó.

Desde ese casual bautizo, y hasta mediados de los años sesenta, la comunidad científica estuvo dividida entre contrarios y partidarios de la explosión inicial del cosmos y su posterior evolución. Pero como veremos más adelante, gracias al descubrimiento en 1964 del resplandor que generó ese estallido original, la teoría de Hoyle quedó finalmente descartada.

UNA VIDA DE PELÍCULA

La idea del Big Bang, propuesta por Lemaître, fue refinada por el estadounidense de origen ruso George Gamow (1904-1968) y otros destacados investigadores.

Georgiy Antonovich Gamow nació el 4 de marzo de 1904 en Odesa, Ucrania. Su agitada vida fue digna de un guion de Hollywood. Se graduó en Física y Matemáticas en la Universidad de Novorossiya, en su ciudad natal, y se doctoró en la de Leningrado (actual San Petersburgo) en 1928. Ese año se trasladó a Gotinga, Alemania, donde desarrolló su teoría cuántica de la radiactividad, la primera explicación satisfactoria del comportamiento de los elementos radiactivos, algunos de los cuales decaen en pocos segundos mientras otros lo hacen miles de años después. Este logro le valió una beca en el Instituto de Física Teórica de Copenhague (1928-1929), donde continuó sus investigaciones en física nuclear teórica colaborando eficazmente con Niels Bohr, hasta tener su propio grupo de investigación. En la capital danesa propuso su modelo de los núcleos atómicos, que sirvió de base para las modernas teorías de la fisión y fusión nucleares.

En 1930 visitó la Universidad de Cambridge y cooperó con Ernest Rutherford en el Laboratorio Cavendish. En 1931 regresó a la Unión Soviética, donde fue nombrado profesor de Física y Matemáticas de la Universidad de Leningrado. Ese mismo año se casó con Lyubov Vokhminzeva (apodada «Rho»), y recibió una invitación para participar en el Congreso Internacional de Física Nuclear en Roma. Sin embargo, las autoridades soviéticas le negaron el permiso para viajar.

El clima de rígido materialismo dialéctico imperante en la URSS chocaba frontalmente con su pensamiento científico y convicciones personales y comenzó a temer por su propia seguridad personal. Después de una azarosa aventura, en la que contó con la ayuda de destacados científicos como Niels Bohr, Paul Langevin y Marie Curie, consiguió escapar a Estados Unidos.

En 1934 fue nombrado profesor de Física Teórica en la Universidad George Washington y, en ese momento, comenzó su fulgurante carrera como cosmólogo y astrofísico.

LA GRAN EXPLOSIÓN

En el principio no había absolutamente nada, una nada tan absoluta que resulta difícil de comprender por el ser humano. Sin espacio, nada puede existir porque no hay lugar donde poder estar. Y el tiempo no es algo que exista desde la eternidad y fluya constantemente hacia el futuro. Como descubrió Einstein, tiempo y espacio están íntimamente relacionados. Tampoco sabemos por qué ocurrió, pero lo cierto es que hace unos 13.800 millones de años, en medio de esa nada apareció una mota de luz cegadora. Se piensa que tuvo un tamaño nulo y una densidad infinita. Es lo que se conoce como una «singularidad».

Nada más nacer, algo hizo que esa diminuta bola de fuego comenzara a expandirse. No fue una explosión como las que conocemos en la Tierra, que parten de un centro definido y se expande a su alrededor. Fue un cataclismo que ocurrió a la vez en todo aquel minúsculo espacio.

La ciencia no tiene por el momento herramientas suficientes para conocer qué es lo que pasó entre el momento de la gran explosión (tiempo = 0) y el t = 10⁻⁴³ segundos, un periodo conocido como «Tiempo de Planck».¹ En ese minúsculo intervalo de tiempo el Universo era tan sumamente extraño que nuestra ciencia falla por completo. Es lo que el físico James S. Trefil ha denominado «Edad de los dragones» para expresar el desconocimiento de los cosmólogos sobre ese periodo crucial. Fue en ese instante cuando emergieron las dimensiones del espacio-tiempo y el llamado campo de Higgs, de cuya interacción con las partículas resultaría la masa de éstas.

Pasado el Tiempo de Planck, la ciencia ya está en condiciones de explicar la sucesión de acontecimientos que ocurrió a continuación. En ese momento, el Universo medía unos 10⁻³³ cm, y la temperatura alcanzaba los 10³² K. Era tan denso y caliente que la materia no existía aún y las cuatro fuerzas fundamentales de la naturaleza² estaban juntas y representadas por una sola interacción, la Superfuerza.

Por alguna extraña e inexplicada razón, este Universo primigenio tenía tendencia a expandirse lentamente, lo que provocaba su enfriamiento. La gravedad empezó a ser relevante en las interacciones cuánticas, separándose del resto de las fuerzas.³ En ese infierno, y de acuerdo con la famosa ecuación de Einstein «E = mc²», la energía se convertía espontáneamente en partículas y antipartículas, idénticas a las primeras pero con las propiedades invertidas (la llamada antimateria). Cuando una partícula se encuentra con su antipartícula, se destruyen mutuamente convirtiéndose de nuevo en energía. En un espacio tan pequeño como aquél, partículas y antipartículas se aniquilaron entre sí en medio de fulgurantes destellos de radiación y en un continuo ciclo de creación y destrucción.

UN BANG DENTRO DEL BANG

En el extraordinariamente corto periodo de tiempo que va de 10⁻³⁷ a 10⁻³⁵s, se produjo lo que se conoce como inflación cósmica o periodo inflacionario. La idea fue propuesta en 1981 por Alan Harvey Guth (nacido en 1947), del Instituto Tecnológico de Massachusetts, y refinada posteriormente por el físico teórico ruso-estadounidense Andrei Linde (nacido en 1948). De acuerdo con esta teoría, el Universo experimentó un episodio ultracorto de aceleración (inflación) que multiplicó brutalmente su tamaño por un factor gigantesco de centenares de órdenes de magnitud. Sería algo así como una explosión dentro de la explosión. La causa habría sido un tipo de partícula denominada «inflatón».⁴ El cosmos se expandió radialmente (como un globo que se infla) con una rapidez mucho mayor que la velocidad de la luz. En principio, cabría preguntarse si esta afirmación no contradice la idea de que «nada puede ir más rápido que la luz». Sin embargo, y aunque resulte chocante, esta teoría está en perfecto acuerdo con la relatividad, ya que es el espacio mismo el que se expande a velocidad superlumínica.

Las violentas fluctuaciones cuánticas en este periodo inflacionario tuvieron que producir las llamadas ondas gravitacionales, es decir, vibraciones del espacio-tiempo, cuya detección —como veremos más adelante— es uno de los objetivos más deseados de la astrofísica actual.

Espoleado por la fase de inflación, el Universo se embarcó en el periodo más frenético de la historia. Cuando apenas habían transcurrido 10-32 s, se separó la fuerza fuerte y a continuación lo hicieron la débil y la electromagnética.⁵

Con la individualización de las fuerzas se desprendió una inmensa cantidad de energía que se materializó en forma de partículas extrañas, cuya existencia ha sido planteada a nivel teórico, aunque por el momento no han sido detectadas.

EL ZOO DE PARTÍCULAS

Hasta la década de 1930 se tenía un esquema muy exitoso de la constitución de la materia. Estaba formada por átomos, constituidos por un pequeño pero pesado núcleo de carga positiva (donde están los protones) rodeado por los electrones.⁶ La masa de un protón es una dos mil veces la de un electrón.

En esa época también se conocían los fotones, partículas sin masa, sin carga y dotadas de una altísima energía, portadores de todas las formas de radiación electromagnética, desde la luz visible a los rayos gamma.

Pero el panorama se iba a complicar rápidamente. En 1932 el físico inglés James Chadwick (1891-1974) descubrió el neutrón, otro habitante del núcleo atómico, con una masa ligeramente mayor que los protones, y como su nombre indica, sin carga eléctrica. Los neutrones no son estables: se desintegran al cabo de quince minutos en un protón, un electrón y un neutrino. Este último había sido predicho en 1930 por el físico de origen austriaco Wolfgang Ernst Pauli (19001958) observando la desintegración beta de núcleos reactivos, aunque hubo que esperar hasta 1956 para confirmar experimentalmente su existencia.

A partir de entonces, para asombro de los físicos, apareció una avalancha de nuevas partículas: en 1928, Paul Dirac (1902-1984) había elaborado una teoría del electrón que vaticinaba la existencia de su antipartícula, un electrón de carga positiva al que llamó positrón, que fue confirmado en 1932 por el estadounidense Carl David Anderson (1905-1991).

En 1935, el físico japonés Hideki Yukawa (1907-1981) encontró en la radiación cósmica el mesón, con una masa intermedia entre el electrón y el protón.⁷

El muón (µ) fue descubierto en 1937; piones (o mesones π) y kaones (o mesones K) aparecieron en la década de los cuarenta; en los cincuenta se hallaron las partículas Λ, Δ, Σ y muchas otras (en la actualidad se conocen unas 300). La situación recordaba a la proliferación de elementos químicos en el siglo XIX que, finalmente, pudo ser entendida de forma sistemática gracias a la tabla periódica de Mendeleiev. En el caso de las partículas la situación pudo ser sistematizada en la década de 1960 con el desarrollo del Modelo Estándar de Física de Partículas.

MODELO ESTÁNDAR

En 1964 los físicos estadounidenses Murray Gell-Mann (nacido en 1929) y George Zweig (nacido en 1937) propusieron de forma independiente que la mayoría de estas partículas no eran elementales, sino que estaban compuestas de otras que recibieron el nombre de quarks. El término fue acuñado por Gell-Mann después de leer la cita «¡Tres quarks para el señor Mark!» en un poema de James Joyce. El número tres encajaba perfectamente ya que a principios de la década de los sesenta del siglo pasado sólo se conocían tres tipos de quarks: u (up/arriba), d (down/abajo) y s (strange/extraño). En años posteriores se descubrieron otros tres: c (charm/encanto), t (top/cima) y b (bottom/fondo).

El protón está compuesto por dos quarks tipo u y uno de tipo d. El neutrón justo al revés: dos d y un u. Contrariamente al resto de las partículas, los quarks tienen carga eléctrica fraccionada. Como explica el investigador del CSIC Alberto Casas en su libro El LHC y la frontera de la física, «... el quark u tiene carga positiva 2/3, y el quark d carga negativa -1/3. Al sumar las cargas de los tres quarks dentro del protón vemos que, efectivamente, tiene unidad de carga positiva. Análogamente, el neutrón no tiene carga».

El hecho de que nunca se hubieran visto quarks libres (siguen sin verse) hizo dudar de su existencia, pero en los últimos años las pruebas han sido abrumadoras.

Todas estas partículas pertenecen al Modelo Estándar, pero los físicos teóricos especulan que durante el Big Bang pudieron crearse otras muchas que todavía no han sido descubiertas: bosones X; agujeros negros primordiales; cuerdas cósmicas; monopolos magnéticos y WIMP (Weakly Interacting Massive Particles o «partículas masivas que interactúan débilmente»).

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SOPA PRIMORDIAL

Las partículas elementales y las fuerzas de la naturaleza se cocinaron en el caldero primigenio que fue el Universo en los primeros instantes tras el Big Bang. Una cienmilésima (10⁻⁵) de segundo después, estaba compuesto principalmente de una intensísima radiación de fotones, procedentes de la aniquilación de partículas y antipartículas, y de un minúsculo residuo de materia compuesta por quarks y electrones, además de neutrinos y, quizá, partículas WIMP.

La temperatura había descendido ya a tan sólo 1013 grados kelvin (¡cien billones de veces más baja que en la época de la inflación!). Los quarks comenzaron a agregarse en grupos de dos o tres¹ para formar protones y neutrones, además de otras partículas. Esta etapa, en la que los quarks son confinados en agregados, se conoce con el nombre de «Fase de Confinamiento». Los quarks desaparecieron como entidades libres para dar lugar a una sopa primordial² de protones, neutrones, electrones, positrones y, sobre todo, fotones.

Éste fue el punto de partida del modelo propuesto por George Gamow para explicar el origen del Universo. Su gran mérito consistió en desarrollar los cálculos matemáticos que explicaban los momentos posteriores al Big Bang, convirtiéndolo en un modelo útil sobre el que realizar predicciones que se podían medir y contrastar. Con la ayuda de su alumno Ralph Alpher (1921-2007), Gamow dedujo la existencia y composición de la sopa primordial a partir del análisis del Universo actual, «haciendo correr el tiempo hacia atrás».

En el instante t=10⁻⁴ s la temperatura era de 10¹² K y la densidad de «tan sólo» 1015 veces la del agua. En estos momentos, la energía ambiente era lo bastante elevada como para que se siguieran creando parejas electrón-positrón, que inmediatamente se aniquilaban, pero ya no había suficiente energía para crear otros tipos de partículas más pesadas.

La siguiente parada en la evolución es el instante t=10-2 s, tan sólo una centésima de segundo después de que todo empezara. La densidad era cuatro mil millones de veces mayor que la del agua y la temperatura había descendido a 10¹¹ K. En ese instante tuvo lugar una nueva reacción de transmutación: cuando un electrón choca con un protón con la suficiente energía, el electrón es absorbido y el protón se convierte en un neutrón, expulsando un neutrino electrónico. De forma análoga, un positrón puede ser absorbido por un neutrón, convirtiéndose en un protón que expulsa un antineutrino electrónico. De esta forma, protones y neutrones se convertían continuamente unos en otros y sus concentraciones estaban más o menos equilibradas.

Pero la situación cambiaba a medida que el Universo se expandía. En el instante t=10⁻¹ s, la temperatura era de 3X10¹⁰ K y la densidad tres millones de veces la del agua. A esa temperatura la proporción de neutrones y protones es ya del 38 por ciento y del 62 por ciento respectivamente. En ese instante, la energía ambiente es lo suficientemente baja como para que los neutrinos y los hipotéticos WIMP puedan moverse libremente sin que nada les afecte.³ La energía de estas partículas ha ido disminuyendo progresivamente y en la actualidad es demasiado baja como para que puedan ser observadas directamente.

Un segundo después del Big Bang la densidad era 380.000 veces la del agua y la temperatura de 10¹⁰ K, unas 700 veces la del centro del Sol. El Universo seguía compuesto en su mayor parte por fotones, aunque la energía de la radiación era tan baja que casi no alcanzaba para crear nuevos pares electrón-positrón, que se desintegraban más deprisa de lo que se formaban.

Tres minutos después, la proporción era de 13 neutrones por cada 87 protones. De haber seguido así, todos los neutrones del Universo se hubieran convertido en protones. Pero en ese instante, la temperatura había descendido a 10⁹ K (70 veces la del interior del Sol), lo bastante baja como para que protones y neutrones comenzaran a fusionarse para dar lugar a los primeros núcleos atómicos. El Universo se parecía en esos momentos al reactor termonuclear de una gigantesca estrella que ocupara todo el espacio. Surgieron núcleos estables de deuterio,⁴ y los neutrones, al formar parte de los nuevos núcleos atómicos, dejaron de desintegrarse. Entretanto, los núcleos de deuterio se fusionaron entre ellos y con otros protones y neutrones para dar lugar a nuevos núcleos atómicos como el helio (formado por dos protones y dos neutrones). En esta fase llamada «Nucleosíntesis Primigenia», también se formaron minúsculas cantidades de núcleos de litio y berilio. Pero nada más.

Al final de esta etapa, Gamow calculó que el Universo primigenio tenía que estar constituido por casi un 75 por ciento de hidrógeno y cerca de un 25 por ciento de núcleos de helio, además de pequeñas cantidades de núcleos de berilio y litio. Al analizar la proporción de estos elementos en el Universo actual, los datos observacionales coincidieron plenamente con los teóricos. Un resultado que supuso en su momento un gran espaldarazo a la teoría del Big Bang. Como al científico de origen ucraniano le gustaba decir, su modelo podía explicar el origen del 99 por ciento de la materia conocida.

Gamow era un científico con gran sentido del humor y convenció al físico nuclear Hans Bethe (1906-2005) para que añadiese su nombre al artículo, de forma que cuando fue publicado en la Physical Review el 1 de abril de 1948,⁵ la lista de autores era «Alpher, Bethe y Gamow». Desde entonces, este artículo sobre el origen del Universo es conocido como «alfa, beta, gamma».

EL ÚLTIMO DESACOPLO

Treinta minutos después del Big Bang, la temperatura era de 3X10⁸ K. Todo el Universo era un plasma caliente en equilibrio térmico, en el que los núcleos atómicos van por un lado y los electrones por otro. Los responsables de este desencuentro eran los fotones. La radiación electromagnética interfería continuamente con los electrones y les impedían que se unieran a los núcleos atómicos. Dado que los fotones colisionaban continuamente con las partículas del medio, el Universo era opaco.

Una hora después, la Nucleosíntesis Primigenia se detiene. Para llegar al siguiente fenómeno destacable en la evolución del Universo tenemos que esperar ¡380.000 años! Hasta entonces, era una densa sopa compuesta por núcleos atómicos, electrones, fotones y neutrinos. Pero a partir de ese momento, y como consecuencia de su expansión, la temperatura cayó por debajo de los 4.000 K, lo bastante baja como para que los núcleos atómicos pudieran empezar a capturar tímidamente algunos electrones, formando los primeros átomos del Universo:⁶ hidrógeno neutro y helio. Es la llamada «recombinación». La densidad de partículas decreció bruscamente y los fotones quedaron «libres» para propagarse por todo el cosmos. Aquella luz nos ha acompañado desde entonces y conforma la radiación cósmica de fondo. Con el paso de los eones, se enfrió hasta alcanzar los actuales 2,7 K (en el rango de microondas), un auténtico fósil del origen del Universo cuyo descubrimiento valió un premio Nobel.

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EL ECO DEL BIG BANG

En 1948 Ralph Alpher y Robert Herman (1914-1997) predijeron que los fotones primigenios que comenzaron a viajar por el espacio 380.000 años después del Big Bang, deberían estar presentes en el Universo actual en forma de radiación de muy baja energía, equivalente a una temperatura de 5 K (268 °C bajo cero), correspondiente al rango de las microondas.¹ Como originariamente estaban en equilibrio térmico con la materia, su espectro debería tener una forma característica, que se conoce como «espectro de cuerpo negro».

Fue una predicción de gran importancia para la cosmología, pero no gozó de mucha prensa y cayó en el olvido, hasta que fue redescubierta por casualidad a mediados de la década de 1960.

Debido a la velocidad finita de la luz, el Universo se comporta como una máquina del tiempo. Cuando observamos una estrella que se encuentra a 65 millones de años luz, no la estamos viendo tal y como es ahora, sino como era cuando se emitió ese rayo de luz, en la época de la extinción de los dinosaurios. Cuanto más lejos miramos, más jóvenes son las galaxias. En 1964, el físico Robert Henry Dicke (1916-1997) pensaba que quizá podríamos asomarnos al Universo justo después del Big Bang. Un extremado desplazamiento hacia el rojo debería llevar la luz emitida por esos lejanísimos objetos al rango de las microondas. Entusiasmado con la idea, Dicke construyó un radiómetro especial en el tejado de su laboratorio en la Universidad de Princeton, aunque no logró captar ninguna radiación que pudiese relacionar con la gran explosión. De existir —concluyó Dicke— debería corresponder a una temperatura inferior a los 20 K (253 °C bajo cero).

Por aquel entonces, se produjo un feliz acontecimiento, de esos que suceden de vez en cuando en ciencia por azar. El laboratorio de la Bell Telephone contaba con una excepcional antena de radio en Crawford Hill, Holmdel, Nueva Jersey. Había sido utilizada en 1960 para comunicar Nueva Jersey con California gracias a un enorme globo, el «Echo», de más de 30 m de diámetro. Finalizado el programa «Echo», la antena se empleó en medidas de radioastronomía.

En 1964, dos jóvenes físicos, Arno Penzias (nacido en 1933) y Robert Woodrow Wilson (nacido en 1936) se propusieron estudiar las emisiones de radiofrecuencia que pudieran provenir de la Vía Láctea. Tenían que calibrar los equipos para eliminar las interferencias. Para ello, dirigieron la antena hacia el cénit, suponiendo que el espacio interestelar no debería emitir señal alguna. «Pero en seguida surgió el problema», recordaba Wilson cincuenta años después. Ese problema era un zumbido grave y persistente, presente noche y día, en cualquier época del año, independientemente de la orientación de la antena. Era una señal sumamente uniforme que parecía no provenir de ninguna parte en particular, correspondiente a una temperatura de tan sólo unos 3 K (270 °C bajo cero). Penzias y Wilson lo atribuyeron a un defecto en la antena. Durante los meses siguientes la desmontaron y la volvieron a montar, revisaron el sistema eléctrico, forraron con cinta aislante las juntas y remaches, pero el ruido no desaparecía. Pensaron que la culpa podía ser de una pareja de palomas que tapizó la antena con lo que Penzias denominó «un blanco material dieléctrico». A temperatura ambiente, el guano podía ser una fuente de ruido electromagnético y lo limpiaron a conciencia. Pero el zumbido persistía. También pensaron en la cercana ciudad de Nueva York e, incluso, en las pruebas nucleares del año anterior como causa del problema, pero acabaron descartándolo. El ruido de fondo o «radiación de fondo» —como ellos la llamaron—, seguía omnipresente.

Un día de enero de 1965, Penzias telefoneó a su colega Bernard Burke para hablar de asuntos rutinarios. En un momento de la conversación le comentó el extraño zumbido. Burke había oído hablar de las investigaciones que Robert Dicke llevaba a cabo en Princeton sobre la radiación de fondo procedente del Universo primitivo, y le animó para que se pusiera en contacto con él. Penzias llamó inmediatamente a Dicke y cuando éste colgó, le dijo a sus compañeros: «Bien chicos, nos acaban de pasar por encima».

El grupo de Dicke tenía la explicación teórica del fenómeno (ignoraba el trabajo de Alpher y Herman) pero no había logrado la confirmación experimental. Por su parte, Penzias y Wilson habían medido con su antena un ruido cósmico de fondo que demostraba la realidad del Big Bang, pero habían sido incapaces de comprender la causa de este fenómeno. En julio de 1965, ambos grupos optaron por publicar al mismo tiempo sendos artículos en la revista Astrophysical Journal. Así, de un plumazo, se desempolvaron los cálculos de Alpher y Herman, salió del olvido la teoría del Big Bang y comenzó una nueva era de la cosmología que —durante muchos siglos— había sido poco más que una especulación teológica o filosófica.

Aquella gesta accidental, le valió a Penzias y Wilson la portada de The New York Times del 21 de mayo de 1965 y trece años más tarde el premio Nobel de Física.

La radiación de fondo de microondas (en inglés Cosmic Microwave Background o CMB), llena el Universo con una temperatura de unos 3 K y un máximo de emisión en los 280 GHz. Como estas frecuencias coinciden con las de emisión y recepción de nuestros aparatos de televisión, podemos «verlas» por la tele. Cuando sintonizamos el aparato en un rango en el que no hay ninguna emisora, observamos la típica niebla compuesta por un conjunto innumerable de puntos blancos que aparecen aleatoriamente en la pantalla. Buena parte de esos puntos son causados por la radiación de fondo de microondas que tuvo su origen en el Big Bang. Podemos ver en directo los restos de la gran bola de fuego que llenó todo el Universo durante su nacimiento.

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UNA NUEVA VENTANA AL UNIVERSO

El descubrimiento de la radiación de fondo de microondas fue posible gracias a la radioastronomía, desarrollada a partir de la década de 1930 por el ingeniero norteamericano Karl Guthe Jansky (1905-1950). Jansky trabajaba en los Bell Telephone Laboratories (Bell Labs) en Holmdel, Nueva Jersey, donde comenzó a investigar el uso de la onda corta en las comunicaciones telefónicas transatlánticas. En concreto, trató de identificar las fuentes de ruido que interferían con las radiotransmisiones de voz. Para ello, construyó una gran antena giratoria, que pronto fue conocida como «el carrusel de Jansky». Después de varios meses de estudio identificó tres tipos de ruidos: tormentas eléctricas cercanas, tormentas eléctricas distantes y un silbido firme e imperceptible de origen desconocido. Durante un año se dedicó a investigar este silbido. Tras un cuidadoso trabajo de observación concluyó que la señal se repetía cada 23 horas y 56 minutos, el tiempo que tarda la Tierra en dar una vuelta sobre su propio eje, independientemente de la posición del Sol, lo que se conoce con un día sidéreo o sideral, y localizó su origen en el centro de la Vía Láctea, en la constelación de Sagitario. Fue la primera observación radioastronómica. El descubrimiento obtuvo tanta publicidad, que apareció en la primera página de The New York Times el 5 de mayo de 1933.

Con su trabajo, Jansky abrió una ventana al Universo, pero Estados Unidos se encontraba inmersa en la Gran Depresión y los observatorios no podían permitirse el lujo de financiar nuevos proyectos. A pesar de ello, el ingeniero de telecomunicaciones estadounidense, Grote Reber (1911-2002) recogió el testigo. En 1937 construyó de forma artesanal la primera antena parabólica y orientable, de 9 metros de diámetro, en el patio trasero de su casa, en Wheaton, un suburbio de Chicago.

Entre 1938 y 1943, hizo una búsqueda sistemática de radioemisiones procedentes de todo el cielo. De esta forma, trazó los primeros radiomapas del firmamento y descubrió fuentes especialmente intensas en el centro de la Vía Láctea, y en constelaciones como Casiopea, Cygnus, Canis Major y Puppis.

Reber fue prácticamente el único radioastrónomo hasta que, al final de la segunda guerra mundial, empezaron a adaptarse los equipos de radar para utilizarlos como radiotelescopios.

Acabado el conflicto, John Kraus (1910-2004)¹ fundó el primer observatorio de radioastronomía en la Universidad de Ohio. Construyó el radiotelescopio Big Ear, inaugurado en 1963.² Era similar a un telescopio reflector y fue parte del proyecto «Búsqueda de Inteligencia Extraterrestre» (SETI). En 1977 recibió la famosa «Señal Wow!».

Con esta denominación se conoce una captación de radio para la que hasta el momento no se ha encontrado explicación. Fue detectada el 15 de agosto de 1977 a las 23.16 horas. Duró exactamente 70 segundos. Provenía de la zona oriental de la constelación de Sagitario y alcanzó una intensidad 30 veces superior al ruido de fondo. Fue la señal más potente detectada hasta entonces por un radiotelescopio.

Quedó registrada por la computadora del observatorio en un rollo de papel continuo. Unos días después, Jerry R. Ehman, voluntario en el proyecto SETI, descubrió la señal al revisar los registros, y anotó en el margen del papel la expresión «Wow!» con la que expresaba su sorpresa.

A día de hoy todavía se investiga el origen de esta señal. Las explicaciones van desde el mensaje de una civilización extraterrestre inteligente, hasta alguna interferencia cercana. Todos los intentos posteriores de obtener una señal de la misma dirección han sido infructuosos.

Otro pionero de la radioastronomía fue el británico sir Bernard Lovell (1913-2012). En 1951 ocupó la primera plaza de profesor de radioastronomía en la Universidad de Manchester, donde impulsó la construcción del primer radiotelescopio parabólico del mundo,³ situado en Jodrell Bank. Tenía una antena de 76 m de diámetro y una de sus primeras misiones fue el seguimiento por radar del primer satélite artificial enviado al espacio: el Sputnik. Con este observatorio se inauguró la era de las observaciones sistemáticas en el campo de la radioastronomía.

En la actualidad hay más de un centenar de radiotelescopios repartidos por todo el mundo. El mayor, de 305 m de diámetro, está situado en una depresión del terreno en Arecibo (Puerto Rico). España cuenta con una telescopio de 40 m de diámetro en el centro astronómico de Yebes (Guadalajara), perteneciente al Observatorio Astronómico Nacional. Es uno de los instrumentos más potentes y sensibles de los de su género.

INTERFEROMETRÍA

Para lograr un mayor poder de resolución, los astrónomos han desarrollado una técnica llamada interferometría. Consiste en combinar las señales detectadas en dos o más telescopios. El poder de resolución ya no depende del tamaño de cada uno de ellos, sino de la distancia a la que se encuentren. Las antenas individuales pueden estar a miles de kilómetros para simular un telescopio que tendría el mismo tamaño que la separación entre ellas. De esta manera, repartiendo antenas por toda la Tierra, se llega a simular un radiotelescopio tan grande como nuestro planeta.

Gracias a la radioastronomía se han logrado descubrimientos de enorme importancia: los quásares, los púlsares, las galaxias activas, el fondo cósmico de microondas, la detección de moléculas interestelares, etc. También ha servido para inferir la presencia de materia oscura en el Universo y ha sido utilizada en todos los campos de la astrofísica, desde el estudio del Sol y la elaboración de los primeros mapas de radar de planetas y asteroides hasta la detección de galaxias en los confines del Universo.

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COSMOLOGÍA DE PRECISIÓN

El hallazgo de la radiación de fondo de microondas en 1965 por Penzias y Wilson fue una prueba sólida del nacimiento del cosmos, pero no explicaba cómo se formaron las primeras estrellas y galaxias. Para tratar de responder a estas cuestiones, la NASA diseñó la primera misión dedicada a la cosmología: la sonda COBE, acrónimo de COsmic Background Explorer («Explorador del Fondo Cósmico»). COBE fue el termómetro más sensible del mundo —capaz de detectar variaciones de sólo 30 millonésimas partes de un grado—, construido para medir las heladas temperaturas del espacio profundo. En el proyecto participaron más de un millar de científicos e ingenieros, coordinados por los astrofísicos estadounidenses George Smoot (nacido en 1945), de la universidad de Berkeley, y John Mather (nacido en 1946), del Centro Goddard de Vuelos Espaciales de la NASA. La sonda fue puesta en órbita a 800 km de altura mediante un cohete Delta lanzado al espacio el 18 de noviembre de 1989 para una misión de cuatro años de duración.

El éxito fue total. El 23 de abril de 1992 los investigadores responsables del proyecto aprovecharon una reunión de la Sociedad Física Americana en Washington para anunciar a una atestada audiencia lo que los titulares de periódicos en todo el mundo llamaron «el descubrimiento del siglo»: el primer mapa de la radiación de fondo de microondas. «Se trata de una auténtica revolución. Hemos encontrado la prueba de cómo nació el Universo y cómo ha evolucionado», anunció Smoot a los físicos reunidos en la capital estadounidense. COBE había tomado una instantánea de cómo era el Universo justo 380.000 años después del Big Bang, en el momento en que los fotones comenzaron a viajar libremente por el cosmos.

En la imagen del cielo tomada por el satélite se aprecian regiones de alta densidad de gas que están unas pocas millonésimas de grado más frías que la temperatura media del fondo cósmico (de 2,73 K), que se compactan por su propia gravedad. Entre medias, aparecen regiones de baja densidad, unas pocas millonésimas de grado más calientes que la media, que se expanden hasta convertirse en espacios vacíos. Estas arrugas u ondulaciones en la infancia del Universo fueron las semillas que dieron lugar a estrellas y galaxias.

El hallazgo fue calificado por los expertos como el «Santo Grial» de la cosmología, y reconocido en 2006 con el premio Nobel de Física para Smoot y Mather. Según el jurado, «el proyecto COBE se puede considerar como el punto de partida para la cosmología como una ciencia de precisión».

COBE también confirmó la existencia mayoritaria de la llamada materia oscura, invisible, pero cuya influencia gravitatoria es fundamental para la formación de las galaxias.

Los resultados animaron a la NASA a continuar la tarea emprendida. El 30 de junio de 2001, un cohete Delta II lanzó al espacio la sonda MAP (Microwave Anisotropic Probe o «Sonda de Anisotropías del fondo de Microonda»), que quedó situada en el llamado punto de Lagrange L2,¹ a un millón y medio de kilómetros de la Tierra.

Con la misión iniciada, en septiembre de 2002 falleció el profesor de la universidad de Princeton David T. Wilkinson, autoridad mundial en cosmología e investigador destacado de la radiación cósmica de fondo. En su honor, la NASA cambió la primitiva denominación del proyecto por la de WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropic Probe).

Después de un año de observaciones la sonda obtuvo las mediciones más precisas del cosmos. Confirmó las mínimas diferencias de temperatura o anisotropías detectadas por COBE y mejoró los datos gracias a su mayor capacidad de resolución.

Según WMAP vivimos en un Universo prácticamente plano compuesto en un 4,4 por ciento por materia ordinaria, un 22 por ciento de materia oscura y un 73 por ciento de la llamada energía oscura o invisible. Estos resultados eran compatibles con los modelos teóricos y con las observaciones astronómicas.

El valor de la tasa de expansión del Universo (Constante de Hubble) calculada por la sonda fue de 71 km/s/Megaparsec, con un margen de error del 5 por ciento. De acuerdo con estos datos, su edad era de 13.700 millones de años, con un error de apenas el 1 por ciento. Y la densidad Ω resultó ser 1,02 ± 0,02, lo que indica que el Universo seguirá expandiéndose en el futuro.

NUEVA RECETA CÓSMICA

La Agencia Espacial Europea diseñó por su parte una tercera misión cosmológica, la sonda Planck, dotada de una instrumentación más sensible y precisa que las anteriores.² Fue lanzada al espacio el 14 de mayo de 2009 junto con la sonda Herschel, y ambas se situaron de nuevo en la zona conocida como punto de Lagrange L2.

Planck ha obtenido el más preciso y detallado mapa que jamás se ha hecho de la radiación de fondo. Ha corregido a la baja la Constante de Hubble (67,15 km/s/megapársec, con un error del 1,8 por ciento) y ha incrementado en más de cien millones de años la edad del Universo para situarla en 13.820 millones de años. También ha precisado su composición: 4,9 por ciento materia ordinaria; 26,8 por ciento materia oscura; y 68,3 por ciento energía oscura.

Además, ha ofrecido la mejor medida obtenida hasta la fecha de la radiación infrarroja que inunda la bóveda celeste, emitida por las estrellas que se formaron durante la infancia del Universo. De acuerdo con estos datos, las primeras galaxias generaban estrellas a un ritmo mucho mayor que las actuales.

A grandes rasgos, estos resultados confirman la validez del modelo cosmológico estándar (que contempla la existencia de una gran componente de energía oscura y de materia oscura) y apoyan la hipótesis de una expansión de proporciones descomunales durante la primera fracción de segundo tras la gran explosión.

No obstante, los datos muestran también algunas sorpresas que, sin duda, mantendrán ocupados a los cosmólogos durante un tiempo. Una de ellas es la asimetría en la temperatura media de la radiación de fondo en los dos hemisferios celestes: en promedio, los fotones que llegan desde el hemisferio sur se encuentran más calientes que los procedentes del hemisferio norte. Este dato resulta llamativo porque la cosmología moderna se basa en el hecho de que, a gran escala, las propiedades del Universo no deberían depender de dónde nos encontremos ni de la dirección del cielo en la que miremos. Además, los datos de Planck han confirmado la existencia de una gran mancha fría en el hemisferio sur del firmamento.

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ARRUGAS EN EL ESPACIO-TIEMPO

Junto a la relatividad general, Albert Einstein nos proporcionó tres predicciones de esta teoría: la desviación de la luz al pasar cerca de objetos masivos; una explicación de la precesión anómala de Mercurio; y la existencia de ondas gravitatorias o gravitacionales. Las dos primeras fueron comprobadas hace ya tiempo, y de la tercera solamente tenemos evidencia indirecta, aunque muy sólida, como veremos.

Si objetos muy masivos como agujeros negros o galaxias, curvan fuertemente el espacio, esa curvatura también se produce cuando les sucede algo muy violento, como por ejemplo, la colisión de dos de ellos. Alrededor del impacto, las variaciones de la geometría del espacio-tiempo se propagan como ondas a la velocidad de la luz, de forma similar a cuando tiramos una piedra a un estanque. Las ondas gravitatorias modifican la geometría local de las regiones que atraviesan y cambian la distancia física entre objetos, aunque sus efectos son mínimos. Si tuviéramos un detector tan largo que llegase de la Tierra al Sol, esas ondas producirían una variación tan pequeña como el tamaño de un átomo.

La existencia de las ondas gravitacionales ha sido históricamente objeto de debate. Pero las dudas se disiparon tras el descubrimiento en el año 1974 del primer púlsar binario, PSR B1913+16, por Joseph Hooton Taylor (nacido en 1941) y Russell Allan Hulse (nacido en 1950).

Se trata de un púlsar¹ y de una estrella de neutrones que giran uno alrededor del otro. Son objetos tan compactos (¡su masa es mayor que la del Sol pero su radio es tan sólo de unos 10 km!) y con una órbita tan pequeña que los efectos relativistas se dejan notar. El movimiento de estos cuerpos produce cambios periódicos significativos en la geometría espaciotemporal de su entorno, es decir, ondas gravitatorias que «roban» energía a los astros de forma que se reduce el tamaño y periodo de la órbita.

Los casi cuarenta años de observaciones del púlsar binario de Hulse y Taylor han permitido comprobar que la evolución de su órbita coincide con las predicciones de la relatividad general con un margen de error del 0,2 por ciento.²

«Fue la primera confirmación de una predicción concreta de la relatividad general, las ondas gravitacionales —aseguró Taylor—. Y creo que fue la primera confirmación de la teoría por un efecto detectado fuera del Sistema Solar.»

La debilidad de la gravedad en relación a otras interacciones físicas implica que las ondas gravitatorias tengan una amplitud relativamente pequeña, y que su detección sea una empresa extremadamente complicada. El diseño y construcción de los detectores supone un extraordinario enorme reto tecnológico. En la actualidad, hay varios repartidos por todo el mundo que se valen de la interferometría láser. La idea es relativamente simple: cuando una onda gravitatoria incide perpendicularmente en un detector produce cambios en la longitud de los brazos del interferómetro, de forma que mientras uno se acorta el otro se alarga y viceversa. Estos cambios producen interferencias de las que se puede inferir el patrón de las ondas gravitatorias que lo han atravesado.

En Estados Unidos funciona el detector LIGO (de 4 km) y en Italia se construyó VIRGO con la participación de varios países europeos. La Agencia Espacial Europea tiene previsto poner en órbita la misión eLISA (Laser Interferometer Space Antenna), que pretende situar tres satélites detectores separados entre sí un millón de kilómetros, conectados mediante láser. Este observatorio orbital estaría en disposición de detectar las ondas gravitacionales que se crucen en su camino. Las tecnologías clave de eLISA tendrán su primera prueba en el espacio en 2015 con el lanzamiento de la misión LISA Pathfinder y, si todo va bien, será una realidad en el año 2035.

ONDAS GRAVITACIONALES PRIMORDIALES

Alan Guth y Andrei Linde predijeron que el periodo inflacionario durante el Big Bang tuvo que estar sujeto a violentas ondulaciones en el espacio-tiempo, ondas que habrían dejado una huella característica, pero muy difícil de medir. Los científicos se refieren a ella como «modo B en la polarización de la radiación de fondo».

Durante décadas, astrónomos de todo el mundo se lanzaron en su búsqueda y, al parecer, habría sido detectada por un grupo de científicos del Centro de Astrofísica Harvard-Smithsonian gracias a los datos obtenidos con el telescopio BICEP2, instalado en la base antártica Amundsen Scott, en el mismísimo Polo Sur. El 17 de marzo de 2014, y en medio de una gran expectación, los investigadores anunciaron el hallazgo de un patrón de torsión leve en la polarización del fondo cósmico de microondas. Este patrón, dijeron, era una evidencia de las ondas gravitatorias primordiales.

«Se trata de la primera evidencia directa de la inflación cósmica —anunció el Centro Harvard-Smithsonian—. Son las primeras imágenes de ondas gravitacionales, olas que se han descrito como los primeros temblores del Big Bang. Y confirman la profunda conexión entre la mecánica cuántica y la relatividad general.»

A la espera de su confirmación definitiva, el anuncio causó sensación por sus extraordinarias implicaciones cosmológicas y filosóficas. En primer lugar, el modelo del Big Bang y la teoría inflacionaria del Universo temprano saldrían fortalecidos. Por otro lado, sería una nueva confirmación de la teoría de la relatividad general. Y finalmente, se abriría la puerta al posible desarrollo de la gravedad cuántica, mediante la unificación de la relatividad general y de la mecánica cuántica, dos teorías (una de lo infinitamente grande y otra de lo infinitamente pequeño) que permanecen irreconciliables desde hace más de un siglo.

El telescopio BICEP2 (Background Imaging of Cosmic Extragalactic Polarization) se instaló en el Polo Sur por las ventajas que ofrecen sus condiciones atmosféricas y su altura (2.800 m sobre el nivel del mar), favorables a las observaciones astronómicas en longitudes de onda de microondas. El frío hace que sea escasa la cantidad de vapor de agua que absorben dichas ondas y la oscuridad total durante seis meses garantiza la estabilidad de la atmósfera sin los cambios térmicos de amaneceres y atardeceres. Como explicaba John Kovac, líder del equipo del telescopio, «el Polo Sur es lo más cerca que puedes estar del espacio y seguir en tierra. Es uno de los lugares más secos y limpios del planeta, un sitio perfecto para observar las tenues microondas del Big Bang».

Sin embargo, poco después de la detección de las ondas gravitacionales, dos estudios independientes cuestionaron la validez del hallazgo al sugerir que esos resultados podrían deberse al polvo presente en la Vía Láctea.

EXPERIMENTO QUIJOTE

La comunidad científica está a la espera de conocer los datos de la sonda Planck sobre esta cuestión, que podrían confirmar o refutar los resultados. Entretanto, otros experimentos están en marcha y podrían proporcionar evidencias que puedan ser contrastadas con las predicciones de modelos inflacionarios, entre ellos QUIJOTE CMB (del inglés Q-U-I JOint TEnerife CMB experiment). Es una colaboración entre el Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC), el Instituto de Física de Cantabria, el Departamento de Ingeniería de Comunicaciones (Santander), el Observatorio Jodrell Bank (Manchester, Reino Unido), el Cavendish Laboratory (Cambridge, Reino Unido), y la compañía española IDOM. Consiste en dos telescopios y tres instrumentos dedicados a la medida de la polarización del cielo en microondas, que operarán en el observatorio del Teide, en Tenerife. Los primeros resultados se esperan para finales de 2015.

MULTIVERSOS

Una parte del modelo inflacionario también conduce a la idea del Multiverso: nuestro Universo sería sólo uno de muchos posibles, un concepto que muchos consideran que se encuentra fuera de la ciencia, en tanto en cuanto hoy por hoy no es demostrable.

Como explicaba el cosmólogo británico Joe Silk en un reciente artículo, «la cosmología moderna ha sido espectacularmente exitosa a la hora de explicar por qué el Universo es como es (...); pero este mismo éxito significa que los intentos por entender su origen se adentran cada vez más en cuestiones que van más allá de la física y se sumergen en la filosofía».

En el curso de la 37.ª Conferencia Internacional de Física de Partículas, celebrada en julio de 2014 en Valencia, Alan Guth se refirió a la posible existencia de un Multiverso, predicho por su teoría: «Como ya dije, muchos modelos de inflación conducen a una inflación eterna, lo cual significa que una vez la inflación comienza nunca termina. Esto sí ocurriría en algunos lugares, en los cuales podría aparecer un universo de bolsillo, mientras que el resto seguiría inflacionando y, de igual modo, nuevos universos de bolsillo podrían seguir apareciendo... y así seguiría infinitamente».

Según Guth, las ideas sobre universos infinitos no son nuevas para los cosmólogos. Sin ir más lejos, ha recordado que el astrónomo Martin Rees, expresidente de la Royal Society, dice tener tanta confianza en los Multiversos como para apostar la vida de su perro; Andrei Linde, como para jugarse su propia vida; y el Nobel Steven Weinberg como para apostar a la vez la vida de Linde y la del perro de Rees. Y es que el humor no está reñido con la ciencia.

Con el lanzamiento en un futuro próximo de satélites de tercera generación, como COrE y PRISM, la astronomía de ondas gravitacionales será una nueva ventana abierta al Universo, como lo fue en su día la observación del cielo en longitudes de onda diferentes de la visible. Y siempre que hemos abierto una nueva ventana, nos hemos encontrado con grandes descubrimientos, muchos de ellos inesperados.

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EL UNIVERSO SE ACELERA

Hasta finales de los noventa, la mayoría de los astrónomos pensaban que vivíamos en un Universo donde la proporción de materia era tan grande que frenaba su expansión.

En 1998, dos grupos de científicos estadounidenses que trabajaban de forma independiente, el Supernova Cosmology Project liderado por Saul Perlmutter (nacido en 1959), y el High-Z supernova Research Team, dirigido por Brian Schmidt (nacido en 1967) y Adam Riess (nacido en 1969), esperaban medir la desaceleración del Universo. Para ello fueron a la caza y captura de medio centenar de supernovas de tipo Ia,¹ que se encontraban hasta 6.000 millones de años luz, con el objetivo de medir la distancia hasta ellas de modo muy preciso.

De haberse frenado el Universo, su brillo tendría que ser mayor que el esperado, ya que deberían encontrarse más cerca de nosotros. Pero los científicos encontraron justo lo contrario, brillos tan débiles que indicaban que no sólo continuaba la expansión del cosmos sino que esa expansión ¡tenía que estar acelerándose!

Ahora sabemos que vivimos en un Universo dominado por una energía oscura responsable de su expansión. En sus inicios, constituiría una pequeña parte de toda la energía. Pero a medida que se ha ido diluyendo con la separación de las galaxias, la energía oscura ha incrementado su presencia y ahora constituye el 68,3 por ciento del Universo.

Perlmutter, Schmidt y Riess fueron galardonados en 2011 con el premio Nobel de Física.

Más recientemente, en abril de 2014, un equipo del proyecto internacional Sloan Digital Sky Survey («Exploración Digital del Espacio Sloan»),² con participación española, anunció que el Universo se expande como una goma elástica al menos un 1 por ciento cada cuarenta y cuatro millones de años, de forma que las galaxias están cada vez más separadas.

LA ENERGÍA OSCURA

La energía oscura constituye uno de los grandes enigmas para la física actual. Debe ser muy homogénea, poco densa, y no se conoce su interacción con ninguna de las fuerzas fundamentales, más que con la gravedad. Se han planteado dos modelos para explicar su naturaleza: la constante cosmológica y la quintaesencia.

Ya hemos visto que la constante cosmológica fue propuesta por Albert Einstein como una modificación de su ecuación original para conseguir una solución de Universo estático. Einstein rechazó esta idea una vez que Edwin Hubble descubrió que el Universo se encuentra en expansión. Sin embargo, el hallazgo de la aceleración cósmica por Perlmutter, Schmidt y Riess ha renovado el interés por ella.

Por su parte, el término quintaesencia procede de la creencia durante la Edad Media de un quinto elemento o «quintaesencia» de la naturaleza, junto a los cuatro elementos clásicos: tierra, agua, fuego y aire. En cosmología, la quintaesencia es una forma hipotética de materia con características antigravitatorias que se postula para explicar las observaciones del Universo en expansión acelerada, un tipo de «energía del vacío». No se ha encontrado todavía ninguna prueba de ella, pero tampoco ha sido descartada.

El proyecto DES (Dark Energy Survey) se diseñó para desentrañar el origen de la aceleración del Universo y la naturaleza de la energía oscura, observando la evolución de la expansión cósmica a lo largo sus 14.000 millones de años. Para ello se cuenta con la llamada DECam (Dark Energy Camera), de 570 megapíxeles, instalada en el telescopio Víctor M. Blanco, en el observatorio interamericano de Cerro Tololo, en los Andes chilenos, perteneciente a la National Science Foundation de Estados Unidos.

DECam captó su primera luz en septiembre de 2012, y continuará con las observaciones científicas hasta 2017. «La energía oscura es el descubrimiento más sorprendente que se ha producido en la física en los últimos veinte años, y solamente puede explicarse si existe nueva física más allá de las teorías actuales —explica Eusebio Sánchez, investigador responsable del proyecto en el CIEMAT—. Si conseguimos descubrir su naturaleza será una revolución en el conocimiento del Universo. El proyecto DES se concibió para avanzar en la resolución de este problema.»

DES utilizará cuatro métodos para estudiar la energía oscura: elaborará un catálogo de 100.000 cúmulos de galaxias, muchos de ellos situados a más de 8.000 millones de años-luz de distancia; precisará el brillo de supernovas empleadas como candelas estándar; medirá la dispersión de la luz procedente de lejanas galaxias cuando atraviesa materia oscura; y «escuchará» las ondas de sonidos generadas por la interacción de la luz con la materia cuando el Universo tenía unos 400.000 años de edad.³

«La combinación de estas cuatro técnicas hacen que el Dark Energy Survey tenga una capacidad única en el mundo para ayudarnos a entender el misterio de la naturaleza de la energía oscura, que es la clave para descubrir cuál será el destino final del Universo», explica Ramón Miquel, del Instituto de Física de Altas Energías.

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SE BUSCA MATERIA OSCURA

Otro de los grandes misterios de la física es el de la llamada «materia oscura». La idea de un Universo relleno de materia invisible se remonta a finales del siglo XVIII. John Michell (1724-1793) y Pierre Simon de Laplace sugirieron la posibilidad de que algunos objetos pudieran ser tan masivos que la fuerza gravitatoria impidiera —incluso— la emisión de luz, adelantándose en casi dos siglos al concepto de «agujero negro».

El término «materia oscura» fue acuñado en 1933 por el astrónomo de origen búlgaro Fritz Zwicky (1898-1974). Después de estudiar el Cúmulo de Coma Berenices, Zwicky calculó la fuerza gravitatoria necesaria para impedir que las galaxias salgan disparadas como consecuencia de su rotación. La masa para crear esa gravedad resultó muchas veces mayor que la visible. El astrónomo calculó que, como mínimo, el 90 por ciento de la materia del Universo debía consistir en esa sustancia invisible y desconocida.

El trabajo de Zwicky no tuvo repercusión en su momento y quedó aparcado hasta que cuatro décadas después fue retomado por la astrónoma Vera Rubin (nacida en 1928). En 1964 se convirtió en la primera mujer que utilizó el telescopio de Monte Palomar. Ese mismo año, inició en la Carnegie Institution de Washington su larga colaboración con el astrónomo Kent Ford sobre estudios de velocidades de galaxias.

Rubin y Ford tuvieron el acierto de mirar donde otros no lo hacían. En aquella época la mayoría de los astrónomos enfocaban sus telescopios hacia el corazón de lejanas galaxias, pero ellos prefirieron concentrarse en la periferia para estudiar las estrellas y masas de gas que orbitan lentamente en sus bordes.

La primera galaxia que examinaron fue nuestra vecina Andrómeda. Hasta ese momento se creía que la distribución de la masa galáctica era la misma que la distribución de la luz emitida por las estrellas.

En una galaxia espiral, la parte central, más brillante, contiene la mayor parte de la masa. En un principio cabría pensar que las velocidades de rotación de las estrellas son más altas en el centro y van disminuyendo a medida que nos alejamos hacia la periferia. Cuál sería la sorpresa de ambos investigadores al ver que la velocidad se mantenía constante en todos los puntos observados.

En un principio pensaron que sería una anomalía de Andrómeda. Sin embargo, después de analizar otros objetos, concluyeron que era una característica común a todas las galaxias espirales. Recordaron entonces el trabajo de Zwicky y en la reunión de la Sociedad Estadounidense de Astronomía de 1975, Vera y Kent anunciaron a la comunidad científica que la mitad de la masa contenida en las galaxias espirales no era visible, sino que estaba en forma de «materia oscura». Aunque al principio este resultado fue acogido con escepticismo, rápidamente aparecieron trabajos que lo corroboraron. Desde 1978 Vera y su equipo han observado más de 200 galaxias y han estimado que aproximadamente el 90 por ciento de la materia del Universo es invisible.

CANDIDATOS A MATERIA OSCURA

La materia oscura es la dominante de materia en el Universo, representando casi el 85 por ciento de la densidad de masa total. «Es una desconocida ya que todavía no se ha identificado su naturaleza; no emite ni interacciona con la luz, pero juega un papel fundamental en la formación de estructuras cósmicas en todas las escalas —explica Javier Rico, investigador del Instituto de Física de Altas Energías de Barcelona—. Sin materia oscura el Universo no contendría estrellas —o vida tal y como la conocemos—, ya que la materia ordinaria por sí misma no habría bastado para formar galaxias. A pesar de los enormes esfuerzos teóricos y experimentales llevados a cabo durante las últimas décadas, la naturaleza de la materia oscura permanece todavía como una de las cuestiones más interesantes de la ciencia moderna.»

No puede ser hidrógeno porque se delata al emitir radiaciones. Tampoco polvo cósmico porque sería visible. Las enanas negras¹ no constituyen una posibilidad de momento porque el Universo es demasiado joven para que se hayan formado.

Entre los posibles candidatos se encuentran galaxias enanas no detectadas todavía (podría haber miles de millones) y los MACHO («Objetos Masivos y Compactos en los Halos Galácticos») que incluyen los agujeros negros, los grandes planetas y las enanas marrones.² Se necesitarían billones de enanas marrones para explicar la masa oscura y , por el momento, nada hace suponer que sean tan abundantes.

La materia oscura también podría estar constituida por partículas exóticas, sugeridas en la llamada «Supersimetría»,³ una de las teorías más populares. Describe una nueva imagen de nuestro Universo formado por pares de partículas, de las que habitualmente sólo podemos ver una de ellas. Quizá las otras sean las responsables de la misteriosa «materia invisible». Deberían ser eléctricamente neutras (para no interaccionar con los campos electromagnéticos), y estables porque todavía persisten. Tampoco deben interactuar demasiado entre ellas porque se acumularían en el centro de las galaxias. Deberían sentir sin duda la influencia de la gravedad y puede que también la fuerza nuclear débil. Son firmes candidatos los WIMP y los axiones.

El axión es una partícula neutra y muy ligera (pero con masa), que apenas interacciona o lo hace muy débilmente con la materia convencional. Se puede ver el axión como un fotón «extraño». De hecho, la teoría predice que, de existir, se podría transformar en fotón (y viceversa) en el seno de campos electromagnéticos como los que hay en el interior de las estrellas. Una de sus propiedades más sugerentes es que se habría producido de forma natural en grandes cantidades en una época temprana del Universo. Estos axiones seguirían existiendo hoy en día y podrían componer la materia oscura.

El experimento CAST (CERN Axion Solar Telescope), en el Laboratorio Europeo de Física de Partículas (CERN), lleva una década intentando detectarlos en la radiación solar.

España puso en marcha en 2010 el proyecto Multidark («Método de multimensajeros para la detección de la materia oscura»), que reúne a la mayor parte de la comunidad científica española que investiga en este campo. El proyecto, en funcionamiento hasta diciembre de 2015, estudia las partículas candidatas más plausibles, su distribución en el Universo y participa en el diseño y desarrollo de experimentos para su detección. Hay grupos que trabajan en los experimentos ANAIS y ROSEBUD en el laboratorio subterráneo de Canfranc, en el proyecto europeo EURECA y en la colaboración MAGIC, emplazada en el observatorio del Roque de los Muchachos en la isla canaria de La Palma.

EXPLORANDO CON RAYOS X

En junio de 2014, un grupo de astrónomos anunció el hallazgo de una pista prometedora sobre la materia oscura. Los investigadores estudiaban cúmulos de galaxias, formados por cientos de galaxias y por una enorme cantidad de gas caliente que rellena el espacio entre ellas. El gas, principalmente hidrógeno, alcanza temperaturas de más de 10 millones de grados centígrados, lo que provoca la emisión de rayos X. Al estudiar los espectros de la luz procedente de esos cúmulos con la ayuda de los telescopios espaciales XMM-Newton de la ESA y Chandra de la NASA, descubrieron una enigmática línea en el espectro de radiación, en una longitud de onda en la que normalmente no había nada.

Los astrónomos piensan que esta enigmática emisión pudo haber sido provocada por el decaimiento de un tipo exótico de partícula subatómica conocida como «neutrino estéril», predicha por la teoría pero que todavía no se ha detectado.

«Si la interpretación de nuestras observaciones es correcta, al menos una parte de la materia oscura en los cúmulos de galaxias podría estar formada por neutrinos estériles», aseguró la investigadora Esra Bulbul, del Centro de Astrofísica Harvard-Smithsonian en Cambridge, autora principal del artículo.

EPI Y BLAS Y LA ASTRONOMÍA CON NEUTRINOS

Los neutrinos reciben este nombre porque son «neutros y pequeños». Viajan por el espacio a velocidades cercanas a las de la luz y carecen de carga eléctrica. Durante mucho tiempo se pensó que tampoco tenían masa, pero hoy sabemos que sí, aunque muy, muy pequeña, unas mil millones de veces menor que la de un protón, aunque todavía no ha sido determinada con precisión.

Existen tres tipos de neutrinos o «sabores»⁴ de acuerdo con el modelo estándar de la física de partículas: electrónico, muónico y tauónico. Todos ellos han sido observados experimentalmente. Se ha propuesto un cuarto tipo, el neutrino «estéril», cuya existencia, si finalmente se confirmara como hemos visto en páginas anteriores, podría explicar la materia oscura y abriría una nueva etapa en la física, más allá del modelo estándar.

Pero incluso los tres tipos confirmados de neutrinos son especiales: oscilan de un sabor a otro. Este fenómeno se observó por vez primera en 1998 en el experimento japonés Super-Kamiokande, en el que se verificó la «desaparición» de neutrinos muónicos producidos en la atmósfera, transformándose en neutrinos tauónicos.

La observación de esas oscilaciones resolvió un misterio de más de cuarenta años: los científicos siempre habían detectado menos neutrinos electrónicos procedentes del Sol de los esperados. En 2001, el experimento Solar Neutrino Observatory en Canadá demostró que esos neutrinos cambian de sabor en su camino hasta la Tierra.

Los primeros neutrinos se originaron en la primera fracción de segundo después del Big Bang. Apenas un segundo después, ya habían escapado de la sopa caliente y densa de partículas primarias. Su débil interacción con el resto de la materia dificulta su detección, pero es también lo que los hace interesantes para los científicos. A diferencia de muchas otras partículas, los neutrinos pueden escapar de regiones densas como el núcleo del Sol o la Vía Láctea, y pueden viajar grandes distancias desde galaxias lejanas sin ser absorbidos, portando consigo información. En este sentido son mensajeros del cosmos y la astronomía de neutrinos está cobrando más y más importancia.

Hasta ahora, sólo se han observado neutrinos de dos fuentes extraterrestres: el Sol y las supernovas. Se calcula que cada segundo, más de 10¹⁰ neutrinos solares atraviesan limpiamente cada centímetro cuadrado de la Tierra sin que seamos conscientes de ello. Mientras un fotón tarda unos 100.000 años en viajar desde el núcleo hasta la fotosfera del Sol, un neutrino liberado en el mismo proceso de fusión termonuclear completa ese viaje en apenas 8 minutos. Por este motivo, los neutrinos solares pueden contener valiosa información de los procesos nucleares en el interior de la estrella y sobre la composición química de su núcleo.

Hay detectores situados en lugares tan poco convencionales como el fondo del mar, en laboratorios subterráneos bajo kilómetros de roca o debajo de gruesas capas de hielo. Es el caso de IceCube, el más grande de ellos: un kilómetro cúbico de hielo en el Polo Sur, diseñado para detectar neutrinos procedentes del espacio exterior. En noviembre de 2013 anunciaron la detección de 28 neutrinos muy energéticos provenientes —por primera vez— de fuentes situadas más allá del Sistema Solar.

Los dos primeros neutrinos registrados fueron bautizados como Epi y Blas (Bert y Ernie, en inglés). «Blas se había detectado en agosto de 2011, y Epi —el más potente de todos— se detectó mientras mi compañero Sven y yo cuidábamos del detector en enero de 2012», recuerda el investigador español Carlos Pobes, que por aquel entonces se encontraba en el observatorio antártico.

El equipo comenzó a revisar concienzudamente el resto de los registros y descubrieron 26 más, incluidos los más energéticos jamás observados. Todos con las características previstas para los neutrinos de origen extraterrestre.

Los científicos sospechan que proceden de fuentes cósmicas de alta energía. Ésta es precisamente una de las líneas de investigación, para resolver de una vez el enigma del origen de los rayos cósmicos.

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AMANECER CÓSMICO

380.000 años después del Big Bang la temperatura fue lo suficientemente baja como para que los núcleos atómicos comenzaran a captar los electrones del medio para formar los primeros átomos, fundamentalmente hidrógeno, helio en menor medida, y trazas de berilio y litio. El fondo cósmico de microondas nos muestra cómo era el Universo durante esta fase en la que materia y luz se desacoplaron.

Después de un tiempo de inimaginable fulgor, la recombinación dio lugar a una niebla espesa de hidrógeno neutro y el cosmos sufrió un rápido fundido a negro. El Universo entró en lo que los astrónomos denominan la «Era Oscura». Comenzó así una larga etapa de oscuridad, en la que no existieron fuentes de luz visible que nos aporten información sobre ella. Unos cien millones de años después del Big Bang, la fuerza de la gravedad produjo el colapso de estructuras donde se formaron las primeras estrellas.

El proceso por el cual la luz inundó de nuevo el Universo es una cuestión que ha intrigado a los científicos. Tal vez, las primeras generaciones de estrellas fueron capaces de emitir una radiación ultravioleta tan intensa que rompió los átomos de hidrógeno en un proceso llamado «reionización», aunque no está claro cómo los fotones lograron escapar del medio interestelar y recorrer sin ser absorbidos las enormes distancias necesarias para ionizar el Universo a gran escala. Una de las propuestas más sugerentes es que la explosión de numerosas estrellas masivas como supernovas produjo enormes burbujas que horadaron el medio interestelar formando agujeros, como si de un queso gruyer se tratara, por donde la radiación ionizante pudo escapar.

La clave para averiguar cómo y cuándo tuvo lugar la reionización está en los primeros objetos celestes que se formaron en el cielo.

Justo después de la recombinación, en medio de la oscuridad más absoluta, los átomos de hidrógeno que llenaban el cosmos (así como algo de helio y muy poco de litio) estaban distribuidos de manera prácticamente uniforme por todo el espacio. Por el contrario, la materia oscura habría empezado a agruparse en unas nubes llamadas «halos», con masas de entre cien mil y un millón de veces la de nuestro Sol. La gravedad hizo su trabajo. Alrededor de estos halos se gestaron discos de gas y materia oscura, cada vez más densos y calientes. Las protoestrellas del Universo primitivo acumularon enormes cantidades de hidrógeno, hasta alcanzar masas, en algunos casos, de un millón de veces la del Sol. A medida que el gas se colapsaba por efecto de la gravedad aumentaban la densidad y temperatura en su centro. Superados los 15 millones Kelvin, las colisiones entre los átomos de hidrógeno son tan violentas que son capaces de vencer las fuerzas repulsivas (tienen la misma carga positiva) y fusionarse para formar helio, liberando enormes cantidades de energía: ¡Ha nacido una estrella! Parte de la materia que aún queda en el disco puede condensarse y formar planetas, cometas o asteroides, es decir, un sistema planetario, como el nuestro.

En apenas diez mil años, un suspiro a escala cósmica, surgieron gigantescas estrellas, decenas de miles de veces más grandes que la nuestra. Desde sus comienzos, aquellos megasoles brillaron a lo grande, aunque tuvieron una vida efímera. Fueron millones y millones de veces más luminosos que cualquier estrella promedio del Universo actual, con temperaturas superiores a los100.000 K.¹ En sus núcleos infernales, y en sucesivas etapas cada vez más cortas, las primeras estrellas reciclaron el hidrógeno y helio primordiales para crear elementos cada vez más complejos y pesados: carbono, oxígeno, magnesio, nitrógeno, e incluso hierro. Y finalmente, tras vivir «sólo» 2 o 3 millones de años,² aquellos supersoles desaparecieron como merecían, en medio de extraordinarias explosiones conocidas como «hipernovas», cientos de veces a cualquier supernova actual, inundando de nuevos materiales el espacio interestelar.

Aquellas gigantescas estrellas volvieron a iluminar el cielo. Su poderosa luz ultravioleta arrancó los electrones de los átomos de hidrógeno que flotaban por el espacio. Con el nacimiento de la primera generación estelar finalizó la «Era Oscura» y comenzó una nueva y prometedora etapa en la historia del Universo. Mil millones de años después del Big Bang, la etapa de reionización había terminado.

Observatorios espaciales como el Hubble o avanzados telescopios en tierra como los emplazados en el desierto chileno de Atacama del Observatorio Austral Europeo (ESO),³ nos permiten asomarnos a aquellos primeros instantes, lo que los astrónomos llaman el «amanecer cósmico».

En 2012, el Telescopio Espacial Hubble descubrió la galaxia más lejana, formada 480 millones de años después del Big Bang, lo que la convierte en la más primitiva de las que se conocen. Ha sido catalogada con el nombre de UDFj-39546284. Las imágenes proporcionan importante información de la infancia del Universo. «Es como una versión científica de la historia del Génesis», asegura el astrónomo Avi Loeb de la Universidad de Harvard, miembro del equipo que estudió los datos. Los científicos del Hubble fueron capaces de hacer un censo de las galaxias existentes en ese periodo⁴ y observaron que, a medida que nos remontamos en el tiempo, la cantidad de galaxias parece disminuir suavemente, lo que sugiere que el «amanecer cósmico» fue un proceso gradual y no un evento radical.

Los cálculos teóricos revelan que los procesos frenéticos de formación de estrellas tuvieron lugar en las primeras fases del Universo, cuando era más compacto, más caliente, más turbulento y no tan difuso como ahora. En el centro de jóvenes galaxias masivas y brillantes, vastas reservas de gas y polvo cósmicos se transformaron en estrellas a un ritmo apoteósico, muchos cientos de veces más rápido que en las actuales galaxias espirales como la nuestra.

Esta teoría pudo ser confirmada en 2014 por un equipo de la universidad de Yale que observó como en la galaxia GOODS-N-774, situada a 11.000 millones de años luz, se forman 300 estrellas al año, frente a la decena que se genera en la Vía Láctea. También es mucho más pequeña (6.000 años luz de diámetro frente a 100.000 de nuestra galaxia) y tiene el doble de astros.

En marzo de 2013, un equipo internacional de investigadores usó el conjunto ALMA⁵ (Atacama Large Millimeter/ submillimeter Array) para explorar el baby boom estelar en el Universo joven, y observó que los estallidos de formación de estrellas más potentes del cosmos tuvieron lugar mucho antes de lo que se pensaba. Dos de las galaxias estudiadas tenían poco más de mil millones de años de edad. Además, y para asombro de los científicos, detectaron en ellas la presencia de moléculas de agua.

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EL TAMAÑO SÍ IMPORTA

A lo largo de su vida, las estrellas experimentan diferentes estados de temperatura, tamaño y densidad. Tienen un nacimiento relativamente tranquilo pero su muerte puede llegar a ser tremendamente espectacular.

Las estrellas viven gracias a un equilibrio entre dos fuerzas poderosas: la gravedad, que tiende a colapsarlas, y la presión desde el núcleo generada por las reacciones nucleares. La temperatura en el interior del Sol es de unos 15 millones Kelvin y se calcula que cada segundo quema del orden de 4 millones de toneladas de hidrógeno, produciendo una energía equivalente a cuatro mil millones de bombas atómicas de 1 megatón. Aunque este proceso se viene produciendo desde hace casi cinco mil millones de años, sólo ha consumido un pequeño porcentaje de sus reservas, y se estima que aún le queda hidrógeno para otros cinco mil millones de años más. Los astrónomos llaman a este largo y tranquilo periodo de equilibrio en la vida de una estrella «secuencia principal».

Pero el combustible no es eterno y el destino final de la estrella dependerá de su masa inicial, y más concretamente de lo que se conoce como «límite de Chandrasekhar».

Subrahmanyan Chandrasekhar nació el 19 de octubre de 1910 en Lahore (actual Pakistán). Durante su etapa como estudiante en la universidad de Madrás ganó un concurso de ensayos sobre relatividad y mecánica cuántica. El premio era un libro y eligió el titulado Internal Constitution of the Stars («La constitución de las estrellas»), de sir Arthur Eddington.

Chandra —como le llamaban sus amigos— lo leyó con avidez y cuando en 1930 se licenció, consiguió del gobierno indio una beca para estudiar en Cambridge con el gran astrónomo británico. Durante la larga travesía en barco, se dedicó a reflexionar sobre la vida y muerte de las estrellas y a calcular el tamaño que tendrían que tener estos objetos celestes para poder soportar la fuerza de su gravedad, una vez agotado el combustible nuclear.

Cinco años antes, el físico estadounidense de origen austriaco Wolfgang Ernst Pauli (1900-1958) descubrió el principio de exclusión que lleva su nombre. Establece que dos electrones de un mismo átomo no pueden tener todos sus números cuánticos iguales. En una estrella moribunda, colapsada sobre sí misma, la materia está tan comprimida que los núcleos atómicos se «pegan» unos a otros dando lugar a una especie de red cristalina. Los electrones se mueven libremente a través de esa configuración, formando a su vez un «gas de electrones».¹ Si la materia es lo suficientemente densa y compacta, los electrones se superponen y, por el principio de exclusión, tienen que tener velocidades cada vez más altas para no estar durante mucho tiempo en el mismo sitio.

En 1926, el astrofísico inglés Ralph H. Fowler (1889-1944) calculó que las diferentes velocidades de las partículas hacen que se alejen unas de otras, lo que tiende a expandir la estrella. Por tanto, una estrella que ha agotado su combustible puede mantenerse con un radio constante debido a un equilibrio entre la atracción de la gravedad y la repulsión que surge del principio de exclusión.

Chandrasekhar se dio cuenta, sin embargo, de que existe un límite en la repulsión que el principio de exclusión puede proporcionar. Como explica en su Historia del tiempo el físico teórico y cosmólogo británico Stephen Hawking, «la teoría de la relatividad limita la diferencia máxima entre las velocidades de las partículas materiales de la estrella a la velocidad de la luz. Esto significa que cuando la estrella fuera suficientemente densa, la repulsión debida al principio de exclusión sería menor que la atracción de la gravedad».

Los electrones no pueden superar la velocidad de la luz. Eso significa que en una estrella lo suficientemente grande, la repulsión generada por el principio de exclusión de Pauli puede ser insuficiente para contrarrestar la fuerza de la gravedad.

¿Y cómo de grande debe ser esa estrella moribunda? Chandrasekhar calculó que cuando supera en 1,44 veces la masa del Sol,² el colapso continuará bien hasta que lo detenga la fuerza nuclear fuerte, dando lugar a una estrella de neutrones; o bien seguirá de forma indefinida para generar un objeto extraño, pequeño e inmensamente denso, tan masivo que nada escape a su atracción gravitatoria, ni siquiera la luz: un agujero negro.

La tesis era completamente herética, ya que cuestionaba las teorías más asentadas sobre la evolución estelar de la época y fue recibida con gran escepticismo por la comunidad científica. Chandra se doctoró en 1933 y dos años más tarde se atrevió a presentarla en la reunión anual de la Real Sociedad Astronómica. Al término de su exposición, su maestro y hasta entonces amigo, Arthur Eddington, que había seguido con suma atención sus explicaciones, se burló públicamente de ellas y las calificó de disparatadas. «¡Creo que debe haber una ley de la naturaleza que evite que las estrellas se comporten de una forma tan absurda!», aseguró Eddington en aquel encuentro. La idea de que una estrella agonizante pudiera colapsarse hasta poder ser más pequeña que una enana blanca le resultaba pura «bufonería estelar».

Sin fuerza ni apoyos para enfrentarse al astrónomo más prestigioso del momento, Chandrasekhar decidió emigrar a Estados Unidos en 1936, donde fue profesor en la universidad de Chicago hasta el final de sus días. Al final se demostró que su teoría era correcta y en 1983 recibió el premio Nobel de Física. Había pasado más de medio siglo desde sus primeros cálculos durante aquel largo viaje en barco. Falleció en Chicago el 21 de agosto de 1995. El observatorio espacial de rayos X de la NASA y el asteroide 1958 llevan su nombre en su honor.³

GIGANTES ROJAS Y ENANAS BLANCAS

Una vez agotado el hidrógeno del núcleo, la estrella es una bola de helio rodeada aún del resto de la estrella, que sigue siendo en su mayor parte hidrógeno. Según se va comprimiendo por efecto de la gravedad, ese hidrógeno se calienta tanto que comienza a fusionarse de nuevo. Pero no es el mismo tipo de reacción que el que se produce durante la larga estancia de la estrella en la secuencia principal. Para empezar, la compresión ha calentado el hidrógeno a una temperatura mayor que la del núcleo y, además, el volumen de esta capa es mucho mayor.

Con su renovada energía debido a esta fusión más externa, la estrella se calienta muchísimo al tiempo que consume hidrógeno más deprisa que en su juventud. En estas condiciones, lejos de seguir comprimiéndose, se expande muy rápidamente haciéndose gigantesca. Este fenómeno produce a su vez un drástico enfriamiento y la temperatura de la superficie cae hasta unos pocos miles de grados. El resultado es una gigante roja,⁴ una estrella de enorme tamaño pero bastante fría en su superficie, que suele brillar con una luz rojiza o anaranjada.⁵

El proceso no finaliza ahí. Según la capa de hidrógeno que rodea el núcleo se transforma en helio, la zona central de la estrella se comprime y calienta, hasta que llega un momento en el que se alcanza una temperatura suficientemente alta (al menos cien millones Kelvins) como para que el propio helio empiece a arder. Ahora, dos núcleos de helio se fusionan para formar uno de berilio. Aunque los núcleos de berilio son muy inestables (se desintegran de nuevo en helio en unos segundos), algunos tienen tiempo para unirse de nuevo a otro núcleo de helio para producir carbono. El resultado neto es la formación de un núcleo de carbono por cada tres de helio. Una fracción de los núcleos de carbono formados de esta manera, colisionan de nuevo con helio para formar oxígeno. Por lo tanto, en el interior de una gigante roja, el helio se convierte en una mezcla de carbono y oxígeno.

Entretanto, y debido a las elevadas temperaturas, el centro de la estrella se expande, pero como el astro tiene un volumen tan enorme, las capas exteriores casi no se ven alteradas. De hecho, y al carecer ya de un núcleo denso de helio, disminuye la fusión masiva del hidrógeno a su alrededor de forma que se reduce la cantidad de energía producida por la estrella en su conjunto. Como consecuencia, se contrae otra vez y se va calentando según se comprime, en una especie de espiral en la que el helio del núcleo y el hidrógeno que lo rodea vuelven a fusionarse a mayor velocidad, disparando otra expansión. Pero en cada nuevo ciclo se dispone de menos hidrógeno y helio (transformados en su mayor parte en carbono y oxígeno), y cada vez los cambios son más violentos.

Una estrella de masa similar a la del Sol sufre auténticas convulsiones, en cada una de las cuales expulsa parte de su materia al espacio exterior. La tenue y distendida atmósfera estelar acabará desligándose para formar una enorme burbuja conocida como «nebulosa planetaria»,⁶ que contiene una gran proporción de elementos ligeros, los denominados «elementos para la vida», como carbono, nitrógeno y oxígeno.

En el centro de esa enorme nube de materia permanece el pequeño núcleo de la estrella. Tras agotar los últimos restos de combustible nuclear se transformará en un terrón rígido de carbono y oxígeno, que es lo que se conoce como enana blanca. Una vez desnudo, el núcleo se contrae hasta que el rechazo de los electrones entre sí (tienen la misma carga negativa) detiene el colapso gravitacional.⁷ Este objeto, de un tamaño similar al de la Tierra, contiene el 60 por ciento de la masa de la estrella. Es tan denso que una cucharadita de ese material pesaría ¡más de 5 toneladas!⁸

La enana blanca todavía luce, pero su brillo ya no procede de la fusión nuclear sino del calor residual. Durante miles de millones de años, se irá enfriando como un rescoldo hasta que al final se apague y se convierta en una enana negra.⁹ En la actualidad, se pueden observar numerosas enanas blancas. Una de las primeras se descubrió girando alrededor de Sirio, el lucero más brillante del firmamento.

En junio de 2014, dos grupos de investigadores anunciaron un hallazgo sorprendente: la presencia de una molécula fundamental para la formación del agua entre las brasas de estrellas moribundas del tamaño del Sol. El trabajo, liderado por científicos del proyecto español ASTROMOL¹⁰ descubrió la presencia de OH+ (molécula formada por un átomo de oxígeno y uno de hidrógeno, con carga positiva) en la Nebulosa de la Hélice, a 700 años luz. La estrella central de esta nebulosa tiene aproximadamente la mitad de la masa del Sol y una temperatura de unos 120.000 K.

Ya se sabía que las capas de material expulsadas por una estrella contienen una rica variedad de moléculas, pero encontrar OH+ ha sido una sorpresa inesperada. Hasta ahora se pensaba que la intensa radiación ultravioleta emitida por la estrella en sus últimas fases destruía estas moléculas. Pero el trabajo revela que estos entornos hostiles podrían ser incluso necesarios para su formación, aunque todavía falta por determinar si estas condiciones permitirían la síntesis de una molécula de agua completa.

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SUPERNOVAS

Mientras que las estrellas parecidas a la nuestra pueden lucir en el firmamento durante miles de millones de años, la vida de las que tienen una masa siete veces mayor que la del Sol se reduce a sólo unos millones de años. Parecen seguir la máxima del actor James Dean (1931-1955): «Vive rápido, muere joven y deja un bonito cadáver».

Por ejemplo, en una estrella 25 veces más masiva que el Sol la fusión del hidrógeno se produce a una velocidad enorme, pues la temperatura alcanza unos 70 millones Kelvin. En unos diez millones de años se habrán agotado las reservas. A continuación, empezará a fusionar helio a una temperatura de 200 millones Kelvin, pero esta reacción es menos eficaz que la anterior, y la estrella lo consumirá a un ritmo todavía mayor para impedir su propio colapso: en sólo un millón de años se habrá quedado sin helio. De este modo, y en un continuo resurgir de sus cenizas, la estrella va recurriendo a un elemento tras otro, según una cronología desbocada en la que cada elemento se consume más deprisa y a mayor temperatura que el anterior, liberando cada vez menos energía. A diferencia del Sol, las estrellas supermasivas pueden comprimirse muchísimo y calentarse en la misma medida, tanto que al alcanzar los 800 millones de grados se enciende la fusión del carbono, que gastará en tan sólo mil años. El colapso gravitatorio de la estrella continua y la temperatura aumenta hasta 1.600 millones Kelvin, lo suficiente para empezar a fusionar neón, que se agotará en tres años. De nuevo, la estrella se contrae y la temperatura es tan enorme (1.800 millones Kelvin) que durante cuatro meses el oxígeno se fusiona para producir silicio.

Estamos llegando a las etapas finales. La estrella alcanza los 2.500 millones Kelvin y, en apenas una semana, todo el silicio se habrá transformado en un isótopo inestable del níquel (níquel-56), el cual se desintegra rápidamente para formar hierro, cuyo núcleo es el más estable de todos los elementos de la tabla periódica (posee la mayor energía de enlace nuclear).

A diferencia de lo que ha venido ocurriendo hasta este momento, la fusión del hierro para producir elementos todavía más pesados no produce energía sino que la consume, por lo que el reactor nuclear se detiene en este punto.

El hierro se acumula en el centro y cuando se supera el límite de Chandrasekhar (1,4 masas solares) la estrella ya no puede luchar contra la gravedad. El núcleo se colapsa en cuestión de milisegundos y la materia que cae sobre él —a velocidades extraordinarias de casi un cuarto la de la luz— hace que la temperatura aumente hasta unos inimaginables 100.000 millones Kelvin, unas diez mil veces más que en el interior del Sol. Las capas exteriores que chocan contra el núcleo de hierro rebotan y la vida de la estrella acaba en una grandiosa y dramática explosión. Es lo que se conoce como una «supernova tipo II». Durante unos instantes, la estrella brilla más que toda la galaxia en uno de los fenómenos más violentos del Universo.¹

Al explotar, la estrella arroja al medio interestelar todos los elementos forjados en su interior y otros que se forman justo en el momento de su muerte, acompañados de una ingente cantidad de neutrinos. Todo este material se agrupará y desencadenará la formación de una nueva generación de estrellas, y así sucesivamente. Son los elementos químicos que hoy podemos encontrar en la Tierra; la materia prima de la que están hechas todas las cosas, incluidos los seres vivos. El carbono de la glucosa, el oxígeno que respiramos, el hierro de la sangre o el fósforo de nuestro ADN fueron fabricados en el interior de estrellas agonizantes. Como decía Carl Sagan, somos «polvo de estrellas».

CANDELAS ESTÁNDAR

Otras supernovas pueden tener un origen completamente distinto. Es el caso de los sistemas binarios formados por una enana blanca y una gigante roja, que giran una sobre otra, muy próximas entre sí. En su evolución normal, las gigantes rojas se deshacen de sus capas exteriores, que pueden ser atraídas por su compañera. El material adicional que recibe la enana blanca puede hacer que su núcleo alcance la temperatura necesaria para que se desencadene la fusión del carbono. Esta ignición empieza en el centro y se extiende rápidamente hacia el exterior dando lugar a una tremenda deflagración que quema, en cuestión de segundos, una cantidad de carbono que a una estrella normal le llevaría siglos. Esta enorme energía libera una poderosa onda de choque que destruye la estrella, expulsando toda su masa a velocidades cercanas a 10.000 km/s. La explosión genera elementos más pesados que el hierro y libera enormes cantidades de luz que superan la del conjunto de la galaxia en la que se encuentran. Estas supernovas —conocidas como «tipo Ia»— son las más brillantes de todas. La explosión apenas dura unas horas pero el brillo se mantiene durante varios días.

La enana blanca se desintegra y sólo quedan restos de gas y polvo sobrecalentados en rápida expansión. La desaparición de su campo gravitatorio produce un cambio en la trayectoria de la estrella vecina (si es que pudo sobrevivir a la detonación), que sale disparada como si hubiera sido catapultada con una honda.

En diciembre de 2011 fue detectada una estrella en la Gran Nube de Magallanes que giraba a más de dos millones de kilómetros por hora, 300 veces más rápido que el Sol y muy cerca de la velocidad límite a partir de la cual puede ser destrozada por las fuerzas centrífugas. Es la estrella que gira más rápido conocida hasta la fecha. Los astrónomos consiguieron reconstruir su pasado y llegaron a la conclusión de que se trata de una estrella en fuga, es decir, que ha sido expulsada de un sistema binario después de que su compañera explotara como una supernova.

En 2012, un grupo de astrónomos españoles del Instituto de Astrofísica de Canarias, de la Universidad de Barcelona y del CSIC, comprobaron que dos enanas blancas pueden fusionarse para dar lugar a una supernova «tipo Ia». En este caso, no sobrevive ninguna de las estrellas y el único remanente es una burbuja gaseosa. Los investigadores llegaron a esta conclusión después de estudiar el remanente de la supernova del año 1006, el fenómeno estelar más brillante jamás registrado en la historia.²

La supernova tuvo lugar la noche del 30 de abril al 1 de mayo de 1006, al hacer explosión una estrella situada en la constelación Lupus, a 7.000 años luz. Mil años después, en esa región del cielo todavía se observa una burbuja de gas hinchándose a gran velocidad. Los científicos no lograron encontrar la estrella compañera y concluyen que debió ser una fusión estelar lo que produjo aquel extraordinario evento luminoso.

En septiembre de 2014, otro grupo de investigadores del CSIC concluyó que la fusión de enanas blancas podría ser el proceso habitual en la formación de supernovas tipo Ia. En esta ocasión, los científicos analizaron una supernova detectada a principios de 2014.

Las supernovas de tipo Ia han sido utilizadas como candelas estándar para medir distancias astronómicas porque siguen un patrón fiable de brillo, muy similar en todas ellas ya que las masas que explosionan son similares. Si se compara el brillo esperado con el observado, es posible calcular la distancia a la que se encuentra la galaxia que alberga a la supernova.

Sin embargo, si se confirma que estas supernovas pueden ser producidas por la fusión de dos enanas blancas, habría que replantearse su empleo como unidades de medida. Estos casos no implicarían la existencia de un límite máximo de masa (límite de Chandrasekhar) y, por tanto, no producirían necesariamente explosiones con la misma luminosidad.

LA AMENAZA DE UNA SUPERNOVA

Los astrónomos creen que en galaxias como la nuestra, la Vía Láctea, ocurren unas 2 o 3 supernovas cada siglo. En la actualidad, utilizando telescopios robóticos totalmente automatizados, se descubren entre varios centenares y un millar de supernovas al año en todo el Universo. Por fortuna, no hay ninguna estrella candidata a supernova en nuestra vecindad, al menos de momento, aunque a mayor distancia se han identificado varias, como Betelgeuse, la supergigante roja de la constelación de Orión. Pero se encuentra a unos 450 años luz y no supondría un peligro para la Tierra.

Se considera que la zona de seguridad es de unos 100 años luz. A distancias menores podría causar serios daños a nuestro planeta debido a la producción de enormes cantidades de radiación gamma y partículas como protones y electrones, que podrían destruir la atmósfera terrestre al degradar el ozono y el oxígeno atómico.

Sin la protección de la capa de ozono, los rayos ultravioleta de nuestro propio Sol no encontrarían ningún obstáculo en su camino y destruirían el fitoplancton.³ Su desaparición tendría un efecto devastador sobre el resto de organismos.

La radiación de alta energía también dañaría las células de los seres vivos, produciendo cáncer y mutaciones genéticas. Los efectos serían parecidos a los de una sobredosis de rayos x. También podría ocurrir un incremento de los niveles de elementos radiactivos en la atmósfera, con sus consecuentes efectos nocivos.

Los científicos no descartan que la explosión de una supernova causara la extinción en masa del periodo Ordovícico-Silúrico, hace aproximadamente 450 millones de años.

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ESTRELLAS DE NEUTRONES

El resultado final de una supernova dependerá de la masa original de la estrella.

En 1932, y casi al mismo tiempo que Chandrasekhar desarrollaba su teoría sobre el límite que lleva su nombre, el soviético Lev Davídovich Landau (1908-1968) publicó su famoso artículo «Sobre la teoría de las estrellas».

De forma independiente, Landau calculó la masa máxima de una enana blanca (el famoso límite de Chandrasekhar), al que adjudicó el valor 1,5 masas solares (muy próximo al actual de 1,44). Además, estudió lo que denominó estrellas densas, en las que los «núcleos atómicos en contacto mutuo forman un núcleo gigante», y que ahora conocemos como estrellas de neutrones. Landau propuso que si el núcleo de la estrella superaba el límite de Chandrasekhar, los electrones se verían forzados a fusionarse con los protones para dar lugar a una nueva configuración de equilibrio, en la que la «densidad de la materia es tan alta que los núcleos atómicos en contacto forman un solo y gigantesco núcleo».

Sólo unos meses después, el físico británico James Chadwick (1891-1974) descubrió el neutrón, la partícula sin carga eléctrica que, junto con el protón, forma los núcleos atómicos. El hallazgo allanó el camino para explicar la evolución de las estrellas masivas.

En 1939, los astrónomos Walter Baade (1893-1960) y Fritz Zwicky especularon con la posible existencia de «estrellas de neutrones», estrellas que se hubieran contraído hasta el punto de que sus átomos hubiesen perdido sus enjambres de electrones para formar una densísima materia puramente neutrónica. «Con todas las reservas —escribieron—, adelantamos la opinión de que las supernovas representan la transición de las estrellas ordinarias a las estrellas de neutrones.» Más de tres décadas después se descubrieron los púlsares, confirmándose la predicción.

El mecanismo es más o menos el siguiente: una estrella con una masa de entre 10 y 25 veces la del Sol, evolucionará en las últimas etapas de su vida hasta convertirse en una supergigante roja, que se desprenderá de sus capas exteriores, dejando el núcleo desnudo en el lugar donde se encontraba la estrella original. Si la masa del núcleo es de entre 1,4 y 2,1 masas solares, el colapso gravitatorio «triturará» los átomos. Los electrones caerán al núcleo y se combinarán con los protones mediante un proceso llamado «desintegración beta inversa», en la que se producirán neutrones liberándose neutrinos al exterior. Al final, sólo quedarán los neutrones del núcleo y los que se han producido mediante la unión de electrones y protones. Estas partículas también obedecen al principio de exclusión de Pauli: no se pueden poner dos neutrones en el mismo estado uno encima del otro. Y esa «presión neutrónica» termina por contrarrestar la fuerza gravitatoria y estabilizar estos objetos que se conocen como estrellas de neutrones.

Todo en ellas es absolutamente exagerado.¹ Para empezar, su nombre aúna lo más grande y lo más pequeño del Universo: las estrellas y los neutrones del corazón de los átomos. Según los modelos que se han logrado construir para estos objetos celestes, serían esferas de unos 20 km de diámetro (más pequeñas que muchos de los asteroides que orbitan entre Marte y Júpiter), con la masa de varios soles, rodeados de una finísima atmósfera gaseosa, bajo la que se cree que existe una corteza sólida de hierro, muy lisa, de un metro de espesor en la que aún hay núcleos atómicos y electrones. Por debajo se encuentra una especie de «sopa de neutrones», fuertemente comprimidos. No se sabe muy bien en qué consiste esa sopa y está tan lejos de cualquier cosa que podamos experimentar que sólo tenemos modelos teóricos para explicarlo.

Una estrella de neutrones es tan enormemente densa que la gravedad en su superficie también es difícil de imaginar: unos tres billones de veces más intensa que sobre la superficie de la Tierra. Prácticamente nada puede escapar de ellas: la velocidad de escape en su superficie puede llegar a ser, en las más masivas, de hasta 240.000 km/s. ¡El 80 por ciento de la velocidad de la luz! La materia está tan compactada que su densidad resulta inimaginable. Una pequeña canica construida con ese material pesaría cerca de 1.000 millones de toneladas.

PÚLSARES Y HOMBRECILLOS VERDES

La gigantesca densidad de estos cadáveres estelares no es lo único exagerado. Todos los objetos del Universo rotan, pero la velocidad de giro de las estrellas de neutrones puede llegar a ser asombrosa. Concentran varias masas solares en un volumen miles de veces más pequeño que el de la estrella original. La física nos dice que el momento angular se conserva y, por tanto, la frecuencia de rotación de las estrellas de neutrones se incrementa del orden de un millón de veces (a menor radio, mayor velocidad de rotación, como sucede con los patinadores sobre hielo cuando juntan sus brazos sobre el cuerpo).²

La estrella de neutrones más rápida descubierta hasta ahora es el púlsar PSR J1748-2446ad, que gira 716 veces por segundo. Se encuentra en la constelación de Sagitario, a unos 18.000 años luz. Su radio no llega a 16 km y un punto en su ecuador gira a unos 70.000 km/s, ¡el 24 por ciento de la velocidad de la luz!

Los polos magnéticos de estos objetos son lugares muy activos y violentos: emiten chorros de radiación (ondas de radio, rayos X o rayos gamma) similares a los haces de luz de un faro. El chorro aparece cuando el polo magnético mira hacia la Tierra, desaparece durante unos instantes según gira la estrella, para aparecer de nuevo cuando el polo vuelve a apuntar hacia nuestro planeta. Cada vez que esta especie de faro cósmico dirige su haz de luz hacia nosotros recibimos una corta ráfaga de radiación, un pulso con un periodo muy exacto, repetido una y otra vez. Por eso este tipo de estrellas de neutrones «pulsantes» se denominan púlsares.

El primero fue descubierto en 1967 por una joven estudiante irlandesa de veinticuatro años llamada Jocelyn Bell (nacida en 1943), que hacía su doctorado con el astrónomo británico Antony Hewish (nacido en 1924) en la Universidad de Cambridge. Hewish había diseñado una gigantesca antena de radio para la búsqueda de radiofuentes en el cielo. Conforme la Tierra giraba sobre su eje, la antena recogía las señales que quedaban registradas en largos rollos de papel de casi 150 m de longitud. La aburrida tarea de Bell consistía en revisar los interminables gráficos. En noviembre de 1967 encontró una repetición de garabatos con aspecto de electrocardiograma, procedente de la misma región del cielo, a medio camino entre las estrellas Altair y Vega. Era un latido de apenas 0,04 segundos de duración que se repetía cada 1,3373011 segundos, tan mecánico y regular que no parecía natural. Hubo quien llegó a pensar que aquellos pulsos parecían emitidos por alguna civilización extraterrestre. Medio en broma, medio en serio, aquella señal fue bautizada con el nombre de LGM-1 (por Little Green Men, «hombrecillos verdes»). «La verdad es que no creíamos haber captado señales de otra civilización —recodaba más tarde Bell—, pero a todas luces la idea se nos había pasado por la cabeza y no teníamos ninguna prueba de que fuese una emisión de radio absolutamente natural. El problema es interesante; si uno cree que quizá haya detectado vida en otro lugar del Universo, ¿cómo anunciar los resultados de un modo responsable?»

Sintonizando el telescopio en frecuencias diferentes, Hewish y Bell detectaron tres nuevos objetos pulsantes en otros tantos puntos del firmamento. Esto hacía pensar en un fenómeno natural. Hewish anunció el descubrimiento en febrero de 1968 y se refirió a esos objetos como pulsating radio sources («radio fuentes pulsantes»), un término que fue rápidamente abreviado como púlsar.³

Poco después de la publicación del artículo, el austríaco Thomas Gold (1920-2004) y el británico Fred Hoyle (1915-2001) fueron los primeros en relacionar los púlsares con las estrellas de neutrones.

Si los púlsares son en realidad estrellas de neutrones rotatorias, debería ser posible encontrarlos entre los restos de supernovas. El astrónomo italiano Franco Pacini (1939-2012) predijo en 1967 que en el corazón de la Nebulosa del Cangrejo⁴ debía quedar un residuo en forma de estrella de neutrones giratoria. Un año más tarde, radioastrónomos estadounidenses del observatorio de Green Bank (Virginia Occidental) descubrieron un púlsar en el centro de la nebulosa. Denominado PSR B0531+21, tiene unos 30 km de diámetro y gira sobre sí mismo 30 veces por segundo.

En la actualidad se conocen miles de púlsares de distintos tipos. A los tradicionales observados en ondas de radio se suman los púlsares de rayos X, los de rayos gamma (generalmente objetos binarios), y los magnetares.

IMANES ESPACIALES

Los magnetares son extrañas estrellas de neutrones. Son los imanes más potentes del Universo, con un campo magnético tremendamente fuerte, del orden de 10¹⁵ veces el terrestre. Utilizando el Very Large Telescope de ESO en el norte de Chile, astrónomos europeos han descubierto un magnetar que se formó a partir de una estrella con 40 masas solares. El hallazgo desafía las actuales teorías sobre evolución estelar pues se esperaba que las estrellas con entre 10 y 25 veces la masa del Sol se convirtieran en estrellas de neutrones, mientras que las más grandes se transformarían en agujeros negros.

El hallazgo se ha producido en el cúmulo Westerlund 1, en la austral constelación de Ara (el Altar), a unos 16.000 años luz.

Los investigadores han descubierto que el magnetar se formó por la interacción de dos estrellas muy masivas en órbita una en torno a la otra, en un sistema binario muy compacto. La más masiva de la pareja transfirió sus capas externas a su compañera —destinada a convertirse en magnetar— haciendo que gire cada vez más rápido. Esta rápida rotación parece ser el ingrediente esencial en la formación del campo magnético ultrafuerte de estos objetos.

La estrella receptora llega a ser tan masiva que acaba desprendiéndose de una gran cantidad del material adquirido, lo que impide que acabe colapsando en un agujero negro.

Otro hallazgo sorprendente tuvo lugar en junio de 2014. Gracias a los datos suministrados por el telescopio espacial Chandra y el XMM Newton, un grupo internacional de astrónomos descubrió en la Pequeña Nube de Magallanes un púlsar tan joven que aún se halla entre los restos de la supernova que le dio origen, pero que muestra una velocidad de giro muy lenta, propia de púlsares viejos. Su periodo de rotación supera los mil segundos, en contraste con el de los púlsares jóvenes que es de unos milisegundos. Esto convierte a SXP 1062 en uno de los púlsares más lentos conocidos.

En octubre de 2014 otro equipo de investigadores descubrió el púlsar más brillante en la galaxia M82, a unos 12 millones de años luz. Emite rayos X con la energía de 10 millones de soles como el nuestro.

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AGUJEROS NEGROS

Una estrella con más de 20 masas solares terminará su vida como una supernova, expulsando la mayor parte de la materia y dejando atrás una inmensa nebulosa en expansión. En el centro quedará lo que fue el núcleo. Si el cadáver estelar tiene una masa tres veces mayor que la del Sol, la gravedad será implacable y aplastará los restos hasta alcanzar un punto de volumen cero y densidad infinita. Es lo que se llama una singularidad.

El primero en referirse a los agujeros negros fue el británico John Michell. Este filósofo de la naturaleza reflexionó sobre la velocidad de escape¹ que necesita un cuerpo para vencer la atracción gravitatoria ejercida por un objeto celeste, y llegó a la conclusión de que podían existir estrellas tan densas y masivas que ni siquiera la luz podría salir de ellas.

En 1783, Michell leyó su artículo en la Royal Society, en el que exponía la base teórica de lo que denominó «estrellas ocultas». Buen conocedor de las leyes gravitatorias de Newton, demostró que la velocidad de escape es proporcional a la raíz cuadrada de la masa de la estrella dividida por su circunferencia. Y calculó que en una estrella con la masa del Sol, pero con una circunferencia de tan sólo 18,5 km, tendría que convertirse en una esfera oscura e inobservable, pues la luz nunca saldría de ella.

Pocos años después, en 1796, el matemático y astrónomo francés Pierre Simon de Laplace también estudió la existencia de estos «cuerpos oscuros», basándose en la teoría corpuscular de la luz formulada por Newton y en su ley de la gravitación universal. Sin embargo, los diferentes experimentos realizados a principios del siglo XIX revelaron que la luz se comportaba como una onda y, en este caso, no quedaba muy claro cómo podía verse afectada por la fuerza de la gravedad. Viendo cómo uno de los fundamentos de su predicción se desmoronaba, Laplace se retractó. Aquellos estudios pasaron a ser una simple curiosidad.

Hoy sabemos que la luz se comporta como onda y como partícula y, gracias a la teoría de la relatividad tenemos una explicación consistente de cómo la gravedad afecta a la luz. El propio concepto de agujero negro se oculta en las ecuaciones de Einstein. El primero en darse cuenta de ello fue el matemático y astrofísico alemán Karl Schwarzschild (1873-1916), director del observatorio de Potsdam. En la primera guerra mundial se ofreció voluntario al ejército imperial y estuvo destinado en el frente ruso, donde se encargaba de establecer la trayectoria de los proyectiles de artillería. Pese a ello, encontró tiempo para explicar mediante la relatividad general la precesión del perihelio de Mercurio. En enero de 1916 envió por correo sus resultados a Einstein, quien se sintió entusiasmado: «Jamás habría esperado que la solución exacta al problema pudiera formularse de una manera tan simple», le respondió.

Unas semanas después, Schwarzschild le envió otro artículo sobre los procesos que tendrían lugar en el interior de una estrella en las últimas fases de su ciclo vital. Si toda la masa se comprimiera en un espacio lo suficientemente diminuto, conocido en su honor como «radio de Schwarzschild», la luz quedaría atrapada por su gravedad. Según sus cálculos, una estrella del tamaño del Sol tendría que encogerse a una esfera de menos de 3 km de diámetro. En el caso de la Tierra tendría que reducirse al tamaño de una canica. En esta situación, nada dentro del radio de Schwarzschild podría escapar a la fuerza gravitatoria, ni siquiera la luz o cualquier otra forma de radiación. Una masa tan grande y concentrada hace que el espacio-tiempo se curve infinitamente (se forma una singularidad). También el tiempo formaría parte de esta curvatura, dilatándose hasta cero. Si alguien observara a un viajero situado junto al radio de Schwarzschild le parecería que estuviera congelado e inmóvil.

Los agujeros negros fueron un ejemplo más en la historia de la ciencia, en el que la teoría se desarrolló en gran detalle como modelo matemático antes de su confirmación experimental.

En septiembre de 1939 los físicos estadounidenses Julius Robert Oppenheimer (1904-1967)² y Hartland S. Snyder (1913-1962) publicaron en Physical Review el primer artículo que especulaba sobre la existencia real de los agujeros negros. «Agotadas todas las fuentes de energía termonuclear, una estrella suficientemente pesada se colapsará. Esta contracción proseguirá indefinidamente a menos que su masa se reduzca a un valor cercano al de la solar...» Esto es lo que les ocurre a las estrellas muy masivas. Agotado su combustible, con un núcleo constituido fundamentalmente por hierro, se produce el colapso gravitatorio. En cuestión de segundos, la estrella implosiona y da lugar a una supernova. Si el núcleo no resulta destrozado en la tremenda deflagración y su masa supera en 3,5 veces la del Sol, el resultado será un agujero negro.

El artículo de Oppenheimer permaneció olvidado durante treinta años. En 1967, los físicos británicos Stephen Hawking (nacido en 1942) y Roger Penrose (nacido en 1931) demostraron que de acuerdo con la relatividad general, debe haber una singularidad de densidad y curvatura del espacio tiempo infinito dentro de un agujero negro. La situación es parecida al Big Bang sólo que sería el final, en vez del principio del tiempo, para el cuerpo que se colapsa. En esta singularidad, tanto las leyes de la ciencia como nuestra capacidad de predecir el futuro fallarían totalmente.

En aquella época a este tipo de objetos celestes se les conocía como estrellas oscuras (porque no dejaban escapar la luz) o congeladas (por sus efectos sobre el tiempo). En 1969, el físico estadounidense John Archibald Wheeler (1911-2008), acuñó el término «agujero negro». El nombre triunfó y se popularizó rápidamente para convertirse en una de las celebridades galácticas de nuestro tiempo.

OBJETOS SINGULARES

Junto a las estrellas de neutrones, los agujeros negros son los objetos más extraños del Universo. En lugar de superficie, tienen lo que los astrónomos denominan «horizonte de sucesos», una especie de frontera de no retorno, a partir de la cual, la atracción gravitatoria es tan fuerte que nada ni nadie puede escapar. Su tamaño depende de la masa del objeto original. De convertirse en agujero negro, el horizonte de sucesos del Sol tendría un radio de 3,2 km (el de la Tierra no superaría los 8 mm). Dentro del horizonte de sucesos, la materia cae a plomo hacia la singularidad.

Podemos simular un agujero negro colocando una bola de petanca en mitad de un panti de nylon. Si sujetamos con fuerza el panti, la bola provocará que se forme una depresión con forma de embudo que recuerda a la manga de un tornado. Los astrónomos llaman «pozo gravitatorio» a esta recreación tridimensional del espacio-tiempo. Cuanto más masivo sea el objeto, más profundo será el pozo y más empinadas sus paredes, por lo que mayor será la energía necesaria para salir de él. Llegará un momento en que ni siquiera la luz pueda hacerlo.

Por definición, los agujeros negros no se pueden ver, pero sí se pueden detectar a través de sus efectos gravitatorios. Sobre todo, cuando forman parte de un sistema binario. Si la estrella acompañante se encuentra al final de su vida, sus capas exteriores pueden ser atraídas hacia el horizonte de sucesos y caer en espiral, de forma similar al movimiento del agua cuando se vacía la bañera. En estas condiciones, el material estelar adquiere una temperatura muy elevada, con emisión de chorros de rayos X y otras formas de radiación, que revelan la presencia del agujero negro y permite a los científicos calcular su masa y efectos gravitatorios.

En 1965 los astrónomos observaron intensos rayos X en la constelación Cygnus (el Cisne), casi a 10.000 años luz. El 12 de diciembre de 1970 se lanzó al espacio el primer satélite dedicado íntegramente a la astronomía en rayos X, un proyecto dirigido por el italiano Riccardo Giacconi (nacido en 1931).³ La sonda fue lanzada desde Kenia en el séptimo aniversario de la independencia de esta nación, y se llamó Uhuru («libertad» en suajili). El satélite localizó el objeto emisor de los misteriosos rayos X en la constelación del Cisne, un objeto masivo pero invisible que los astrónomos nombraron Cygnus X-1, el primer agujero negro descubierto. En total, Uhuru descubrió 339 nuevas fuentes de rayos X.

VARIOS TIPOS DE AGUJEROS

Existen diferentes tipos de agujeros negros:

– Estáticos o de Schwarzschild: La solución matemática encontrada por Karl Schwarszchild fue para agujeros negros que se mantienen inmóviles y que no giran en torno a su eje. Forman una esfera perfecta en cuyo centro se halla la singularidad. Su tamaño depende exclusivamente de su masa.

– En rotación (de Kerr):⁴ Serían los más comunes, ya que las estrellas originales también presentan un movimiento de rotación, que se mantiene tras su colapso en agujero negro.

– Estáticos con carga (de Reissner-Nordström):⁵ Son agujeros negros estáticos, con simetría esférica y cargados eléctricamente, definidos por dos parámetros: la masa y la carga eléctrica.

– En rotación con carga (de Kerr-Newman):⁶ Se definen por tres parámetros: la masa, el momento angular y la carga eléctrica.

De acuerdo a su tamaño, también se pueden clasificar en microagujeros negros, agujeros negros de masa estelar, agujeros negros de masa intermedia y agujeros negros supermasivos.

En mayo de 2014 un equipo internacional de científicos con participación española detectó por primera vez la luz circular proveniente de la formación de un agujero negro. Los investigadores estudiaron una gigantesca explosión estelar conocida con el nombre de GRB121024A, en la constelación del Eridano, a 11.000 millones de años luz.

No hay otro evento en el cosmos que compita en energía e intensidad con las explosiones estelares en los confines del Universo llamadas LGRB (del inglés Long Gamma-Ray Bursts). ¡En un segundo un único LGRB puede emitir tanta energía como cientos de estrellas del tamaño del Sol en sus 10.000 millones de años de vida! Su duración varía, de unos pocos milisegundos a varios minutos.

La implosión de las estrellas que dan lugar a estos fenómenos sería —según algunos modelos teóricos— como el giro de una monstruosa peonza, hasta que finalmente se forma el agujero negro. La energía desprendida se emitiría en dos chorros altamente energéticos alineados con el eje de rotación de la estrella moribunda.

Y eso es lo que los autores han detectado por primera vez gracias al Very Large Telescope, situado en el desierto chileno de Atacama: una luz polarizada circularmente que es la consecuencia directa de un agujero negro «recién» creado en los confines del Universo y que confirma el modelo teórico. Además, nunca se había detectado una polarización circular óptica en tan alto grado y nunca se había detectado en una fuente tan lejana. Todo ello hace que el GRB121024A sea un evento extraordinario.

NO TAN VORACES

En la imaginación popular está muy extendida la idea de que los agujeros negros son formidables sumideros cósmicos que se tragan todo lo que está a su alrededor. ¿Está justificada esta leyenda? ¿Son los agujeros negros insaciables devoradores de estrellas? ¿Se «tragarán» toda la materia cercana? O dicho de otra manera, si suponemos que el Sol concentra toda su masa en una bola de 2,5 km de diámetro y se convierte de repente en un agujero negro ¿se tragará a la Tierra y a los planetas debido a su enorme fuerza gravitatoria? La respuesta es no. La Tierra y los planetas seguirían en sus órbitas sin enterarse de que hay un agujero negro en lugar del Sol. Esto es debido a que la masa del Sol no ha cambiado, ni tampoco la distancia que nos separa de nuestra estrella al formarse el agujero negro. Por tanto, la gravedad que «siente» la Tierra es la misma y su órbita seguirá siendo igual. Lo que sí ha cambiado, enormemente, es la gravedad en la superficie y en las cercanías del Sol. Y desde luego, lo que sí notaríamos es que donde había un Sol radiante ahora vemos oscuridad. En cualquier caso, el Sol no acabará como agujero negro sino como enana blanca.

Estos misteriosos y oscuros objetos abundan en el Universo. Las primeras estrellas fueron de vida muy corta y tras su muerte se formaron los primeros agujeros negros que acabarían en el centro de muchas galaxias. De hecho, uno de estos objetos con una masa de tres millones de soles, llamado «Sagitario A», domina el centro de la Vía Láctea, a 26.000 años luz de la Tierra.

El agujero negro más grande conocido está en el corazón de M87, una galaxia elíptica gigante en la constelación de Virgo. Su masa es tres mil millones de veces mayor que la del Sol, con un diámetro de unos 18 mil millones de kilómetros, casi el doble que el diámetro de la órbita de Plutón.

En la actualidad, se han descubierto decenas de agujeros negros en todo el Universo y no pasa una sola semana sin que la comunidad científica publique un nuevo avance en el estudio de estos densos objetos cósmicos. Como explicó Freeman Dyson, los agujeros negros «no son raros y no constituyen un adorno accidental de nuestro universo. Son los únicos lugares del cosmos donde la teoría de la relatividad de Einstein se muestra en toda su potencia y esplendor».

HECHO UN ESPAGUETI

Resulta muy difícil imaginar qué es lo que sucede en las inmediaciones y en el interior de un agujero negro, aunque los físicos han tratado de describirlo a partir de la teoría de la relatividad. Supongamos que los astronautas de una misión tripulada fueran de exploración a uno de estos monstruos siderales y que la nave se queda en una órbita cercana al horizonte de sucesos. Antes de abandonar la nave, el astronauta que lleva a cabo la caminata espacial sincroniza su reloj con el de los compañeros que permanecerán a bordo. Una vez en el exterior y mientras se aproxima al horizonte de sucesos, notará el tirón gravitatorio, que será más fuerte en los pies que en la cabeza. Es lo que se conoce como «fuerza de marea».⁷

Si el temerario astronauta supera el horizonte, ya no habrá marcha atrás. No podrá salir, ni siquiera mandar un mensaje de socorro a sus compañeros. Durante unos instantes seguiría viendo lo que ocurre fuera aunque la luz del exterior, atraída por el agujero negro, sufriría un desplazamiento gravitatorio hacia frecuencias más altas (y longitudes de onda más cortas) de forma que el Universo se le teñiría de azul. El empuje gravitacional sería tan tremendo que los 70 kilos del infortunado explorador en la Tierra equivaldrían a más de 100 billones de kilos (10¹⁴) en este inhóspito lugar. El pobre hombre, en caída libre hacía el interior del agujero, acabaría hecho trizas en una fracción de segundo, debido a un fenómeno denominado gráficamente «espaguetización». Su cuerpo, sometido a las intensas fuerzas de marea, se estiraría más allá de lo imaginable, como si fuera un espagueti, antes de que toda la materia acabara pulverizada en sus partículas más elementales y transformada finalmente en energía.

Los astronautas que permanecen a salvo en la nave espacial ven las cosas de forma muy diferente. La luz que llega de la región cercana al agujero negro viaja muchísimo más despacio debido a la deformación que sufre el espacio-tiempo en las inmediaciones de un objeto tan masivo. El resultado es sorprendente. Para estos observadores, los movimientos de su compañero se ralentizan a medida que se acerca al agujero negro y parece que todo discurre a cámara lenta, deteniéndose la imagen cuando llega al horizonte de sucesos. Si no fuese porque la luz no puede escapar del agujero negro, sus compañeros le verían «congelado» para toda la eternidad. Dependiendo de la velocidad con que se aproxime un astronauta al agujero negro, un segundo para él puede ser equivalente a un siglo para sus compañeros.

Esta dilatación del tiempo, que parece el argumento de una novela de ciencia ficción, ha sido medida en experimentos realizados en la Tierra con relojes atómicos de extraordinaria precisión y en observaciones astronómicas. La relatividad general de Einstein volvió a confirmarse.

MÁS GRISES QUE NEGROS

Los agujeros negros no son tan negros como cabría pensar. Aunque en principio, nada que caiga en su interior puede volver a salir, Stephen Hawking demostró que pueden evaporarse. El espacio alrededor de un agujero negro no está vacío del todo y según la teoría cuántica, «parejas virtuales» de partículas de luz o de gravedad pueden cobrar existencia a partir de los campos electromagnético y gravitatorio existentes en el espacio interestelar. La existencia de estas parejas de partícula/antipartícula suele ser efímera, ya que una vez formadas se juntan y aniquilan entre sí. Pero si aparecen justo en las inmediaciones del horizonte de sucesos, puede que una caiga dentro del agujero negro, para no volver a salir. Si la de fuera logra escabullirse, no tendrá pareja con la que aniquilarse. Para un observador lejano, parecerá que ha sido emitida desde el agujero.⁸ Básicamente, este fenómeno «roba» un poco de masa del agujero negro. A lo largo de miles de millones de años, la pérdida puede resultar lo bastante importante como para hacer que se disipe. Cuanto menor sea su masa, más rápido se evaporará. Un agujero negro de 30 masas solares se evaporará en unos 10⁷¹ años. Un agujero negro supermasivo de 1.000 millones de masas solares duraría unos 10⁹³ años.

AGUJEROS DE GUSANO

La película Contact, dirigida en 1997 por Robert Zemeckis, fue una adaptación de la novela homónima de ciencia ficción escrita por Carl Sagan. La protagonista es Ellie Arroway (interpretada por Jodie Foster), una científica que trabaja en la búsqueda de señales de inteligencia extraterrestre en el programa SETI. El proyecto detecta un mensaje alienígena como una secuencia de números primos, proveniente de la estrella Vega, que resulta ser un esquema para la construcción de una nave de un solo pasajero. Después de diversas vicisitudes, la máquina se construye y la doctora Arroway consigue viajar a través de «agujeros de gusano» hasta un planeta situado alrededor de la estrella Vega, donde mantiene contacto con una forma de vida extraterrestre.

Carl Sagan, en su única novela de ciencia ficción, recurrió a un agujero de gusano como «autopista interestelar» para viajar por el espacio y el tiempo.

Un agujero de gusano es un túnel que conecta dos puntos del espacio-tiempo, o dos Universos paralelos. Nunca se ha visto uno y no está demostrado que existan, aunque son posibles desde el punto de vista matemático.

La teoría de los agujeros de gusano se remonta a 1916, poco después de que Einstein publicase su teoría general, cuando un desconocido físico vienés llamado Ludwig Flamm (1885-1964) se fijó en la más simple y teórica forma posible de un agujero negro —el agujero negro Schwarzschild— y descubrió que las ecuaciones de Einstein permitían una segunda solución, ahora conocida como agujero blanco, que se encuentra conectado a la entrada del agujero negro por un conducto de espacio-tiempo. La «entrada» del agujero negro y la «salida» del agujero blanco podrían estar en el mismo o en diferentes Universos.

En 1935, Einstein y el físico israelí Nathan Rosen (1909-1995) estudiaron lo que ocurriría en el interior de un agujero negro y describieron una solución matemática conocida con el nombre de «Puente Einstein-Rosen», que uniría dos regiones separadas de espacio-tiempo, las cuales pueden encontrarse a distancias astronómicamente enormes.

En 1957, el físico relativista estadounidense John Archibald Wheeler, el mismo que acuñó el término «agujero negro», inventó el nombre de «agujero de gusano». Wheeler pensó en la siguiente analogía: si un gusano tuviera que desplazarse de un punto a otro situado en el lado opuesto de una manzana, atajaría cavando un agujero en su interior.

El agujero de gusano es una solución puramente matemática, pero muchas de estas soluciones han resultado ser más reales de lo que se creía en un principio. Un ejemplo de ello lo constituyen los mismos agujeros negros, que se plantearon como una solución teórica a las ecuaciones de campo de la relatividad general y hoy en día nadie duda de su existencia.

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OBJETOS CUASIESTELARES

En la década de 1950 el astrónomo británico Martin Ryle (1918-1984) desarrolló la técnica de síntesis de apertura, o imágenes sintéticas. Es un tipo de interferometría que mezcla señales de un conjunto de telescopios para producir imágenes que tienen la misma resolución que la de un instrumento que tuviera el tamaño de toda la colección.

Con este revolucionario instrumento, Ryle comenzó a elaborar una lista de fuentes de ondas de radio y hacia 1960 había completado tres voluminosos catálogos. El tercero de ellos, conocido como el «tercer catálogo de Cambridge o 3C», contenía unas 450 radiofuentes (años más tarde se añadirían varios millares). Por este trabajo Ryle compartió el premio Nobel de Física en 1974 con Anthony Hewish.

La naturaleza de esas radiofuentes era un auténtico misterio. Se especuló con que fueran densos objetos estelares compuestos de exóticos elementos pesados, restos de recientes supernovas o, incluso, que no tuvieran relación alguna con las estrellas. Una de las radiofuentes más intensas era la denominada 3C48.¹ En 1960 el astrónomo estadounidense Allan Rex Sandage (1926-2010) estudió ese objeto con el gran telescopio Hale de Monte Palomar y sugirió «la remota posibilidad de que pudiera ser una galaxia de estrellas muy lejana».

Sería otro investigador del observatorio Monte Palomar, el astrónomo de origen holandés Maarten Schmidt (nacido en 1929) quien daría con la solución al enigma. Utilizando el gran telescopio Hale grabó el espectro de varios de estos desconcertantes cuerpos celestes, entre ellos el 3C273, una fuente de radio compuesta aparentemente por una estrella ordinaria de decimotercera magnitud, situada en la constelación de Virgo, y un cercano y fino chorro de materia disparado por el astro. En un principio no comprendió la estructura de líneas visible de su espectro. Aparecían cuatro líneas que recordaban vagamente a las del hidrógeno, pero desplazadas hacia el rojo. De acuerdo con su luminosidad, el objeto parecía una estrella situada relativamente cerca de la Tierra, pero su corrimiento hacia el rojo indicaba que se encontraba, nada más y nada menos, que a 2.500 millones de años luz, escapándose de nosotros a la increíble velocidad de 40.000 km/s. Para poder explicar su brillo aparente a esa distancia, debía tener una enorme luminosidad, unas cuarenta veces mayor que la de una galaxia normal.

Schmidt repitió sus medidas con el objeto 3C48, y llegó a conclusiones todavía más extremas. Descubrió que su desplazamiento hacia el rojo era todavía mayor pues viajaba a unos 100.000 km/s y debía encontrarse a 4.000 millones de años luz. En aquella época, 1963, ningún telescopio había observado ninguna galaxia a más de 500 millones de años luz. Encontrar objetos tan lejanos fue un hallazgo revolucionario para la astronomía que permitió dar un salto enorme en el espacio y en el tiempo.

En 1964, los objetos como 3C273 y 3C48 fueron denominados quásares por el astrofísico estadounidense de origen chino Hong Yee Chiu (nacido en 1932). En un artículo publicado en la revista Physics Today, escribió: «Hasta el momento, el torpemente largo nombre de quasi-stellar radio sources (“fuentes de radio casi estelares”) se ha utilizado para describir estos objetos. Debido a que su naturaleza es completamente desconocida, es difícil preparar una nomenclatura corta y apropiada para ellos ya que sus propiedades esenciales son obvias en su nombre. Por conveniencia, la forma abreviada “quásar” se utilizará durante este artículo».

Estos cuerpos celestes están extraordinariamente lejos, lo que explica su corrimiento extremo al rojo, y para ser visibles a esas distancias su energía de emisión hace empequeñecer a casi todos los fenómenos astrofísicos conocidos en el Universo, exceptuando eventos de breve duración como supernovas y brotes de rayos gamma. Los quásares pueden emitir una luz equivalente a la de un billón de soles. Uno de los quásares más brillantes es s50014+81, unas 60.000 veces más luminoso que toda la Vía Láctea.

Pese a su apariencia, los quásares no son estrellas. Se encuentran en violentas galaxias jóvenes en formación, que albergan en su centro un agujero negro supermasivo, con una masa de hasta varios miles de millones de soles. Conforme el agujero negro se traga la materia que hay a su alrededor (gas, polvo y estrellas), la temperatura aumenta a cientos de millones de grados, liberando chorros de materia y energía que se proyectan de manera bipolar hacia el espacio con velocidades cercanas a la de la luz. Esa radiación incluye luz visible, rayos X, rayos ultravioleta, radiación infrarroja, probablemente rayos gamma y, en ocasiones, ondas de radio.² Los chorros pueden llegar a alcanzar distancias de hasta varios miles de años luz desde su lugar de origen.

Desde el descubrimiento de los quásares en 1963, se han catalogado varios millares. El más distante, llamado ULAS J1120+0641, se encuentra a 12.900 millones de años luz de distancia. Se formó apenas 800 millones de años después del Big Bang. Este faro brillante está alimentado por un agujero negro que posee 2.000 millones de veces la masa del Sol.

No hay quásares en nuestra vecindad galáctica porque son reliquias cegadoramente resplandecientes del Universo primitivo.

ENANAS MARRONES

Hay unos curiosos objetos celestes difíciles de clasificar, demasiado masivos para ser planetas pero sin la masa suficiente como para que en su interior se enciendan las reacciones termonucleares que les permitirían brillar como estrellas. Son las enanas marrones, «estrellas que han suspendido el examen de ingreso» según el astrónomo británico Patrick Moore.

En 1995 se identificó la primera, llamada Gliese 229B, con una temperatura de 900 K. Su temperatura es consecuencia del colapso gravitatorio que han sufrido y se enfrían conforme avanza el tiempo.

En agosto de 2011, y gracias a los datos enviados por el observatorio WISE («Explorador Infrarrojo de Campo Amplio para Sondeo»), un grupo de astrónomos anunció el hallazgo de un centenar de estrellas marrones. Seis fueron clasificadas como «enanas tipo Y frías», con temperaturas similares a las del cuerpo humano. Una de ellas, WISE 1828+2650, es la más fría que se conoce con una temperatura de 298 K (25 °C).

Las enanas tipo Y son vecinas nuestras. WISE 1541-2250, a tan sólo nueve años luz, es la séptima estrella más cercana al Sol.

«Encontrar enanas marrones cerca del Sol es como descubrir que hay una casa escondida en la calle donde uno vive, y que nunca antes habíamos notado», aseguró Michael Cushing, miembro del equipo WISE en el Laboratorio de Propulsión a Chorro de la NASA. «Es excitante para mí saber que hay vecinos allí afuera a los que aún no hemos saludado. Con el observatorio WISE podríamos incluso encontrar una estrella marrón más cercana a nosotros que la estrella más cercana que ahora conocemos.»

POBLACIONES ESTELARES I, II Y III

La primera gran clasificación de estrellas fue obra del astrónomo alemán Walter Baade, en la década de 1940. Baade había emigrado a Estados Unidos en 1931 y cuando comenzó la segunda guerra mundial estaba trabajando en el observatorio de Monte Wilson, en California. Las autoridades le consideraron un enemigo potencial debido a su origen germano y le prohibieron salir de Pasadena, aunque pudo seguir trabajando. En 1943, aprovechando la oscuridad absoluta que reinaba en Los Ángeles para prevenir ataques aéreos, enfocó el telescopio hacia Andrómeda. En la región más interna de la galaxia descubrió algunas estrellas de color rojizo. A partir de estas observaciones, clasificó las estrellas en dos grandes grupos o poblaciones según sus edades:

– Población I, formada por las estrellas azules, más jóvenes, calientes y luminosas, situadas en los brazos espirales de las galaxias.

– Población II, formada por estrellas rojizas y viejas, situadas en el núcleo galáctico.

Más tarde, los astrónomos se dieron cuenta de que esta clasificación tenía mucho que ver con la constitución química de las estrellas. Las de Población I se habían gestado en nubes de gas mucho más «contaminadas» de elementos pesados, y provenientes de estrellas ya muertas, y tenían un alto contenido en carbono, oxígeno o hierro. Las de Población II, mucho más antiguas, no eran tan ricas en elementos pesados, pero aun así los tenían. Como esos elementos no podían haber nacido en el Big Bang, debió existir una generación de estrellas más primitivas formadas sólo a partir del hidrógeno y helio iniciales, en cuyos núcleos se forjaron los elementos más complejos. En la década de 1980, los astrónomos bautizaron a esas estrellas, arcaicas y fundacionales, como «Población III».

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CATÁLOGOS ESTELARES

Durante una noche despejada y sin Luna podemos disfrutar de un cielo tachonado de estrellas. Aunque pueden parecer muy numerosas, sólo cerca de 3.000 son visibles a simple vista, la mayoría poco brillantes y llamativas.

Catalogar y determinar la distancia a la que se encuentran las estrellas han sido grandes desafíos para los astrónomos de todos los tiempos. Es posible que las primeras observaciones sistemáticas se remonten al Paleolítico Superior (entre 35.000 y 10.000 años atrás), una época en la que el Homo sapiens desarrolló las habilidades cognitivas que le caracterizan. Algunos autores han creído ver calendarios lunares grabados en huesos, representaciones de constelaciones en la Cueva de Lascaux o un mapa celeste pintado en la de Altamira. Se trata de hipótesis muy sugerentes, aunque difíciles de probar por la falta de pruebas concluyentes.

El primer mapa celeste del que tenemos constancia fue dibujado en el siglo V a. C. por los astrónomos chinos Shi Shen y Gan De, con la ubicación de 121 estrellas.

Hacia el 300 a. C. los astrónomos griegos Timocares de Alejandría¹ y Aristilo compilaron el primer catálogo de estrellas del mundo occidental.

Un siglo más tarde, Hiparco de Nicea clasificó unas 850 estrellas. Al comparar su catálogo con el de Timocares descubrió que la posición de las estrellas cambia con el tiempo, pero no porque se muevan sino porque lo hace el sistema de referencia (la Tierra), lo que le llevó a determinar el primer valor de la precesión de los equinoccios.

Ptolomeo se apoyó en el catálogo de Hiparco para crear un mapa de 1.022 estrellas visibles desde Alejandría, distribuidas en 48 constelaciones bien definidas.

La astronomía tuvo un papel muy importante en los países islámicos durante los siglos IX-XIII, al igual que otras ciencias como las matemáticas. Este florecimiento de la ciencia árabe fue posible gracias al contacto de varias culturas en los territorios conquistados por los musulmanes, principalmente la herencia grecolatina del Imperio bizantino, el saber científico persa y la astronomía hindú.

También fue decisivo el interés personal de determinados líderes políticos, entre los que destaca el califa abasí Al-Ma”mun (809-833), fundador en Bagdad de la famosa Casa de la Sabiduría, donde trabajaron figuras de la talla de Al-Khwarizmi,² el matemático «inventor» del álgebra, y Hajjaj Ibn Mater, que tradujo el Almagesto. Otro destacado traductor de la obra de Ptolomeo fue Abd al-Rahman Al Sufi (903-986), un astrónomo de origen persa conocido en occidente como Azophi.

En el 711, los conquistadores musulmanes ocuparon la península Ibérica que, durante más de siete siglos, fue el punto de encuentro entre los europeos y la astronomía árabe. Desde el siglo X hasta el XIII, en los territorios cristianos se tradujeron numerosos textos al latín. Fue el origen de la contribución árabe a la astronomía occidental, todavía hoy vigente. Más de doscientos nombres de estrellas, varios cráteres lunares y términos astronómicos como «cénit» (punto del cielo situado justo encima del observador), «nadir» (punto de la esfera celeste diametralmente opuesto al cénit) y «azimut» (ángulo que con el meridiano forma el círculo vertical que pasa por un punto de la esfera celeste o del globo terráqueo) proceden del árabe.

Uno de los pocos protagonistas conocidos de este importante movimiento de transmisión cultural es Sunifred Llobet, arcediano de la antigua catedral de Barcelona en el siglo X. Conocemos su actividad gracias a una carta datada en el 984 de Gerberto de Aurillac, futuro papa Silvestre II, en la que le pedía:

«Aunque no merezco nada de tu parte, tu nobleza y tu afabilidad me llevan a hacerte confianza y abusar de tu amabilidad. Por eso te pido el libro de astrología que has traducido. En compensación de esto, pídeme lo que quieras de mí sin ninguna duda».

A Sunifred se le atribuye también la construcción del famoso astrolabio de Barcelona, que se conserva en el Instituto del Mundo Árabe de París, el más antiguo de los europeos.

Por lo que respecta a la denominación de las estrellas, las más brillantes tienen nombres árabes, muchos de ellos derivados a su vez de las denominaciones griegas que aparecían en el Almagesto. Los traductores al latín transcribieron los nombres árabes con toda la corrección que el alfabeto latino y las pronunciaciones locales de la España de la época permitían. Por aquel entonces, las obras se copiaban a mano y los copistas a menudo no sabían cómo traducir aquellas palabras tan extrañas, lo que hizo que aparecieran las variantes más insólitas.

Por ejemplo, Alfa Canis Majoris recibía el nombre árabe de al-Abur, «la que cruzó (la Vía Láctea)» y fue traducida como Alabor y Alhabor que evolucionarían más tarde a Alahabor, Alhahabor y Halahabor. Finalmente los sabios del Renacimiento acabarían por denominarla con el nombre clásico de origen griego Sirio.

Otro ejemplo curioso fue el de Betelgeuse, la estrella más brillante de la constelación de Orión. En árabe antiguo se denominaba Iad al-Yauza, «la mano de Yauza» (un personaje femenino de la cultura árabe). En 1246, un traductor llamado Juan de Londres transcribió el nombre como Bedalgeuze. Tres siglos más tarde, el erudito francés Joseph Justus Scaliger (1540-1609) interpretaría el nuevo nombre a partir de un inexistente Bat al-Yauza, «la axila de Yauza», que transcribió como Betelgeuze, muy parecido al nombre actual.

También debemos a los astrónomos árabes la elaboración de completos catálogos estelares. En esta labor sobresalió Abu Abdullah Al-Battani (858-929) conocido como Albategnius.³ A lo largo de su vida realizó numerosos y destacados trabajos en astronomía: corrigió cálculos orbitales realizados por Ptolomeo usando la trigonometría; estableció la duración del año, con sólo una diferencia de 2 minutos y 26 segundos con respecto a la actual, y describió la inclinación de la eclíptica y su relación con las estaciones. Además, hizo excelentes observaciones de eclipses lunares y solares, y comprobó que el apogeo solar —distancia máxima entre la Tierra y el Sol— no es constante. El más famoso de sus libros, De Scienta Stellarum – De Numeris Stellarum et motibus, fue una obra de referencia durante toda la Edad Media.

ASTRONOMÍA EN LA ESPAÑA MUSULMANA

Las conocidas como Tablas de Toledo son uno de los catálogos más relevantes de este periodo. Fueron elaboradas a partir de 1061, año en el que comienzan las observaciones y el trabajo conjunto de algunos de los astrónomos más notables de la ciudad castellana, entre los que destacó Abū Ishāq Ibrāhīm ibn Yahyā al-Naqqāsh al-Zarqālī, más conocido como Azarquiel o Al-Zarqali (1029-1087). Las tablas se acompañaban de unos cánones explicativos para su aplicación práctica en la elaboración de horóscopos y cartas astrales.

En Toledo también se elaboraron las Tablas Astronómicas de Alfonso X el Sabio (1221-1284) o Tablas Alfonsíes, realizadas entre 1263 y 1270 por los astrónomos judíos Yehuda ibn Moshé e Isaac ibn Sid. Fue la primera vez que un monarca en Occidente patrocinó de forma directa un proyecto de estas características, a imitación de lo que venían realizando los soberanos en el Oriente islámico. El nuevo catálogo podía ser empleado para cualquier calendario, solar cristiano o lunar islámico, poniendo de relieve la multiculturalidad de los reinos hispanos durante aquella época.

Las Tablas de Alfonso X tuvieron una gran difusión e impacto en el ámbito científico de toda Europa. Paradójicamente, no gozaron de la misma difusión en el propio reino de Castilla, donde tras la muerte del monarca, la astronomía prácticamente despareció hasta que fue recuperada de nuevo, casi dos siglos después, en 1460, con la creación de una cátedra de astrología en la universidad de Salamanca. El primer catedrático fue un profesor extranjero llamado Nicholaus Polonius, que trajo consigo ¡la tradición de las Tablas Alfonsíes!

El renacimiento científico árabe declinaría a partir del siglo XIII. En la península Ibérica, la Reconquista y las luchas internas entre los diferentes reinos musulmanes frenaron las investigaciones de los sabios de Al-Ándalus. En Oriente, la causa fue la destrucción del califato abasí por los mongoles, y posteriormente, por la llegada de los pueblos otomanos a Oriente Medio.

Fue precisamente un descendiente del gran conquistador mongol Gengis Khan una de las figuras más destacadas de la astronomía en el siglo XV. Se trata de Ulugh Beg (1394-1449), príncipe uzbeko y nieto de Tamerlán. Publicó un catálogo con cerca de un millar de estrellas y fundó un observatorio en Samarcanda considerado en su época el mejor del mundo.

A finales del siglo XVI, Tycho Brahe confeccionó un catálogo de más de 1.000 estrellas.

En 1603, el abogado y astrónomo alemán Johann Bayer (1572-1625) publicó Uranometria, una popular y hermosa guía de las constelaciones. Se basó en los catálogos de Brahe y Ptolomeo para fijar la posición de las estrellas y asignó a cada una de ellas una letra griega según su brillo, seguida por el nombre de la constelación en la que se encuentra.⁴

EL UNIVERSO A TRAVÉS DE UN OBJETIVO

La incorporación del telescopio al arsenal de instrumentos supuso un importante hito en la astronomía. La capacidad del ojo humano para observar los cielos dejó de estar limitada por el tamaño de la pupila y aumentó de manera extraordinaria gracias al uso de lentes y espejos que permitían ver detalles mucho más sutiles y detectar objetos más lejanos. El astrónomo británico John Flamsteed (1646-1719), numeró 2.682 estrellas de acuerdo con su posición en el interior de las constelaciones.⁵

El primer catálogo que se interesó por objetos no estelares del espacio profundo fue obra del francés Charles Messier (1730-1817). Fue un avezado cazador de cometas aunque en sus inicios tuvo dos sonoros fracasos. Como ayudante del director del observatorio Naval de Francia, se dedicó durante dieciocho meses a observar los cielos con la esperanza de ser el primero en confirmar el regreso del cometa Halley. Pero cuando finalmente localizó el cometa, su director le obligó a posponer el anuncio durante un mes. Cuando pudo hacerlo, se le había adelantado un astrónomo aficionado alemán, llamado Johann Georg Palitzsch, quién lo observó el día de Navidad de 1758.

Ese mismo año, Messier creyó haber descubierto un cometa en la constelación de Taurus, pero observaciones posteriores demostraron que no se movía y, por tanto, no podía ser un objeto de ese tipo. Ahora se conoce como la nebulosa del Cangrejo.

Posiblemente, a causa de estas decepciones, Messier decidió hacer un catálogo de todos aquellos objetos que podían ser confundidos con un cometa. La primera entrada fue precisamente para la nebulosa del Cangrejo, ahora conocida como M1 (M de catálogo Messier). «Esta nebulosa tiene tal parecido con un cometa en forma y brillo —escribió el astrónomo francés— que me he esforzado en encontrar otras para que los astrónomos no confundan estas nebulosas con cometas que acaban de empezar a brillar.»

El catálogo contenía un total de 133 manchas borrosas. Los números que Messier puso a estos objetos siguen utilizándose en la actualidad, aunque han sido completados por otros astrónomos posteriores. Entre los objetos de Messier hay nebulosas y galaxias sobre las que el astrónomo francés no mostró el menor interés.

Todo lo contrario de lo que ocurrió con su colega William Herschel (1738-1822). Con la ayuda de su hermana Caroline, y de un poderoso telescopio refractor de 157 aumentos (fabricado por él mismo) exploró los cielos y en seguida se dio cuenta de que el catálogo de Messier sólo contenía una ínfima parte de los objetos existentes en la realidad. En apenas año y medio descubrió más de mil, cuya lista publicó en su propio catálogo de 1786.

Su hijo John Herschel completó este catálogo con estrellas del hemisferio sur, gracias a observaciones realizadas desde Sudáfrica. En 1864 publicó un Catálogo General de Nebulosas, con más de 5.000 objetos difusos, la mayoría descubiertos por padre e hijo.

A finales del siglo XIX Johan Ludwig Emil Dreyer (1852-1925) compiló en un catálogo 7.840 objetos celestes, basándose en las observaciones de William y John Herschel. La obra recibió el nombre de New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars o, más brevemente, NGC.⁶

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DISTANCIAS ESTELARES

Desde la invención del telescopio, la determinación de la distancia a las estrellas había sido uno de los grandes desafíos para los astrónomos, que no pudieron contar con instrumentos suficientemente precisos para esta tarea hasta la primera mitad del XIX.

El alemán Friedrich Bessel fue el primero en lograrlo. Bessel nació en Minden, Westfalia, el 22 de julio de 1784. Hijo de una criada, a los catorce años entró de aprendiz en una compañía mercantil de importaciones y exportaciones de Bremen. Estudió astronomía y matemáticas de forma autodidacta. En 1804 calculó la órbita del cometa Halley y le envió sus resultados a Heinrich Olbers (1758-1840). Sorprendido por su gran talento, Olbers promovió la publicación del artículo y le presentó a Johann Hieronymus Schröter (1745-1816), quien le contrató para trabajar en su observatorio privado de Lilienthal, cerca de Bremen, donde adquirió gran experiencia en la observación planetaria.

Por recomendación del gran matemático Carl Friedrich Gauss (1777-1855), recibió el doctorado en Astronomía por la universidad de Gotinga, a pesar de que carecía de estudios universitarios. Con veintiséis años, su fama era tan notable que el rey Federico Guillermo III de Prusia le nombró fundador y director vitalicio del observatorio de Königsberg.

Bessel se propuso medir la distancia a una estrella, algo que hasta entonces, nadie había conseguido. La técnica empleada sería la paralaje. Consiste en observar el desplazamiento aparente de una estrella cercana sobre el fondo de otras más lejanas, a medida que la Tierra se desplaza a lo largo de su órbita alrededor del Sol. Para comprender este método, basta con poner recto el dedo índice de la mano delante de los ojos y cerrarlos alternativamente; se tendrá entonces la sensación de que nuestro dedo se desplaza con respecto a los objetos que están en el fondo.

Un fenómeno idéntico se produce cuando medimos la posición de una estrella cercana en dos momentos del año, con seis meses de diferencia; es decir, cuando la Tierra se encuentra en los dos extremos opuestos de su órbita. Conocida la línea de base (el diámetro de la órbita terrestre) y el ángulo determinado por el desplazamiento aparente de la estrella, es fácil calcular su distancia mediante una elemental fórmula de trigonometría.

Este método sólo se puede aplicar a estrellas relativamente próximas. Para las más lejanas, los ángulos de paralaje se van haciendo cada vez más pequeños e imperceptibles.

Pero ¿por cuál empezar? En el primer tercio del siglo XIX, los astrónomos habían estudiado con precisión unas 3.000 estrellas. De ellas, unas setenta parecían moverse más de siete milésimas de grado al año. Y sólo se conocía una que presentaba un movimiento excepcionalmente rápido, de unas siete centésimas de grado al año, aunque por desgracia, muy pequeña y con luz débil, visible sólo con el telescopio: 61 Cygni, la estrella número 61 de la constelación del Cisne.

Bessel contaba con un avanzado telescopio de la factoría de Fraunhofer, dotado de una montura ecuatorial que permitía realizar el seguimiento de las estrellas con gran precisión, y de un micrómetro para medir pequeños ángulos en el espacio. Con la ayuda de este instrumento, el astrónomo anunció en1838 que la paralaje de 61 Cygni era de 0,31 segundos de arco. Como el diámetro de la órbita terrestre mide unos 400 millones de kilómetros, empleando pura geometría dedujo que la distancia a la estrella era seiscientos cincuenta mil veces mayor que la distancia al Sol, unos 98 billones de kilómetros, o 10,4 años luz. Un cálculo muy aproximado a los 11,4 años luz adoptado en la actualidad.

Otros dos astrónomos también midieron una paralaje estelar: Friedrich Wilhelm von Struve (1793-1864) y Thomas Henderson (1798-1844). Struve eligió a Vega, una estrella muy brillante en la constelación de la Lira, que observó con un telescopio refractor de 24 cm de abertura del observatorio de Dorpat (la actual Tartú, en Estonia). En 1840 anunció una paralaje de 0,26 segundos de arco, correspondiente a una distancia de 11 años luz.¹

En 1839, y desde el cabo de Buena Esperanza (Sudáfrica), Thomas Henderson calculó la paralaje de Alfa Centauri en 0,91 segundos de arco.²

Además de medir la paralaje de 61 Cygni, Bessel calculó el diámetro de Mercurio con un error inferior a 16 km, compiló un catálogo de 50.000 estrellas, determinó el achatamiento terrestre, la inclinación de la eclíptica, la precesión de los equinoccios y la nutación,³ entre otros fenómenos celestes. También hizo el cálculo más preciso hasta la fecha de las masas de Júpiter y Saturno y demostró que las irregularidades del movimiento de Urano no podían explicarse por las atracciones gravitatorias de los otros dos gigantescos planetas gaseosos, abriendo el camino al descubrimiento de Neptuno.

En 1844 detectó irregularidades en el movimiento de Sirio, la estrella más brillante del cielo nocturno, y las atribuyó a la presencia de una compañera invisible para los instrumentos de la época (Sirio B), cuya existencia no fue confirmada hasta 1862. Posteriormente, en el siglo XX, se descubrió que Sirio B era en realidad un nuevo tipo de estrella, una enana blanca. Bessel encontró otra compañera semejante para la estrella Proción. El astrónomo alemán falleció de cáncer en Königsberg el 17 de marzo de 1846.⁴

Por aquella época, William Parsons, tercer conde de Rosse (1800-1867), abandonó el Parlamento británico para dedicarse a la fabricación de telescopios. En 1845 construyó en su casa solariega de Birr un instrumento tan grande que llamó Leviatán.⁵ Era un aparato incómodo y peligroso de cuatro toneladas, con un espejo de 1,83 m de diámetro y un tubo de madera de 15 m de longitud. Estaba suspendido entre dos muros por medio de ganchos y cadenas. Para manejarlo se necesitaba un equipo de cuatro personas. Durante setenta y cuatro años fue el telescopio más grande del mundo. Con este instrumento, lord Rosse descubrió que la nebulosa M51 era en realidad una estructura espiral de estrellas, la primera que se descubría en los cielos, aunque en ese momento no se identificó como una nueva galaxia (en la actualidad se conoce como galaxia del Remolino).

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SONRÍA, POR FAVOR

Los avances logrados en los últimos años en el campo de la astronomía no hubieran sido posibles sin el desarrollo de sofisticados telescopios espaciales y terrestres, sistemas informáticos cada vez más potentes y la invención de un chip que actualmente se encuentra en todas las cámaras digitales, ordenadores portátiles y teléfonos móviles: el «circuito semiconductor de imágenes», conocido como «sensor CCD» (Charge-Coupled Device)¹ que convierte la luz en imágenes digitales.

Los modernos telescopios pueden ser operados a distancia y los datos se registran digitalmente, de forma que los científicos ya no tienen que pasar las noches en los observatorios para explorar el firmamento.

La fotografía se ha convertido en una gran aliada de la astronomía, pero como cualquier otra técnica, sus inicios no fueron fáciles. A mediados del siglo XIX, las cámaras no eran tan accesibles como lo son ahora, no se habían inventado los rollos de película y, ni mucho menos, los sensores digitales. Se empleaban placas fotográficas muy poco sensibles a la luz y muy frágiles que podían dañarse con facilidad y echar a perder el trabajo de toda la noche.

La primera imagen astronómica fue una fotografía de la Luna obtenida en 1839 por John William Draper (1811-1882).

El astrónomo John Herschel² también contribuyó al desarrollo de la fotografía con el empleo del hiposulfito (o tiosulfato) sódico como fijador (procedimiento que continúa vigente en la actualidad).

El 2 de abril de 1845, y siguiendo las técnicas de John Herschel, los físicos franceses Louis Fizeau (1819-1896) y Leon Foucault (1819-1868), capturaron la primera imagen del Sol, en la que se podían apreciar con nitidez las manchas solares.

Hasta la aparición de la fotografía, el telescopio había permitido ver más lejos y con mayor precisión, pero el detector seguía siendo el ojo humano. Aunque es un maravilloso instrumento de observación, con una gran sensibilidad, el ojo no es capaz de integrar. Es decir, si miramos durante algunos minutos un objeto, el ojo no suma la luz que llega en todo ese tiempo. La retina refresca (borra) continuamente su impresión para obtener una nueva imagen. Por el contrario, la fotografía funciona de forma acumulativa, lo que permite, mediante largas exposiciones, obtener imágenes de objetos muy débiles y lejanos. Acoplada a un buen telescopio, una placa fotográfica expuesta durante largo tiempo (a veces durante una noche entera), puede registrar estrellas tan tenues que son invisibles a los ojos más agudos. Además, la placa fotográfica constituye un registro permanente que puede ser comparada con imágenes posteriores para estudiar la evolución del cielo o fenómenos astronómicos como la aparición de una supernova o el paso de un cometa.

Gracias a esa capacidad acumulativa de la fotografía, Henry Draper (hijo de John William Draper) obtuvo en 1880 la primera imagen de un objeto situado fuera del Sistema Solar: la nebulosa de Orión.

FONDO DRAPER

Henry Draper (1837-1882) estudió medicina, ejerció como médico en el neoyorquino Bellevue Hospital y fue decano de la facultad de Medicina de la universidad de Nueva York. Sin embargo, su gran pasión fueron los cielos. Con la ayuda de su esposa, organizó expediciones para contemplar fenómenos astronómicos como eclipses y tránsitos de Venus,³ y fotografió el espectro de Vega y de otro centenar de estrellas.

Tras la muerte de su padre, Henry decidió abandonar la medicina para dedicarse por completo a la astronomía. En noviembre de 1882 organizó un banquete al que asistieron Asaph Hall (1829-1907), quien había descubierto las lunas de Marte en 1877, y Edward Charles Pickering (1846-1919), director del observatorio de Harvard. Durante la fiesta, Draper, que tenía cuarenta y cinco años, empezó a sentir escalofríos. Cinco días más tarde falleció de pulmonía.

Pocas semanas después, Pickering escribió a su viuda, Mary Ana Draper, ofreciéndole ayuda para acabar el trabajo de los espectros de las estrellas iniciado por su marido. La señora Draper legó a la universidad de Harvard todo el material y un fondo de 400.000 dólares para financiar la confección del Catálogo Henry Draper. Con este catálogo se inició el sistema alfabético actual de clasificación de espectros estelares. Su versión preliminar, publicada en 1890 contenía 10.000 estrellas. Ediciones posteriores, publicadas entre 1918 y 1924 incluyen cerca de 400.000. Esta ardua tarea no hubiera sido posible sin el trabajo abnegado de un grupo de mujeres que —en ocasiones e injustamente— recibió el nombre peyorativo de «el harén de Pickering».

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LAS COMPUTADORAS DE HARVARD

La aplicación de la fotografía para determinar las posiciones, tipos espectrales y variabilidad de las estrellas, hizo que la tarea fuese más propia de una oficina que de un observatorio astronómico. Pickering aceptó gustosamente la incorporación de mujeres para este tedioso trabajo y contrató a tantas como pudo, con una jornada de siete horas diarias durante seis días a la semana, y un salario medio de entre 25 y 35 centavos la hora. Aunque este sueldo era equiparable al de un obrero medio, estaba por debajo de lo que cobraba una secretaria e incluso era manifiestamente bajo si se tiene en cuenta que muchas de ellas poseían formación universitaria. Algunas de estas mujeres eran conocidas como «computadoras» porque realizaban la clasificación de estrellas y la reducción de datos complejos. A las que trabajaban como ayudantes, se les llamaba «registradoras» porque eran las encargadas de registrar los datos.

Harlow Shapley (1885-1972), nombrado director del observatorio de Harvard dos años después de la muerte de Pickering, afirmaba con orgullo en su autobiografía: «Yo inventé la expresión “hora chica” para el tiempo que invertían las asistentes. Algunas tareas incluso llevan varios kilo-horas-chica. Por fortuna, la universidad de Harvard era un enjambre de asistentas baratas; así es como conseguimos hacer las cosas».

Entre estas mujeres destacaron Williamina Paton Fleming; Antonia Maury, sobrina de Henry Draper; Henrietta Swan Leavitt y Annie Jump Cannon.

Williamina Paton Stevens Fleming nació en Dundee, Escocia, el 15 de mayo de 1857. Mina, como la llamaban, estudió en escuelas públicas y a los catorce años ya daba clases a otras alumnas. Se casó en 1877 con James O. Fleming, con quien al año siguiente emigró a Estados Unidos. Su marido la abandonó al quedarse embarazada, lo que la obligó a buscar sustento para ella y su hijo. Encontró trabajo como empleada de hogar en casa de Pickering. El director del observatorio de Harvard le ofreció un puesto de ayudante para hacer trabajo de oficina y algunos cálculos matemáticos. Al poco tiempo, la nombraron responsable de las mujeres que realizaban los cómputos matemáticos, a quienes dirigía con férrea disciplina. Durante los siguientes treinta años colaboró en el análisis fotográfico de espectros estelares.

En 1898 la designaron conservadora del archivo de fotografías astronómicas de Harvard, primer cargo institucional que se concedía a una mujer en esta universidad. En 1906 se convirtió en la primera mujer elegida por la Royal Astronomical Society. Un año más tarde publicó un estudio de 222 estrellas variables que había descubierto. Y en 1910 anunció el hallazgo de un nuevo tipo de estrellas, las «enanas blancas».

Pero Fleming es conocida principalmente por la clasificación de espectros estelares. Ordenó las estrellas según las rayas del hidrógeno en el espectro y las agrupó en categorías denominadas por letras, desde la A hasta la O (la J fue suprimida porque en alemán es indistinguible de la I).

A lo largo de su vida descubrió 10 novas, 52 nebulosas y centenares de estrellas variables. También estableció los primeros estándares fotográficos de magnitud usados para medir el brillo de las estrellas variables. Su trabajo facilitó los hallazgos de su colega en Harvard, Annie Jump Cannon. Falleció en Boston, Massachusetts, el 21 de mayo de 1911. Durante toda su vida tuvo clavada la espina de la desigualdad laboral que padecían las mujeres con respecto a los varones.

Antonia Caetana de Paiva Pereira Maury (1866-1952) nació en Nueva York en el seno de una familia de científicos y fue discípula de Maria Mitchell (1818-1889), la primera mujer académica de Estados Unidos y la segunda mujer en descubrir un cometa tras Caroline Herschel.

Antonia Maury formó parte del grupo de «computadoras» del observatorio de Harvard y sus trabajos más importantes se desarrollaron en espectrometría estelar. Creía que las estrellas debían clasificarse en función de la temperatura. ¿Y cómo podemos saber cuál es la temperatura de una estrella? Pues a partir del color. Cuando paseamos por el campo durante una noche estrellada, los luceros parecen de color blanco a primera vista. Pero si nos fijamos más detenidamente, distinguiremos una gran cantidad de colores: las rojizas Betelgeuse y Antares, la azul Bellatrix, nuestro Sol amarillo, o la dorada Albireo. Fueron los físicos que investigaban la radiación de cuerpo negro los que nos permitieron entender la relación entre el color y la temperatura de las estrellas.

Antonia Maury dividió las estrellas en veintidós clases y estableció subdivisiones en cada una de ellas para describir la apariencia física de determinadas líneas espectrales —anchas, estrechas, borrosas o definidas—. Pickering argumentaba que eran sutilezas sin importancia que bien podían depender de las condiciones de observación al obtener los espectros, y que lo único que conseguía Antonia Maury con todo ello era retrasar y entorpecer el trabajo. La astrónoma abandonó Harvard en 1896 y un año después se publicaron sus resultados. En 1905 el astrónomo danés Ejnar Hertzsprung (1873-1967) descubrió la importancia de las subdivisiones espectrales introducidas por Maury y escribió a Pickering instándole a incorporarlas en el sistema de clasificación del catálogo de Henry Draper, pero éste se negó. A pesar de ello, el sistema de Maury de clasificación espectral se convirtió en la base del diagrama de Hertzsprung-Russell que —como veremos más adelante— es la piedra angular de la moderna astrofísica estelar.

Annie Jump Cannon (1863-1941) es probablemente una de las astrónomas más famosas del observatorio de Harvard. Después de graduarse en la universidad de Wellesley, se matriculó en Radcliffe para seguir los estudios impartidos por el profesor Pickering, quien la contrató para catalogar las estrellas variables y clasificar los espectros obtenidos desde la estación peruana de Arequipa.

Junto a Williamina Fleming, dedicó sus esfuerzos al registro, clasificación y catalogación de los espectros de todas las estrellas hasta la novena magnitud. Combinó los sistemas desarrollados por Fleming y Maury, reordenando las categorías denominadas con letras sobre la base de la temperatura y el color. Su investigación condujo al descubrimiento de que los espectros estelares proporcionan información de la edad de las estrellas y de su ciclo vital.

Las categorías fueron rotuladas OBAFGKM.¹ Este sistema de clasificación espectral es el que se emplea hoy en día.

Annie Jump Cannon fue muy eficaz en su trabajo. Clasificó los espectros de más de 225.000 estrellas a un ritmo extraordinariamente rápido, de 5.000 estrellas mensuales de media, entre 1911 y 1915. En 1911 sucedió a Fleming como responsable del archivo fotográfico y en 1938 fue nombrada profesora de astronomía del William Cranch Bond. Recibió numerosos reconocimientos, entre ellos un doctorado honoris causa por la universidad de Oxford en 1925, el primero concedido a una mujer.

Otra figura destacada fue Henrietta Swan Leavitt (1868-1921). Se graduó en Radcliffe en 1892 y fue trabajar a Harvard. Al igual que las demás mujeres del equipo hizo grandes contribuciones a la astronomía, pero sobre todo se hizo famosa por su estudio de 1.777 estrellas variables cefeidas de la Pequeña Nube de Magallanes.

Las cefeidas son estrellas binarias que se eclipsan una a otra, de forma que su luz nos llega mediante pulsos, cuyo periodo puede oscilar de un día a cuatro meses, con variaciones de brillo de entre un 50 y un 600 por ciento entre el máximo y el mínimo. Su nombre proviene de su prototipo o estrella representativa, Delta Cephei.²

La Pequeña Nube de Magallanes es una galaxia satélite de la Vía Láctea situada a 200.000 años luz, tan lejos que se puede considerar que todas sus estrellas se encuentran a la misma distancia. En este caso, las diferencias de brillo son evidentes, es decir, las que parecen más brillantes es porque son en realidad más luminosas, no porque estén más cerca.

Leavitt descubrió algo sorprendentemente útil: las cefeidas relativamente tenues —un centenar de veces más brillantes que el Sol— pulsan en cuestión de horas, mientras que las más brillantes, resplandecientes con la luminosidad de 10.000 soles, pueden tardar varios meses.

De este modo, los astrónomos dispusieron de una herramienta para determinar la luminosidad intrínseca de una cefeida, simplemente midiendo su periodo de pulsación. Y como el brillo aparente de una estrella en el firmamento depende de su distancia a la Tierra, comparándolo con su luminosidad intrínseca se puede determinar la distancia a la que se encuentra. Por este motivo, las cefeidas han podido utilizarse como «candelas estándar», indicadores de distancias tanto dentro como fuera de la Vía Láctea.

Henrietta Swan Leavitt determinó los periodos de 25 cefeidas en la Pequeña Nube de Magallanes, descubrió cuatro novas y cerca de 2.400 estrellas variables, prácticamente la mitad de las conocidas hasta entonces. Falleció de cáncer a los cincuenta y tres años y su trabajo quedó interrumpido.

En 1923, Harlow Shapley contrató a una joven inglesa llamada Cecilia Payne (1900-1979) para trabajar con espectros estelares. Payne se había graduado en Física en la universidad de Cambridge y se marchó becada a Estados Unidos, pensando que en ese país habría más oportunidades para las mujeres. Su tesis doctoral en Harvard demostró que el hidrógeno es el principal componente de las estrellas, algo completamente asumido en la actualidad pero que en 1925 representó un auténtico cambio de paradigma. Durante mucho tiempo, su tesis se consideró el mejor trabajo en astronomía.

Una vez finalizada su beca, consiguió un puesto en el observatorio de Harvard. Se casó con Sergei Gaposchkin, astrónomo ruso al que conoció en un viaje por Europa y al que ayudó a instalarse también en Harvard. Publicó artículos y escribió varios libros, algunos de ellos firmados con su marido y con Annie Cannon

Recibió numerosas distinciones y fue nombrada doctora honoris causa por varias instituciones académicas.

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DIAGRAMA DE HERTZSPRUNG-RUSELL

Con los datos de brillo, color y temperatura, el danés Ejnar Hertzsprung (1873-1967) y el norteamericano Henry Noris Russell (1877-1957) desarrollaron de forma independiente, entre 1905 y 1913, una herramienta fundamental para el estudio de la evolución estelar: el diagrama que lleva su nombre.

En el eje horizontal se dispone la temperatura superficial de las estrellas y en el vertical la luminosidad. Al situar los astros en este plano de coordenadas cartesianas, se observa una pauta clara. En vez de quedar desperdigados por todo el gráfico, la mayoría se sitúa en una línea diagonal que va desde las estrellas rojas poco luminosas y frías como Próxima Centauri, abajo a la derecha, a las azules de gran masa y luminosidad, como Spica y Sirio, arriba a la izquierda, pasando por estrellas amarillas de mediana magnitud y luminosidad, como el Sol. Esta diagonal, donde las estrellas pasan los mejores años de su vida, es lo que se conoce como «secuencia principal».

Además de la diagonal, se aprecia otra rama, arriba a la derecha, en la que hay una mayor densidad de estrellas gigantes rojas, como Arturo o Aldebarán, más luminosas que las de similares colores situadas en la parte inferior de la secuencia principal. Y justo encima, hay otra rama de supergigantes rojas, como Betelgeuse y Antares. Son estrellas de coloración rojiza o amarilla, mucho más luminosas todavía.

Por último abajo a la izquierda hay una mayor densidad de enanas blancas de elevada luminosidad, como Sirio B.

Este famoso diagrama traza, aparentemente, el desarrollo vital de las estrellas, y así lo creyeron los astrónomos durante mucho tiempo. Da la impresión de que tendrían que nacer en la parte superior, en forma de gigantes, para ir poco a poco descendiendo hasta el fondo de la escala. Pero esto no es así. A lo largo de su ciclo vital, las estrellas pueden encontrarse en distintos lugares del diagrama de Hertzsprung-Russell, pero no recorren ni hacia arriba ni hacia abajo la secuencia principal. En lugar de eso, durante la mayor parte de su vida se sitúan en un punto concreto de ella. Cuando son viejas se vuelven gigantes rojas y se trasladan a la esquina superior derecha. A continuación puede haber un periodo de inestabilidad, en el que varía el brillo. Pero al final, la estrella descenderá inevitablemente al cementerio estelar, situado abajo a la izquierda.

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EL GRAN DEBATE

Hace apenas un siglo, la humanidad concebía el Universo como un inmenso océano de estrellas en el que se encontraba nuestro Sistema Solar. Pero hacia 1920 la astronomía comenzó a ser sacudida por los nuevos datos obtenidos con el telescopio Hooker de Monte Wilson. Sus 2,5 m de diámetro permitieron observar el cielo profundo con una resolución y nitidez sin precedentes. Para entonces, las placas fotográficas ya eran una potente herramienta de uso común en los observatorios. Los espectrógrafos y los fotómetros proporcionaban grandes cantidades de datos de alta precisión. El diagrama Hertzsprung-Russell había irrumpido en la escena astrofísica originando un gran número de preguntas sobre luminosidades y espectros estelares. En los últimos años, el cielo se había ido poblando a los ojos de los astrónomos de objetos difusos, nebulosas de diferentes formas y colores, y estructuras más o menos espirales de naturaleza completamente desconocida. Aunque durante mucho tiempo se consideró que pertenecían a nuestra galaxia, en la comunidad astronómica se empezó a debatir sobre las distancias a las que se encuentran, o lo que es lo mismo, si estaban situados o no en la Vía Láctea.

El 26 de abril de 1920, la Academia Nacional de Ciencias de Estados Unidos, en Washington, fue escenario de un simposio sobre la escala del Universo. Los dos científicos más destacados que participaron en el evento fueron nuestro ya conocido Harlow Shapley, director del observatorio de Harvard, y Heber D. Curtis (1872-1942), del Lick Observatory. Ambos viajaron en el mismo tren camino de la capital estadounidense y nada hacía presagiar que se convertirían en los protagonistas de una reunión que ha pasado a la historia de la astronomía. De hecho, durante el viaje nuestros dos protagonistas no hablaron de estrellas sino de flores. Y al llegar a Washington asistieron a un aburrido banquete. El tedio fue tal que Albert Einstein comentó a su vecino de mesa: «Acaba de ocurrírseme una nueva idea de la eternidad».

El tema oficial del simposio fue el tamaño de la Vía Láctea, aunque al final se acabó discutiendo sobre si los objetos descubiertos en el espacio profundo se encontraban o no en nuestra galaxia.

Shapley había determinado la forma de la Vía Láctea y su extensión. Concluyó que el Sol no estaba en el centro y calculó el diámetro de la galaxia en 300.000 años luz (el triple de lo real). En el simposio, expuso sus resultados y defendió que la gran nebulosa espiral de Andrómeda,¹ se encontraba en el interior de la Vía Láctea. Por su parte, Heber D. Curtis cuestionó los métodos utilizados por Shapley en sus cálculos. Sostuvo que el tamaño de nuestra galaxia era menor, con el Sol en su centro, y que Andrómeda era una galaxia independiente, situada bastante más allá de la Vía Láctea.

Ambos tenían razón y ambos estaban equivocados: el Universo era más grande de lo que se pensaba y el Sol una estrella más en uno de los brazos espirales de la Vía Láctea, como sostenía Shapley. Pero Curtis estaba en lo cierto al afirmar que las nebulosas espirales eran galaxias distintas de la nuestra.

Las espadas entre ambos se mantuvieron en alto hasta un día de 1924, en el que Shapley recibió asombrado una carta de Edwin Powell Hubble, comunicándole el hallazgo de estrellas cefeidas en Andrómeda. De esta forma pudo calcular que se encontraba a 2,5 millones de años luz y dejó de ser una nebulosa para convertirse en galaxia. Para Shapley fue un duro golpe, pero no sólo admitió su error, sino que a partir de ese momento se convirtió en uno de los principales especialistas mundiales en el estudio de galaxias.

Con el paso del tiempo aquel simposio celebrado en Washington fue conocido como el «Gran Debate».

UN UNIVERSO DE GALAXIAS

El Gran Debate fue un ejemplo de cómo en un momento dado las viejas ideas científicas se contraponen con el material aportado por nuevos métodos y técnicas observacionales para seguir avanzando en el conocimiento.

La Vía Láctea dejó de ser la única para convertirse en una más de las miles de millones que salpican el cosmos, con el Sol situado en uno de sus brazos espirales. Si Copérnico echó por tierra el sistema geocéntrico y Darwin destronó al Homo sapiens como rey de la creación, ahora ya cualquier visión antropocéntrica del Universo quedaba absolutamente descartada.

El cambio de escala fue extraordinario. De repente, las enormes dimensiones barajadas para nuestra galaxia se convirtieron en insignificantes. La distancia que nos separa de nuestra vecina Andrómeda es 20 veces el diámetro galáctico. Y los astrónomos apenas habían comenzado a asomarse al espacio profundo. Casi un siglo después del Gran Debate se han descubierto estrellas y galaxias a más de 13.000 millones de años luz, casi en el principio de los tiempos.

Las galaxias aparecen como sistemas de estrellas, gas y polvo dinámicamente organizados. «A lo largo del tiempo —explica el astrónomo del CSIC Mariano Moles en su libro El jardín de las galaxias—, el gas se va convirtiendo en estrellas, las estrellas devuelven parte de ese gas y polvo al medio interestelar que, de esa forma, va evolucionando y cambiando su composición y propiedades, poniendo así las bases para nuevas generaciones de estrellas que irán heredando esas nuevas condiciones... Las galaxias son sistemas en permanente evolución, regidas por los procesos de formación y evolución de las estrellas que contienen.»

Durante mucho tiempo, el proceso de formación del polvo cósmico ha sido un misterio. Lo que sabíamos de él lo inferíamos de las observaciones de la luz que interaccionaba con las nubes que encontraba en su camino. De acuerdo con esos estudios, está compuesto por partículas de silicato y grafito o carbono amorfo, minerales muy abundantes también en la Tierra.²

MISIÓN STARDUST³

Aunque el polvo constituye una pequeña fracción de la masa del material interestelar (alrededor del 1 por ciento), es de suma importancia, ya que absorbe entre el 30 y 50 por ciento de la luz emitida en la galaxia y la reemite en forma de radiación infrarroja.

Los granos de polvo actúan como catalizadores en la formación de muchas moléculas presentes en el espacio y, además, las protegen de la radiación ultravioleta que podría romperlas o disociarlas.

La misión de la NASA Stardust recogió partículas de la estela del cometa Wild-2 entre los años 2000 y 2002, que envió de regreso a la Tierra. La propia NASA, a través del programa Stardust@home, recabó la colaboración de más de 30.000 voluntarios que ayudaron a los científicos a filtrar las imágenes y determinar las partículas que podrían tener algún valor científico. Después de ocho años de trabajo, los investigadores se quedaron con sólo siete partículas cuyo análisis preliminar, publicado en la revista Science en agosto de 2014, sugiere que podrían haberse creado en la explosión de una supernova hace millones de años y haber sufrido la exposición a las duras condiciones del espacio durante milenios.

Las partículas presentan una estructura y una composición química más compleja de lo que se pensaba, con la presencia de compuestos de azufre completamente inesperados. «Los granos más grandes⁴ —afirma Andrew Westphal, físico de la universidad de California en Berkeley (Estados Unidos) y coautor del estudio— tienen una estructura esponjosa, como un copo de nieve, y están compuestas de un material cristalino, un silicato de hierro o magnesio llamado olivino. Esta composición sugiere que estas partículas proceden de los discos de material que rodean las estrellas jóvenes⁵ y fueron modificadas en el medio interestelar. Los granos pequeños son diferentes en composición química y estructura.»

Los investigadores confían en nuevos descubrimientos a partir del material que todavía queda por analizar con la ayuda de los voluntarios.

FÁBRICAS DE POLVO

Los astrónomos creen que las supernovas son probablemente la principal fuente de producción de polvo cósmico, aunque no está claro el mecanismo ni cómo puede sobrevivir al ambiente tan hostil creado durante la muerte de una estrella.

Un equipo del Observatorio Austral Europeo logró seguir en tiempo real la formación de polvo interestelar durante los momentos posteriores a la explosión de la supernova SN2010.⁶

El equipo descubrió la inmediata formación de partículas de polvo con diámetros superiores a 0,001 milímetros, en el denso material que rodea a la supernova. Aunque son tamaños muy pequeños para nuestros estándares cotidianos, se trata de una gran magnitud para una partícula de polvo cósmico. Estas dimensiones sorprendentemente grandes las hacen resistentes a los procesos destructivos que tienen lugar en las inmediaciones del cataclismo estelar. Aunque no han averiguado cómo se forman estas partículas, los científicos sí han podido determinar que se generan en el material que la estrella expulsa al espacio, incluso antes de que estalle. A medida que la onda de choque de la explosión se expande hacia el exterior, se crea una densa y fría capa de gas, precisamente el tipo de medio en el que las partículas de polvo pueden asentarse y desarrollarse.

En una segunda fase, meses después, comenzó un acelerado proceso de formación de polvo. Si la producción en SN2010 continúa con la tendencia observada, veinticinco años después de la explosión estelar la cantidad total de polvo generado será aproximadamente la mitad de la masa del Sol. Datos similares se han observado en la supernova SN1987A.

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ASTROQUÍMICA

El estudio de la composición química del Universo es una disciplina relativamente reciente en la historia de la astronomía. William Herschel fue el primero en sugerir que los «fluidos brillantes» que constituían las nebulosas podrían estar compuestos de elementos comunes en nuestro planeta. A mediados del siglo XIX, el astrónomo británico William Huggins (1824-1910) comparó el espectro de ocho nebulosas planetarias con el de la atmósfera terrestre y detectó la presencia de elementos comunes en la Tierra como oxígeno, hidrógeno y nitrógeno.

A principios del siglo XX, se observó en distintas estrellas y nebulosas la presencia de líneas espectrales de calcio y potasio.

Entre 1937 y 1941 se detectaron las líneas de tres moléculas diatómicas (formadas por dos átomos): los radicales metino (CH) y cianógeno (CN) y el ión CH+. En 1963, Sander Weinreb detectó nubes con hidroxil (OH) en la dirección del centro galáctico.

A mediados de 1960, se pensaba que las posibles moléculas formadas a partir de los átomos que llenaban el espacio interestelar serían rápidamente destruidas por la radiación ultravioleta (UV) emitida por las estrellas jóvenes. Pero cinco años después se descubrió agua (H₂O) y amoníaco (NH₃). Nadie podía imaginar que compuestos frágiles ante la radiación UV como éstos, fueran abundantes en el medio interestelar. Su detección precipitó la búsqueda de nuevas moléculas y una avalancha de nuevos descubrimientos corroboró que en el espacio, aparentemente vacío, hay mucha actividad.

En la actualidad se han observado más de 150 moléculas diferentes en el medio interestelar, algunas de ellas tan comunes en la Tierra como el metanol (CH₃OH) o el ácido fórmico (HCO₂H), y otras más exóticas, inexistentes en nuestro planeta en forma natural. Y cada año se añaden nuevas especies a la lista. Una de las últimas ha sido la fosfina (PH₃), una de las formas más estables del fósforo. La importancia del hallazgo radica en que el fósforo es uno de los bioelementos primarios (junto al carbono, hidrógeno, oxígeno, nitrógeno y azufre), esenciales para la formación de moléculas orgánicas y, por tanto, presente en todas las formas de vida conocidas. Desde hace treinta años se conocía la presencia de fosfina en las atmósferas de Júpiter y Saturno, pero ahora se ha confirmado fuera del Sistema Solar. Gracias a los datos enviados a la Tierra por el satélite Herschel, un equipo internacional de científicos, con participación española, anunció en julio de 2014 la detección de PH₃ en la envoltura de la estrella CW Leonis, situada en la constelación de Leo.

La molécula más abundante en el medio interestelar es el hidrógeno molecular (H₂), seguida del monóxido de carbono (CO).¹ El resto de las moléculas presentes tiene concentraciones al menos 100 veces menores que el CO.

A diferencia de la química terrestre, las moléculas interestelares presentan gran cantidad de radicales activos e iones y un alto grado de insaturación de los compuestos orgánicos (pocos átomos de H en la molécula). Los radicales son muy reactivos, por lo que tienen una vida muy corta en las condiciones ambientales que existen en nuestro planeta. En general no es posible encontrarlos en estado natural, y sólo se han observado en laboratorio. Etinil (C₂H), diazinio (N₂H+), o cianoetinilo (C₃N), pertenecen a este grupo de moléculas.

Un 75 por ciento de las moléculas interestelares descubiertas en nuestra galaxia contiene carbono. Este elemento tiene un comportamiento singular que no presenta ningún otro elemento conocido: los átomos de carbono pueden unirse entre sí para formar larguísimas cadenas. Gracias a esta particularidad, este elemento sirve de base para las moléculas complejas necesarias para la vida en la Tierra. Pero las moléculas orgánicas también están presentes en el espacio. Recientemente, se ha detectado la presencia de hidrocarburos policíclicos aromáticos, de entre 20 y 100 átomos de carbono. En 2008, investigadores del Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) detectaron naftaleno en la constelación de Perseo. Dos años después, en la misma región del espacio, descubrieron antraceno. Hasta la fecha, estos hidrocarburos sólo se habían detectado en meteoritos, pero nunca en el medio interestelar. Su hallazgo sugiere que buena parte de los componentes clave en la química prebiótica terrestre podrían haber estado presentes en el material a partir del cual se formó el Sistema Solar.

A principios de 2013, otro equipo del IAC descubrió la presencia de fullerenos² y sus derivados («cebollas de carbono» o fullerenos multicapa), con hasta 540 átomos de carbono.

Las últimas moléculas detectadas en el espacio han sido el glicolaldehído (alrededor de una joven estrella binaria llamada IRAS 16293-2422), el etil mercaptano (en nubes moleculares de Orión) y el isocianuro de hidromagnesio (en los alrededores de la estrella IRC+10216). Estas dos últimas moléculas fueron descubiertas en 2014 por el Grupo de Espectroscopia Molecular de la Universidad de Valladolid.

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JARDINES DE GALAXIAS

Los primeros astrónomos que estudiaron las galaxias, con Edwin Hubble a la cabeza, investigaron su naturaleza, distancias, variedad y distribución. Después de descubrir la expansión del Universo, Hubble llegó a la conclusión de que están distribuidas uniformemente por el espacio. Tomó numerosas fotografías de pequeñas regiones del cielo con el gran reflector de 2,5 m de Monte Wilson y comprobó que había aproximadamente el mismo número de galaxias en todas partes. A gran escala, el cosmos es homogéneo e isotrópico, es decir, se ve igual y sus propiedades son las mismas en cualquier punto y dirección en que miremos.

Las galaxias son grandes agrupaciones de estrellas, gas, polvo y materia oscura. Existen cientos de miles de millones, cada una con centenares de miles de millones de estrellas. A través del telescopio se manifiestan como manchas luminosas de diferentes formas, con características muy diversas, tanto en lo que respecta a su configuración como a su antigüedad.

Las más pequeñas contienen alrededor de 3.000 millones de estrellas y su diámetro no excede de 6.000 años luz, mientras que las mayores llegan a medir 170.000 años luz y pueden contener un billón de astros. En el centro de muchas de ellas hay un agujero negro o un quásar.

ELIPSES Y ESPIRALES EN EL CIELO

En 1936, y basándose únicamente en su aspecto, Edwin Hubble clasificó las galaxias en elípticas, espirales e irregulares.

– Galaxias elípticas (E): tienen, como su nombre indica, forma de elipse y se clasifican de E0 a E7 según su grado de excentricidad.¹ Se componen fundamentalmente de estrellas y tienen muy poca materia interestelar (polvo o gas). Las hay de todos los tamaños, desde enanas a gigantes. Estas últimas son las más grandes que podemos contemplar y, posiblemente, se originan por choques con galaxias espirales. Se consideran las más antiguas del Universo, ya que sus estrellas son viejas y se encuentran en una fase muy avanzada de su evolución. Un ejemplo de este tipo de galaxias lo encontramos en Virgo A (M87).

– Galaxias espirales (S): son las más comunes (tres de cada cuatro corresponden a este tipo), posiblemente porque son las más fáciles de identificar. Vistas de canto parecen una ensaladera de polvo cósmico y estrellas con un saliente, el bulbo, en el centro. Vistas desde arriba, presentan un remolino de brazos azulados formados por jóvenes y brillantes luceros, que rodean una resplandeciente protuberancia formada por multitud de estrellas viejas. Rodeando la galaxia, hay un halo de cúmulos globulares, estrellas dispersas y una nube invisible de materia oscura. Pequeñas galaxias acompañantes se agarran, a veces, a los bordes de las mayores mientras que el centro del núcleo suele estar ocupado por un agujero negro. Andrómeda (M31) pertenece a este tipo de galaxias.

– Galaxias espirales barradas: son un subtipo de las espirales aunque se diferencian de ellas porque sus núcleos están atravesados por una gruesa barra de estrellas. Todavía sigue siendo un misterio como a partir de una espiral se genera una barrada. La Vía Láctea y la brillante M83, en Hidra, pertenecen a esta clase. Tanto las barradas como las no barradas rotan a velocidades extraordinarias.

– Galaxias irregulares: son todas aquellas que no encajan en las categorías anteriores, aproximadamente el 5 por ciento. Por regla general, son grupos débiles y amorfos de estrellas, con un elevado porcentaje de materia interestelar. La Pequeña Nube de Magallanes es un ejemplo de este tipo.

– Galaxias Seyfert² son grandes sistemas espirales con centros extraordinariamente brillantes formados posiblemente por quásares que a veces llegan a eclipsar el resto de la galaxia. Son miles de veces más luminosas que el resto y por eso se perciben a distancias muchísimo mayores. Una de las más conocidas es M77, en la Ballena.

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NUESTRO BARRIO CÓSMICO

La Vía Láctea es una espiral barrada de unos 100.000 años luz de diámetro. Contiene entre 200.000 y 400.000 millones de estrellas. Estudiar su estructura no resulta nada fácil ya que desde la posición en la que nos encontramos las nubes de gas y polvo interestelar dificultan su observación.

La galaxia consta de tres partes bien diferenciadas:

El núcleo o bulbo se sitúa en el centro. Visto de lado tiene forma de una gigantesca cáscara de cacahuete, de 16.000 años luz de largo por unos 6.000 años luz de alto. Desde arriba, su forma sería la de una barra.

El núcleo es la zona con mayor densidad de estrellas.¹ Alberga en su interior un enorme agujero negro. Durante muchos años se sospechó de su existencia, aunque no se podía afirmar con certeza. Pero después de quince años de observaciones regulares con los telescopios de ESO en los observatorios La Silla y Paranal (en Chile), los científicos han logrado evidencias concluyentes. Los datos indican que las estrellas del centro galáctico giran en torno a un punto oscuro a velocidades superiores a 1.500 km/s, bajo la influencia del inmenso campo gravitatorio de un agujero negro supermasivo, con una masa de casi tres millones de veces la de nuestro Sol, llamado «Sagitario A*». Los telescopios también han captado destellos de luz infrarroja emergiendo de la región a intervalos regulares. Aunque la causa exacta de este fenómeno no se conoce, se cree que puede deberse a que el agujero negro rota rápidamente en torno a su eje.

Alrededor del núcleo se encuentra el disco, compuesto principalmente de gas y jóvenes estrellas. Concentra una masa equivalente a 60.000 millones de soles y una luminosidad de entre 15.000 y 20.000 millones de veces la del Sol. Lo más característico son los brazos espirales que parten del núcleo y que reciben el nombre de las constelaciones predominantes: Perseo, Orión, Sagitario² y Centauro.

Nuestro Sistema Solar se encuentra en el brazo Orión, a unos 8,5 kilopársecs³ del centro galáctico (unos 27 años luz). Cada 225 millones de años, el Sol y sus planetas completan un giro alrededor del centro de la galaxia, viajando por el espacio a la increíble velocidad de unos 270 km/s.

La trayectoria del Sol y los planetas en la esfera celeste se conoce con el nombre de eclíptica. Todos los años repiten el mismo trayecto por delante de las doce constelaciones que llamamos el zodíaco.⁴ Hacia el 3.500 a.C. los sumerios reconocían Tauro, Leo y Escorpio, las más espectaculares. El resto se fueron agregando con el paso del tiempo y fueron los romanos los que asignaron el nombre de las doce constelaciones zodiacales que hoy conocemos: Aries (el Carnero), Tauro (el Toro), Géminis (los Gemelos), Cáncer (el Cangrejo), Leo (el León), Virgo, Libra (la Balanza), Escorpio (el Escorpión), Sagitario, Capricornio, Acuario y Piscis (los Peces). En realidad, la eclíptica pasa por una decimotercera constelación llamada Ophiuchus (Serpiente), que no es parte del zodiaco tradicional.

En 1930, la Unión Astronómica Internacional estableció 88 constelaciones o áreas que recubren todo el cielo como las piezas de un rompecabezas. Esta agrupación permitió la sistematización del estudio de estos cuerpos celestes.

En los brazos espirales de la galaxia están las estrellas más jóvenes (blancas y azules) y muchas nebulosas, donde se forman nuevas estrellas.

Rodeando a la Vía Láctea se encuentra una estructura esferoidal llamada halo, con una baja concentración de estrellas⁵ y sin apenas nubes de gas, por lo que carece de guarderías estelares. En cambio, en esta región se encuentran la mayor parte de los cúmulos globulares, antiguas reliquias de la formación galáctica, cada una de las cuales pueden contener más de un millón de viejas estrellas. En el halo también se ha detectado la presencia de gran cantidad de materia oscura.

CAMINO DE LECHE

Desde nuestra posición, en un Sistema Solar perdido en uno de los brazos espirales de la galaxia, podemos contemplar una franja que recorre de norte a sur el cielo del verano. Es nuestra galaxia vista de canto, la Vía Láctea o «Camino de Leche».

Este nombre tiene un origen legendario relacionado con el nacimiento de uno de los héroes más célebres y populares de la mitología: el Heracles griego⁶ o el Hércules romano.

El todopoderoso Zeus tenía una especial afición por las mortales. En cierta ocasión, visitó a Alcmena, la esposa de Anfitrión, haciéndose pasar por su marido, y como fruto de aquel encuentro nació Heracles. El niño era un semidiós, y sólo lograría la inmortalidad si bebía leche de Hera, esposa legítima de Zeus. Pero la diosa odiaba a muerte al crío porque había sido fruto del adulterio de su marido. Según cuenta Robert Graves en su obra Los mitos griegos, «Alcmena, temiendo los celos de Hera, abandonó a su hijo recién nacido en un campo fuera de las murallas de Tebas, y allí, por instigación de Zeus, Atenea llevó a Hera a dar un paseo casual. “¡Mira, querida, qué niño tan maravillosamente robusto! —exclamó Atenea, simulando sorpresa, mientras se detenía para recogerlo—. Su madre debía estar loca para abandonarlo en un campo pedregoso. Ven, tú tienes leche. ¡Dale de mamar a la pobre criatura!” Irreflexivamente, Hera lo tomó y se desnudó el pecho, del que Heracles chupó con tal fuerza que el dolor hizo que la diosa lo arrojara al suelo; un chorro de leche ascendió al firmamento y se convirtió en la Vía Láctea».

Muchas culturas percibieron la Vía Láctea como una ruta, un itinerario. En Escandinavia era el Camino de Valhalla. En Europa oriental un camino cubierto de paja que había sido robada, según los distintos pueblos, por un dios armenio del fuego, un ladrón persa o un grupo de zíngaros húngaros. En el occidente europeo recibió el nombre de «Camino de Santiago». Según la tradición, después de predicar el Evangelio en España sin demasiado éxito, el apóstol Santiago regresó a Jerusalén, donde en el año 44 fue decapitado por orden de Herodes Agripa. Sus discípulos trasladaron el cuerpo a la península Ibérica, y lo enterraron en una tumba que permaneció olvidada hasta que milagrosamente fue descubierta a principios del siglo IX. A partir de ese momento, Santiago de Compostela compitió con Jerusalén y Roma como lugar de peregrinación. A mediados del siglo XII ya se había escrito el Códice Calixtino, la primera guía turística de Europa, dedicada en este caso a los peregrinos jacobeos. Su cuarto libro narra el descubrimiento de la tumba por Carlomagno (742-814): «Y en seguida vio en el cielo un camino de estrellas que empezaba en el mar de Frisia y, extendiéndose entre Alemania e Italia, entre Galia y Aquitania, pasaba directamente por Gascuña, Vasconia, Navarra y España hasta Galicia, en donde entonces se ocultaba, desconocido, el cuerpo de Santiago».

En una aparición a Carlomagno, Santiago le aclara: «El camino de estrellas que viste en el cielo significa que desde estas tierras hasta Galicia has de ir con un gran ejército a combatir a las pérfidas gentes paganas, y a liberar mi camino y mi tierra, y a visitar mi basílica y sarcófago. Y después de ti irán allí peregrinando todos los pueblos, de mar a mar, pidiendo el perdón de sus pecados y pregonando las alabanzas del Señor, sus virtudes y las maravillas que obró».⁷

El extenso rastro blanquecino que cruza el firmamento comenzó a llamarse Camino de Santiago. En realidad, no puede utilizarse como referencia, porque su orientación va cambiando a lo largo de la noche, y en las distintas épocas del año.

Demócrito de Abdera (460-370 a. C.) adivinó que el haz de luz de color lechoso que atravesaba el cielo era un conglomerado de innumerables estrellas, tan cercanas entre sí que resultan indistinguibles. En 1610, con la ayuda del telescopio, Galileo confirmó la hipótesis de Demócrito.

UN MAPA DE LA VÍA LÁCTEA

En enero de 2014 se puso en órbita la misión europea Gaia con el objetivo de confeccionar el mapa más preciso de la Vía Láctea, midiendo con precisión la posición y el desplazamiento de mil millones de estrellas (el 1 por ciento de la población estelar galáctica).

Gaia escaneará el firmamento en repetidas ocasiones, de forma que cada una de las mil millones de estrellas será examinada una media de unas 70 veces a lo largo de los cinco años que durará la misión. También estudiará propiedades físicas fundamentales de cada astro, como su brillo, temperatura o composición química.

El satélite cuenta con dos telescopios y la cámara digital más grande jamás lanzada al espacio, con una resolución de casi mil millones de píxeles.

Gaia comenzó su misión en julio de 2014 y dos meses más tarde ya había descubierto su primera supernova, bautizada con el nombre de Gaia14aaa. Es del tipo Ia y se encuentra a unos 500 años luz de la Tierra.

SONDEO CALIFA

Más allá de la Vía Láctea el sondeo CALIFA (Calar Alto Legacy Integral Field Area), estudiará la diversidad y evolución de las galaxias. El proyecto se halla en plena ejecución en el observatorio Calar Alto de Almería, operado por el Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA) y el Instituto Max Planck de Astronomía (Heidelberg, Alemania).

El sondeo obtiene mil espectros de cada una de las 600 galaxias más próximas, lo que permite conocerlas con un nivel de detalle hasta ahora inconcebible. La reciente tecnología IFS permite tomar una multitud de espectros de manera simultánea sobre muchos puntos de cada galaxia, gracias a una combinación eficaz de fibras ópticas y técnicas clásicas. CALIFA es el primer estudio IFS diseñado de manera explícita como un proyecto de tipo Legado.⁸

La información que proporcione CALIFA permitirá ahondar en cuestiones cruciales relacionadas con la estructura e historia de las galaxias. Se espera obtener resultados, por ejemplo, sobre los procesos que impulsaron su evolución, los mecanismos de producción de los elementos químicos necesarios para la vida, los fenómenos involucrados en las colisiones entre galaxias, etcétera.

VIDA EN SOCIEDAD

La interacción de las galaxias con su entorno resulta fundamental. La mayoría no suelen presentarse solas, sino que forman sistemas múltiples en los que viven y evolucionan. De hecho, resulta muy difícil encontrar galaxias solitarias que hayan evolucionado de forma independiente durante los últimos dos mil millones de años.

La primera agrupación galáctica compacta fue descubierta en el siglo XIX. Se trata del Quinteto de Stephan, llamado así en honor de su descubridor en 1877, el astrónomo francés Édouard Stephan (1837-1923). Durante las últimas dos décadas, la comunidad astrofísica ha logrado identificar un centenar de estos grupos compactos.

La Vía Láctea se encuentra en el llamado Grupo Local, formado por una treintena de galaxias, contenido a su vez en el supercúmulo de Virgo, cuyo centro gravitatorio es el denominado Gran Atractor,⁹ hacia el que se dirige el Grupo Local.

Dentro del Grupo Local hay tres sistemas dominados por otras tantas galaxias gigantes:

– Sistema de Andrómeda: Situada a 2,5 millones de años luz, Andrómeda (M31)¹⁰ es la galaxia más grande del Grupo Local. Su estructura espiral es similar a la de la Vía Láctea y a simple vista parecen tener parecidas dimensiones. Pero un reciente estudio de la universidad de Edimburgo ha determinado que contiene el doble de materia oscura que la nuestra, lo que la hace dos veces más pesada. A su alrededor se encuentran M32, M110, NGC 147, NGC 185, Andrómeda I, Andrómeda II, Andrómeda III, Andrómeda IV, Andrómeda V, Andrómeda VI y Andrómeda VII.

– Sistema de la Vía Láctea: Además de la nuestra, contienen otras galaxias menores entre las que destacan la Gran Nube de Magallanes y la Pequeña Nube de Magallanes, visibles a simple vista en el hemisferio sur. Reciben este nombre porque fueron descubiertas por el navegante Fernando de Magallanes en el siglo XVI. También pertenecen a este sistema Enana de Sagitario, Enana del Can Mayor, Gran Nube de Enana de la Osa Menor, Enana de Draco, Enana de Carina, Enana de Sextans, Enana de Sculptor, Enana de Fornax, Leo I, Leo II y Enana de Tucana.

– Sistema del Triángulo: El Triángulo (M33) es una bella galaxia espiral situada a tres millones de años luz. Alberga unos 40.000 millones de estrellas y es la tercera en tamaño del Grupo Local. M33 es un objeto popular para los aficionados a la astrofotografía y en noches especialmente oscuras y despejadas se puede contemplar a simple vista.¹¹ Su orientación espacial permite contemplar frontalmente la estructura espiral de su disco galáctico. A su alrededor se encuentra la pequeña galaxia Enana de Piscis.

AMENAZA DE COLISIÓN

Como descubrió Edwin Hubble, las galaxias se alejan unas de otras, a mayor velocidad cuanto más lejos estén. Pero Andrómeda está tan cerca que dentro de 4.000 millones de años acabará colisionando con la Vía Láctea debido a la mutua atracción gravitatoria, según un estudio de la NASA.

Con los datos enviados por el Hubble, astrónomos del Instituto de Ciencia del Telescopio Espacial han elaborado simulaciones por computadora que muestran como después del choque, las galaxias tardarán dos mil millones de años para fusionarse por completo bajo el tirón de la gravedad, y formar una galaxia elíptica similar a las que se ven en el Universo local. Las estrellas no chocarán entre ellas, pero serán arrojadas hacia diferentes órbitas alrededor del nuevo centro galáctico. Los modelos muestran que nuestro Sistema Solar probablemente sea lanzado mucho más lejos del núcleo de la nueva galaxia. Para complicar aún más las cosas, la galaxia del Triángulo también podría verse implicada en una colisión múltiple.

RACIMOS Y SUPERRACIMOS

La fuerza de la gravedad conecta a su vez unas galaxias con otras, formando los cúmulos o racimos galácticos. Entre ellos hay enormes regiones vacías que alcanzan los 200 millones de pársecs de longitud, en los cuales no se detectan objetos cósmicos.

Clyde Tombaugh (1906-1997) descubrió en 1937 un racimo de galaxias en Andrómeda y Perseo. Años más tarde, George Ogden Abell (1927-1983) demostró que las galaxias se disponen de manera irregular en racimos y superracimos. En 1958 publicó su catálogo con 2.712 racimos, cada uno de los cuales tenía una población mínima de cincuenta galaxias.

Los racimos, clústeres o cúmulos son agrupaciones de entre cincuenta y cien galaxias, con enormes concentraciones de gas a temperaturas de varios millones de grados. En su mayor parte es materia residual de la formación estelar, enriquecida por explosiones de supernovas. Un ejemplo es Coma Berenices (Cabellera de Berenice).¹²

Existen agrupaciones todavía mayores, llamadas supercúmulos. La Vía Láctea pertenece al supercúmulo de Virgo, una enorme colección de unas 2.000 galaxias, muchas de ellas mayores que la nuestra. Su masa total es del orden de un cuatrillón de soles.

LANIAKEA

La Vía Láctea y el supercúmulo de Virgo se encuentran a su vez dentro de una estructura muchísimo mayor, que ha sido bautizada como «Laniakea», palabra hawaiana que significa «cielo» (lani) «inmenso» (akea).

En un artículo publicado en la revista Nature en septiembre de 2014, un equipo de científicos trazó sus límites y cartografió las galaxias en movimiento. Los autores destacaron la dificultad que entraña definir los supercúmulos, especialmente desde su interior. Es como intentar describir con detalle el edificio en que uno vive sin poder salir a la calle para observarlo y medirlo.

Laniakea tiene un diámetro de 520 millones de años luz. La Vía Láctea se sitúa en las afueras.

La cartografía a gran escala del Universo puede ser esencial para determinar con precisión parámetros cosmológicos como la densidad de la energía oscura, que se supone gobierna la aceleración de la expansión del Universo.

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EXOPLANETAS

El astrónomo, filósofo y poeta italiano Giordano Bruno (1548-1600)¹ propuso que el Sol era una simple estrella y que el Universo debía contener un infinito número de mundos habitados por animales y seres inteligentes. Tuvieron que pasar cuatrocientos años para descubrir los primeros planetas más allá del Sistema Solar (exoplanetas).

Los primeros fueron descubiertos en 1992 por el astrofísico polaco Aleksander Wolszczan (nacido en 1946), quien detectó tres planetas alrededor del púlsar PSR1257+12, en la constelación de Virgo, a 980 años luz de la Tierra. Los púlsares, a medida que rotan, emiten un flujo de radiación con un periodo muy preciso, como un faro. Si un planeta perturba el movimiento de la estrella, el haz emitido también se verá afectado. Así es como Wolszczan descubrió los primeros exoplanetas.

En 1995, los astrónomos suizos Michel Mayor (nacido en 1942) y Didier Queloz (nacido en 1966), del observatorio de Ginebra, descubrieron el primer planeta extrasolar alrededor de una estrella «normal», la 51 Pegasi, situada a 50 años luz, en la constelación de Pegaso. El estudio, publicado el 6 de octubre en la revista Nature, causó sensación entre la comunidad científica. Meses después, su existencia fue confirmada por Geoffrey W. Marcy (nacido en 1954) ante una abarrotada conferencia de prensa que la Sociedad Astronómica Americana celebró en San Antonio (Texas) en enero de 1996. Marcy no sólo corroboró el descubrimiento de Mayor y Queloz, sino que anunció el hallazgo de otros dos planetas en torno a las estrellas 47 Ursae Majoris y 70 Virginis. Hasta ese momento, cabía la posibilidad de que 51 Pegasi fuera una fluctuación estadística o, incluso, un error. Sin embargo, «los planetas no escasean tanto al fin y al cabo», afirmó Marcy ante una asistencia conmocionada.

El planeta denominado Pegasi 51 b² tiene la mitad de la masa de Júpiter, gira a toda velocidad alrededor de su estrella en tan sólo cuatro días terrestres, y se encuentra ocho veces más cerca de ella que Mercurio del Sol, por lo que debe ser un infierno, con temperaturas superiores a 1.000 K.

El planeta 47 Ursae Majoris b se encuentra en la constelación de la Osa Mayor, a unos 35 años luz. Su masa es al menos 2,6 veces la de Júpiter. Por su parte, 70 Virginis b es un planeta extrasolar situado en la constelación de Virgo, a 60 años luz, con 7,5 veces la masa de Júpiter.

Aquellos primeros mundos descubiertos más allá de nuestro Sistema Solar eran planetas gigantescos, lo suficientemente cerca de su estrella como para que su influencia gravitatoria pudiera ser detectada desde la Tierra. No es de extrañar, por tanto, que se les comenzara a denominar Júpiter calientes, en referencia a su tamaño y elevada temperatura.

El hallazgo de estos mundos remotos revolucionó el campo de la astronomía. Hasta entonces, casi nadie había buscado planetas tan distantes porque se pensaba que resultarían demasiado difíciles de encontrar. Emiten poca o ninguna luz por sí mismos, mientras que su estrella luce intensamente. Captar su brillo es como intentar distinguir una tenue vela delante de un incendio forestal. Pero aquellos tres primeros planetas habían aparecido tras explorar un reducido grupo de estrellas, lo que sugería que tal vez hubiera muchísimos más. Estos descubrimientos fueron el pistoletazo de salida para una intensa caza de exoplanetas que hoy día continúa.

Geoffrey W. Marcy es uno de los cazadores con mayor número de piezas. Setenta de los primeros cien exoplanetas fueron descubiertos por su equipo. Entre sus logros se incluyen el hallazgo del primer sistema planetario múltiple orbitando alrededor de una estrella similar a la nuestra (Upsilon Andromedae), el primer planeta transitando a otra estrella (HD209458 b), el primer planeta extrasolar situado más allá de cinco unidades astronómicas (55 Cancri d) y los primeros planetas más pequeños que Júpiter, aunque con un tamaño similar al de Neptuno (Gliese 436 b y 55 Cancri e).

En los últimos años, los astrónomos han contado con técnicas más avanzadas y la caza ha sido cada vez más fructífera. Actualmente, se utilizan diversos métodos. La forma más difícil de detectar un planeta es mediante la observación directa. Es la única forma de poder calcular algunos parámetros físicos relevantes, como cantidad de agua en su superficie y las propiedades de una posible biosfera. Sin embargo, de los más de mil planetas extrasolares descubiertos hasta ahora, la inmensa mayoría han sido detectados por métodos indirectos y sólo unos cuantos han sido fotografiados.

NO TE VEO PERO TE SIENTO

La mayoría de los planetas extrasolares se han detectado por métodos indirectos, identificando su presencia por el efecto gravitatorio que ejercen sobre su estrella anfitriona. Ese efecto puede ser de distintos tipos. Uno de ellos es la variación de la velocidad radial de la estrella. La débil gravedad del planeta hace que ésta se acerque y se aleje de la Tierra, según el exoplaneta completa su órbita. Cuando se aleja su espectro tiende al rojo y cuando se acerca se desplaza al azul. Estos cambios serán más acusados cuanto mayor sea la masa del planeta, y los astrónomos pueden medirlos mediante unos instrumentos llamados espectrógrafos de alta precisión. Éste fue el método empleado por Mayor, Queloz y Marcy para la detección de los primeros exoplanetas.

El instrumento más productivo para la búsqueda de planetas extrasolares de baja masa es HARPS «Buscador de Planetas por Velocidad Radial de Alta Precisión», instalado desde 2002 en el telescopio de 3,6 m de ESO en La Silla (Chile). Es tan sensible, que puede detectar cambios en la velocidad radial de una estrella inferiores a 4 km/h, menos de la velocidad de una persona caminando. Su investigador principal es Michel Mayor. Con este instrumento, anunció en 2007 el descubrimiento del primer planeta habitable similar a la Tierra. Es un mundo rocoso, 1,5 veces más grande que el nuestro y con cinco veces su masa. Orbita alrededor de la enana roja Gliese 581, situada a 20,5 años luz, en la constelación de Libra. Era el exoplaneta más pequeño descubierto hasta la fecha. Se encuentra catorce veces más cerca de su estrella que la Tierra del Sol, por lo que tarda sólo 13 días en completar su órbita. Sin embargo, la estrella anfitriona es una enana roja, mucho más pequeña y fría que la nuestra. Por eso, y pese a estar muy cerca de ella, el planeta se encuentra justo en la zona habitable. Es decir, en la región del espacio donde el agua puede permanecer en estado líquido. «Hemos estimado que la temperatura promedio de esta súper Tierra se encuentra entre los 0 y 40 °C, por lo que puede haber agua líquida», explicó Stéphane Udry, del observatorio de Ginebra (Suiza) y autor principal del hallazgo.

En 2005, el mismo grupo de astrónomos descubrió un planeta tipo Neptuno alrededor de Gliese 581 y se sospecha de la existencia de un tercero. Sería por tanto un sistema solar con, al menos, tres planetas con masas iguales o inferiores a 15 veces la terrestre.

Uno de los hallazgos más espectaculares de HARPS fue HD 10180, una estrella con una masa, temperatura, brillo e, incluso, composición química similares a nuestro Sol, en la constelación meridional de Hydrus, a 127 años luz. Pero lo curioso es que a su alrededor orbitan nueve planetas. ¡Todo un récord!

TRÁNSITOS PLANETARIOS

Otro método indirecto para la detección de mundos lejanos es el del «tránsito», el paso de un planeta entre la Tierra y su estrella anfitriona. En estas condiciones, el planeta bloquea parte de la luz de la estrella y provoca una disminución periódica en el brillo estelar. El efecto de estos minieclipses puede ser determinado mediante fotometría, técnica que mide la cantidad de luz proveniente de los objetos celestes.

Gracias a los tránsitos, podemos aprender mucho sobre la composición de la atmósfera planetaria. Cuando pasa delante de su astro, la luz de la estrella atraviesa la atmósfera del planeta, que absorbe selectivamente parte de la misma. Comparando el «antes» y el «después» del espectro luminoso de la estrella, se puede deducir la composición química de la atmósfera planetaria.

El «Experimento de Lentes Ópticas Gravitacionales» (OGLE), instalado en Las Campanas, Chile, se empleó para descubrir el primer planeta (OGLE-TR-54) mediante este método.

Combinando la fotometría del tránsito con las medidas de velocidad radial, es posible determinar no sólo la masa del planeta, sino también su radio y densidad.

LENTE GRAVITATORIA

Los cazadores de exoplanetas también pueden emplear el efecto de «lente gravitatoria» predicho en la teoría de la relatividad general. Esta técnica sólo es útil cuando el planeta se encuentra perfectamente alineado tanto con su estrella como con una estrella más lejana en la misma línea de un observador terrestre.

La gravedad de un gran objeto curva la luz que proviene de otros distantes y la amplifica, actuando como una lente de aumento. Si el objeto cercano es una estrella que aloja un planeta, la curva de luz proveniente de la fuente más lejana contendrá un pico de luz secundario adicional. El tamaño y la forma de este pico luminoso dependerán de la masa y de la distancia entre el planeta y su estrella anfitriona.

El primer planeta extrasolar descubierto mediante esta técnica fue OGLE 2003-BLG-235 Lb, hallado en 2003 alrededor de una estrella enana naranja, localizada a unos 19.000 años luz, en la constelación de Sagitario.

El inconveniente de la lente gravitacional es que su efecto ocurre sólo una vez, ya que se basa en una única oportunidad de alineamiento de las estrellas del fondo con respecto a las del frente, y por tanto las medidas deben confirmarse mediante otros métodos.

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CAZADORES ESPACIALES

El satélite CoRoT («Convección, Rotación y Tránsitos planetarios») fue el primero diseñado para la búsqueda de exoplanetas. La misión, liderada por la Agencia Espacial Francesa (CNES) conjuntamente con la Agencia Espacial Europea, fue lanzada al espacio el 27 de diciembre de 2006. Su objetivo principal fue la búsqueda de pequeños planetas rocosos con un tamaño similar al nuestro. El proyecto, programado en un principio para tres años, se amplió a seis, y durante su vida útil descubrió 32 exoplanetas, y un centenar de candidatos.

CoRoT utilizó el método de los tránsitos, y su sensibilidad era tal que podía detectar una disminución de una parte entre diez mil en el brillo de una estrella.

Entre los objetos hallados destacan varios Júpiter calientes, un planeta más pequeño que Saturno (Corot-22b) y un sistema de dos cuerpos similares a Neptuno (Corot-24b y Corot-24c).

Uno de los hallazgos más importantes fue Corot-7b, la primera evidencia de un exoplaneta rocoso, con características y tamaño similares a la Tierra. Orbita alrededor de una estrella muy parecida al Sol situada en la constelación de Monoceros (también conocida como Unicornio), a 480 años luz.

Una misión secundaria de CoRot fue de astrosismología, el estudio de los temblores que se producen en la superficie de las estrellas y provocan variaciones en su brillo, lo que permite calcular con bastante precisión su masa, edad y composición química. Y fue el primero en medir el radio de las enanas marrones.

CoRoT terminó oficialmente su misión en 2014, aunque continuará vagando por el espacio, a unos 827 km de altura, hasta que entre en la atmósfera terrestre en el año 2048.

Misión Kepler

Hasta el 6 de marzo de 2009 se habían descubierto 337 exoplanetas. Ese día fue lanzado al espacio el observatorio espacial Kepler, la versión americana de la europea CoRoT, aunque más potente. Según la NASA, Kepler es la primera misión con capacidad para detectar planetas análogos al nuestro orbitando estrellas similares al Sol en una zona habitable, donde fuera posible la existencia de agua líquida. Su objetivo es la observación simultánea de unas 150.000 estrellas y analizar su brillo cada treinta minutos para detectar posibles tránsitos planetarios.

Desde su lanzamiento ha descubierto 5.000 exoplanetas potenciales, de los cuales más de 1.700 han sido confirmados. Más de un centenar se encuentran en la zona de habitabilidad de su estrella y un par de docenas no superan dos veces el tamaño terrestre.

En enero de 2013, empleando datos suministrados por Kepler, un grupo del Centro Harvard-Smithsonian para Astrofísica estimó que en la Vía Láctea podría haber más de 17.000 millones de exoplanetas del tamaño de la Tierra. «Los descubrimientos de la misión Kepler indican que al menos un tercio de las estrellas tienen planetas y la cantidad de planetas en nuestra galaxia debe alcanzar los miles de millones —dijo en un comunicado Bill Borucki, investigador principal de Kepler—. Los planetas de mayor interés son las “otras Tierras”, y éstos podrían ya estar en los datos que aún no han sido analizados. Los resultados más emocionantes de Kepler aún están por venir.»

Durante estos años, Kepler ha descubierto sistemas estelares verdaderamente extraños:

– Un mundo con dos soles: «Circumbinario» es el término científico para denominar al planeta Kepler 16 b descubierto en 2011 que orbita un sistema de dos estrellas, pero rápidamente pasó a ser conocido como «Tatooine», el planeta ficticio con dos soles de la saga de La guerra de las galaxias. Igual que en la película, los amaneceres y atardeceres son dobles, aunque en este caso son reales. La masa de Kepler 16 b es de un tercio de la de Júpiter, y las temperaturas superficiales alcanzan unos glaciales –100 °C.

En 2012, Kepler descubrió todo un sistema planetario alrededor de estrellas binarias. Conocido como Kepler 47, se encuentra a 4.900 años luz de la Tierra, en la Constelación del Cisne (Cygnus). Dos estrellas se orbitan mutuamente, una similar al Sol y la otra con un tercio de su tamaño. Y a su alrededor, dos planetas.

– Un planeta con cuatro soles: En octubre de 2012, un esfuerzo conjunto entre astrónomos aficionados¹ y profesionales descubrió un planeta llamado PH1 que gira en torno a dos estrellas que, a su vez, orbitan en torno a otro sistema binario.

– Descifrando una melodía: En febrero de 2013 la NASA anunció el descubrimiento de Kepler 37 b, el más pequeño encontrado hasta la fecha. Con un tamaño ligeramente superior al de la Luna gira alrededor de una estrella similar a nuestro Sol en la constelación de Lyra, a unos 210 años luz. Para detectar a este diminuto y probablemente rocoso planeta, los astrónomos recurrieron a técnicas de astrosismología para convertir en sonidos las pequeñas variaciones de la luz estelar. A partir de la «música» entonada por la estrella, se pudo descubrir la presencia del exoplaneta. «Cuanto más grande es la estrella, más baja es la frecuencia o “tono” de su canción», dijo Steve Kawaler, un miembro del equipo de investigación de la Universidad Estatal de Iowa. Otros dos planetas acompañan a Kepler 37 b en ese lejano sistema solar.

– Enjambres planetarios: En febrero de 2011 se anunció el hallazgo de un asombroso sistema de seis planetas alrededor de Kepler 11, una estrella similar al Sol en la constelación de Cygnus (el Cisne), a 2.000 años luz. Todos se encuentran más o menos en el mismo plano, lo que refuerza la idea de que los planetas se forman en discos aplanados de gas y polvo girando alrededor de una estrella, y el patrón discoidal se conserva tras su formación. «Sólo hay una palabra que describe adecuadamente el hallazgo: Supercalifragilisticoespialidoso», aseguró Jack Lissauer, investigador de la misión.

– El tiempo en Kepler 7 b: Este «Júpiter caliente» fue uno de los primeros planetas descubiertos por la misión Kepler. En 2011 se descubrió que la luz reflejada era inferior a la esperada, lo que sugería la presencia de nubes en su atmósfera. Dos años más tarde, el observatorio espacial infrarrojo Spitzer trazó la cubierta nubosa del planeta. Curiosamente no es homogénea y está claramente desplazada hacia el oeste, dependiendo de los vientos predominantes. El Spitzer ya había obtenido en el pasado mapas de temperatura de otros exoplanetas, pero ésa fue la primera vez que dibujó un mapa de la distribución nubosa de un mundo remoto. Debido a sus elevadas temperaturas, las nubes deben estar compuestas de silicatos (minerales similares a la olivina), de forma que cuando llueve, ¡cae roca fundida del cielo!

TIEMPO DE DESCUENTO

Para que pueda apuntar su telescopio en la dirección correcta del cielo, Kepler necesita tres de sus cuatro giroscopios. En enero de 2012 falló el primero, y en mayo de 2013 se averió el segundo. Durante los meses siguientes, los ingenieros trataron en vano de repararlos. El 15 de agosto de 2013 la NASA informó de que cesaban los esfuerzos de reparación. Aunque todo parecía perdido, científicos e ingenieros no tiraron la toalla y concibieron una nueva estrategia para seguir utilizando Kepler con provecho. A principios de 2014, la agencia espacial aprobó una segunda misión, denominada K2, para continuar la búsqueda de planetas extrasolares y, además, extender su ámbito de trabajo a otras áreas de investigación astrofísica, como cúmulos estelares, estrellas jóvenes y viejas, galaxias activas y supernovas. Eso sí, debido a la avería, la región donde centrará su búsqueda será distinta de la original, pero la calidad de imagen obtenida es casi la misma que tenía antes de que se estropeara.

MISIÓN PLATO

En febrero de 2014, el Comité del Programa Científico de la Agencia Espacial Europea aprobó la misión PLATO («Tránsitos Planetarios y Oscilaciones Estelares»), para descubrir y caracterizar planetas extrasolares de todos los tipos y tamaños alrededor de estrellas como nuestro Sol o un poco mayores. Con un coste inferior a 600 millones de euros, tomará el relevo de Kepler en la búsqueda de exoplanetas.

Su lanzamiento está previsto para 2024, se situará en torno al punto de Lagrange L2, y durante seis años explorará cerca de un millón de estrellas en busca de planetas que orbiten en la zona habitable. PLATO es un concepto simple de observatorio espacial, pero completamente novedoso. En lugar de montar un telescopio con una gran abertura, albergará un conjunto de 34 telescopios individuales de 12 cm de diámetro, montados sobre una plataforma. Estos instrumentos podrán combinarse de diferentes formas, trabajando todos juntos como si fueran un único telescopio, o divididos en grupos, capaces de estudiar simultáneamente objetos débiles y brillantes. Además, contará con el sistema de cámaras más grande enviado nunca al espacio, con un total de 136 CCD de 20 millones de píxeles cada uno. Su sensibilidad será tan grande que podrá localizar, confirmar y caracterizar cientos de planetas rocosos, además de miles de gigantes gaseosos, con sus lunas y anillos

El proyecto cuenta con una destacada participación española, especialmente en el diseño y fabricación de la estructura de las cámaras CCD que equiparán los 34 telescopios, así como de los ordenadores encargados de procesar las imágenes. Investigadores españoles también se ocuparán de la preparación científica de la misión, el tratamiento, análisis e interpretación de sus futuros datos, y del apoyo y seguimiento en Tierra con instrumentos como CARMENES, en el observatorio de Calar Alto, o HARPS-N, en La Palma.

Se estima que tras los primeros tres años de funcionamiento se habrán descubierto cientos de planetas parecidos al nuestro a distancias de sus estrellas parecidas a la que nos separa del Sol.

Con PLATO, Europa liderará a lo largo de la próxima década la búsqueda y el estudio de sistemas con exoplanetas potencialmente habitables.

CÁRMENES

Detrás del acrónimo CARMENES² (Calar Alto high-Resolution search for M dwarfs with Exo-earths with Near-infrared and optical Échelle Spectrographs) se esconde un proyecto ideado por científicos y tecnólogos del Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC) en colaboración con una decena de instituciones españolas y alemanas.

El gran desafío hoy en día consiste en hallar planetas de tipo rocoso del tamaño del nuestro. Resultan difíciles de encontrar en estrellas parecidas al Sol, porque la influencia gravitatoria que ejercen sobre ellas es mínima. Mientras Júpiter produce en el Sol una variación de su velocidad radial de 10 m/s, en el caso de la Tierra se reduce a 10 cm/s.

CARMENES buscará estos planetas en el entorno de estrellas más pequeñas conocidas como enanas rojas con masas de entre la mitad y una décima parte la del Sol y en las que, por tanto, el efecto será más notorio. Estos objetos celestes son débiles y fríos pero muy comunes y longevos. De hecho suponen el 80 por ciento de todas las estrellas de nuestra galaxia. Su bajo brillo es una de las razones por las que casi no se han explorado en busca de exoplanetas aunque se estima que sólo en la Vía Láctea puede haber decenas de miles similares a la Tierra.

Espectrógrafos como HARPS fueron diseñados para observar estrellas más brillantes. Por eso se decidió la construcción de CARMENES, que ha comenzado a ser ensamblado en el Instituto de Astrofísica de Andalucía para ser instalado en el telescopio de 3,5 m del observatorio Calar Alto.³

Durante más de seiscientas noches de observación, a lo largo de cinco años, explorará 300 estrellas cercanas en busca de otros mundos parecidos a la Tierra.

CARMENES será un instrumento único en el mundo, tanto en precisión como en estabilidad, cualidades indispensables para medir las pequeñas variaciones de velocidad que un planeta produce en su estrella anfitriona. Según los investigadores que participan en el proyecto, supone un estimulante reto tecnológico, ya que detectará variaciones de velocidad en el movimiento de estrellas situadas a cientos de billones de kilómetros, con precisiones del orden de un metro por segundo.

FUTURAS MISIONES

La NASA planea el lanzamiento del Satélite de Observación del Tránsito de Exoplanetas (TESS) en 2017, el Telescopio Espacial James Webb en 2018 y, tal vez, el Telescopio de Observación en Infrarrojo de Amplio Campo-Telescopio Activo Centrado en Astrofísica (WFIRST-AFTA), a principios de la próxima década.

Por su parte, la Agencia Espacial Europea tiene muy avanzada la misión CHEOPS («Satélite para la Caracterización de Exoplanetas»), de cara a su lanzamiento en 2017. Está diseñado para detectar mundos con una masa comprendida entre la de la Tierra y la de Neptuno.

SUPERTIERRAS

HARPS ha sido el instrumento más productivo en el descubrimiento de exoplanetas hasta la puesta en órbita de sondas espaciales especialmente diseñadas para ese fin. En agosto de 2010 descubrió un sistema con siete planetas orbitando alrededor de la estrella HD10180, situada a 127 años luz, en la constelación de Hydrus (la Serpiente Marina). Cinco son tan grandes como Neptuno (tienen entre 15 y 25 masas terrestres) con periodos orbitales de entre 6 y 600 días. El sexto, similar a Saturno (con 65 masas terrestres), completa su órbita en 2.200 días, y el séptimo, con una masa de 1,4 veces la terrestre, está tan cerca de su estrella, que tan sólo tarda 1,18 días terrestres en girar a su alrededor.

Los planetas con masas de entre una y diez veces la de la Tierra se denominan supertierras. No existen en nuestro Sistema Solar, pero parecen ser muy comunes alrededor de otras estrellas.

En marzo de 2012, y gracias a los datos suministrados por HARPS, un equipo internacional estimó que sólo en la Vía Láctea deben existir decenas de miles de millones de supertierras en torno a enanas rojas y es probable que haya un centenar en las vecindades del Sistema Solar. Era la primera estimación de estas características.

«Nuestras nuevas observaciones con HARPS implican que, alrededor del 40 por ciento de todas las estrellas enanas rojas tienen una supertierra orbitando en su zona de habitabilidad, una zona que permite la existencia de agua líquida sobre la superficie del planeta —afirmó Xavier Bonfils, líder del equipo que efectuó los cálculos—. Dado que las enanas rojas son tan comunes —hay unos 160 mil millones en la Vía Láctea—, esto nos lleva a la conclusión de que hay decenas de miles de millones de planetas de este tipo sólo en nuestra galaxia.»

Según Stéphane Udry, coautor del trabajo, «la zona de habitabilidad en torno a una enana roja, donde la temperatura es apta para la existencia de agua líquida en la superficie, está más cerca de la estrella que en el caso de la Tierra con respecto al Sol. Pero las enanas rojas pueden estar sujetas a erupciones estelares o llamaradas, lo que inundaría el planeta de rayos X o radiación ultravioleta: esto haría más difícil la existencia de vida».

MEGATIERRA

Durante la reunión anual de la American Astronomical Society celebrada en Boston (Estados Unidos) en 2011, se confirmó la existencia de un nuevo exoplaneta llamado Kepler 10c, situado a 560 años luz, en la constelación de Draco. Tres años después, en el mismo escenario, se informó de que ese objeto era la primera megatierra conocida, un nuevo tipo de planeta más grande que las supertierras descubiertas hasta ahora.

Kepler 10c orbita una estrella de tipo solar pero mucho más vieja, de 11.000 millones de años de edad. Tiene 2,3 veces el tamaño de la Tierra y 17 veces su masa. El hallazgo fue posible gracias al telescopio Kepler y al instrumento cazador de planetas HARPSN, un espectrógrafo de alta precisión instalado en el Telescopio Nazionale Galileo que tiene el instituto italiano INAF en la isla canaria de La Palma.

«El resultado de este descubrimiento ha sido una verdadera sorpresa», destacó Xavier Dumusque, científico del centro de Astrofísica Harvard-Smithsonian que participó en el descubrimiento. Con las teorías actuales los investigadores no esperaban que un objeto del tamaño de Kepler 10c fuera rocoso.

«¡Es el Godzilla de las tierras! —exclamó Dimitar Sasselov, otro miembro del equipo— aunque a diferencia del monstruo de la película, Kepler 10c tiene implicaciones positivas para la vida.»

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¿HAY ALGUIEN AHÍ?

El estudio de los exoplanetas nos puede ayudar a comprender cómo se formó nuestro Sistema Solar y cuál puede ser su futuro, pero lo realmente fascinante es la posibilidad de encontrar vida en mundos lejanos. De eso se encarga una ciencia relativamente joven llamada exobiología o astrobiología.¹

El primer problema con el que nos encontramos es la propia definición de vida. En el diccionario de la Real Academia Española aparecen una veintena de entradas, pero ni siquiera el conjunto de todas ellas resulta satisfactorio desde el punto de vista científico. Para superar este escollo, Carlos Briones, investigador del Centro de Astrobiología, opta por definiciones operativas que, al menos, permitan distinguir lo vivo de lo inerte y, por tanto, poder preguntarnos por el origen de los sistemas biológicos. Briones² se queda con la definición acuñada hace unos años por el bioquímico norteamericano Gerald Francis Joyce (nacido en 1956), que ha sido adoptada por el Instituto de Astrobiología de la NASA: «Una entidad viva es un sistema químico automantenido que evoluciona como consecuencia de su interacción con el medio». Según Carlos Briones, «en esta definición se recogen las dos principales características de los seres vivos: poseen algún tipo de metabolismo gracias al cual intercambian materia y energía con su entorno; y disponen de una molécula en la que se almacena la información biológica, y cuya replicación permite que pase de padres a hijos. Pero esa replicación no es perfecta, siempre hay errores, mutaciones, recombinaciones, transposiciones, modificaciones del genoma que se replica, y eso hace que los hijos siempre sean distintos de los padres, y que sobre una población de hijos diferentes puede actuar la selección natural que nos enseñó Darwin».

El gran naturalista británico Charles Darwin (1809-1882) concluyó El origen de las especies señalando que todos los seres vivos de la Tierra proceden de una única forma de vida primordial: «Así, la cosa más elevada que somos capaces de concebir, o sea la producción de los animales superiores, resulta directamente de la guerra de la naturaleza, del hambre y de la muerte. Hay grandeza en esta concepción de que la vida, con sus diferentes fuerzas, ha sido alentada por el Creador en un corto número de formas o en una sola, y que, mientras este planeta ha ido girando según la constante ley de la gravitación, se han desarrollado y se están desarrollando, a partir de un principio tan sencillo, infinidad de formas más bellas y portentosas».

MI NOMBRE ES LUCA

La existencia de un ancestro común a todos los seres vivos quedó patente en la década de 1960 cuando se descifró el código genético y se descubrió que era universal. Veinte años más tarde, el microbiólogo norteamericano Carl Richard Woese (1928-2012) propuso la existencia del «Último Ancestro Común Universal» de todos los seres vivos, conocido como LUCA, por sus siglas en inglés. Los científicos se preguntan cuándo y cómo vivió y la fuente de energía que utilizó (luz solar, compuestos orgánicos, etc).

Cuando la Tierra y la Luna se formaron, hace unos 4.500 millones de años, fueron sometidas a un intenso bombardeo de meteoritos que produjo temperaturas y presiones incompatibles con la existencia de agua líquida. El bombardeo cesó de forma progresiva y hace unos 3.900 millones de años las condiciones ya eran suficientemente moderadas como para permitir la existencia de agua en la superficie del planeta.³

Hace 3.500 millones de años ya habían surgido las primeras formas de vida.⁴ La pregunta es cómo se pudo originar la biología a partir de la química. Lamentablemente, las moléculas no fosilizan y lo que pudo ocurrir sólo podemos deducirlo a partir de pruebas indirectas.

En la década de 1980, y gracias a la comparación de determinados genes, se llegó a la conclusión de que todos los seres vivos actuales proceden de LUCA. Para definir sus características se están secuenciando los genomas bacterianos más sencillos, se trabaja en la definición teórica de lo que podría necesitar una «célula mínima» viable, y se diseñan programas informáticos para simular los genomas y metabolismos más simples que puedan dar lugar a sistemas vivos automantenidos.

Otra aproximación consiste en intentar llegar a la vida a partir de compuestos químicos sencillos. Una vez más, Darwin ya había planteado esta idea en 1871 en su correspondencia con el botánico Joseph Dalton Hooker (1817-1911), al proponer su origen en una «pequeña charca de agua templada» que tuviera los necesarios compuestos orgánicos, sales minerales y fuentes de energía.

Esta idea fue retomada por el bioquímico ruso Alexander Ivánovich Oparin (1894-1980) en un ensayo publicado en 1923. Propuso que en las condiciones de la Tierra primitiva, y bajo la acción de diversas fuentes de energía, se formaron los primeros compuestos orgánicos a partir de los inorgánicos. La identidad de las sustancias, en especial de los gases presentes en la atmósfera, es un tema controvertido. Hay acuerdo general en que había muy poco o nada de oxígeno y que los cuatro elementos que constituyen más del 95 por ciento de los tejidos vivos (hidrógeno, oxígeno, carbono, y nitrógeno), estaban de alguna forma disponibles en el aire y en los océanos.

La energía abundaba en el joven planeta. La Tierra se enfriaba y emitía calor por radiación; la desintegración de los elementos radiactivos contribuía a mantener elevada la temperatura del planeta; y el Sol bombardeaba la superficie con partículas de alta energía y luz ultravioleta. Los mares primitivos se calentaban, el vapor ascendía a las capas superiores de la atmósfera, donde se enfriaba, y el agua caía en forma de lluvia. Violentas tempestades eran acompañadas de rayos, que suministraban energía eléctrica. En esas condiciones, y según Oparín, se generarían moléculas orgánicas de forma espontánea a partir de los gases atmosféricos que se irían concentrando en mares y lagos. Como no había oxígeno libre que pudiera reaccionar con ellas (tal y como ocurre hoy en día), las moléculas orgánicas tenderían a persistir. Algunas podrían haber quedado más concentradas en ciertos parajes por la desecación de un lago o por la adhesión a superficies sólidas.

En esta sopa primordial, las reacciones químicas entre esas sustancias produjeron progresivamente otras más complejas hasta llegar a las primeras células vivas, que habrían sido heterótrofas (incapaces de realizar la función clorofílica como hacen los vegetales), alimentándose en un principio del medio. Al agotarse la materia orgánica, surgieron seres que se alimentaron de otras células vivas (predadores) y finalmente, organismos autótrofos que obtuvieron su energía vital de fuentes externas como la luz solar.

Esta teoría recibió un apoyo espectacular con el experimento realizado en 1952 por el estadounidense Stanley L. Miller (1930-2007). Miller diseñó un modelo que reproducía las condiciones de la Tierra hace 3.500 millones de años. Era un circuito cerrado con dos partes diferenciadas: un matraz que simulaba el agua de los océanos y otro que reproducía la composición gaseosa de la atmósfera primitiva.

Miller calentó el agua del matraz e hizo circular el vapor por todo el circuito mientras provocaba descargas eléctricas de 60.000 voltios (simulando los rayos) en el recipiente que contenía los gases. Dos días después comprobó que una sustancia teñía de marrón las paredes internas del matraz. Su análisis demostró que contenía glicina y otros aminoácidos constituyentes de las proteínas, algunos hidroxiácidos, urea y distintas moléculas orgánicas.

En experimentos posteriores, modificó la composición gaseosa de la mezcla de reacción, la fuente de energía y otros parámetros experimentales, y consiguió producir 13 de los 20 aminoácidos presentes en las proteínas.

Miller inauguró el campo de la química prebiótica experimental. Según Carl Sagan, este experimento «fue el paso más significativo para convencer a muchos científicos de que la vida probablemente abunde en el cosmos».

Este trabajo no sólo abrió puertas a la ciencia. «La imaginación del público se disparó. Cuando los resultados del experimento fueron corroborados por un panel independiente tres años más tarde, la metáfora de la sopa prebiótica había llegado al mundo del cine, del cómic y de las novelas», escribió en el Los Ángeles Times Jeffrey L. Bada, antiguo alumno de Miller y químico de la Universidad de San Diego.

A estos experimentos siguieron otros en los que se buscaba la síntesis química de distintas moléculas orgánicas imprescindibles para la vida. Uno de los más relevantes fue el llevado a cabo en 1959 por el español Joan Oró (1923-2004), que demostró la posibilidad de obtener adenina —una de las cuatro bases nitrogenadas presentes en el ADN— a partir de la condensación de cinco moléculas de ácido cianhídrico.

En 1969 se descubrió que un meteorito caído en Australia contenía —además de hidrocarburos— una variada colección de biomoléculas entre las que se encontraban los aminoácidos sintetizados por Miller, lo que sugería que podían haberse formado con facilidad bajo las condiciones del Sistema Solar hace 4.500 millones de años.

Más recientemente, investigadores estadounidenses han descubierto que las partículas de polvo interplanetario podrían suministrar agua y compuestos orgánicos a la Tierra y a otros planetas. Estas partículas son bombardeadas por el viento solar, compuesto fundamentalmente por hidrógeno ionizado. Este bombardeo iónico desordena la estructura cristalina de los silicatos que constituyen el polvo cósmico y libera oxígeno que queda disponible para reaccionar con el hidrógeno y formar, por ejemplo, moléculas de agua.

Según Hope Ishii, coautor del estudio, «es una posibilidad emocionante que este influjo de polvo haya actuado como una lluvia continua de pequeños matraces de reacción conteniendo el agua y la materia orgánica necesarias para un eventual origen de la vida en la Tierra y posiblemente Marte».

PANSPERMIA

El origen de la vida en la Tierra pudo ser endógeno y haberse iniciado en entornos tan distintos como pequeños charcos, la superficie del mar o las surgencias hidrotermales submarinas; o exógeno, en cuyo caso se habría originado en otro lugar del Universo. En este último caso, y según la provocativa hipótesis de la «panspermia»,⁵ la vida podría haber sido inoculada en la Tierra por meteoritos procedentes de otros mundos o por núcleos cometarios que abastecieron de agua a nuestro planeta.

¿Podría haber microorganismos ya formados que hubieran viajado de un planeta a otro? Probablemente nunca lo sabremos. Quizá seamos descendientes de una especie microbiana alienígena, o tal vez resultado de una mezcla de moléculas endógenas que ya estaban en nuestro planeta con otras venidas de fuera.

Los exobiólogos parten de la premisa de que la vida fuera de la Tierra seguirá las mismas pautas y necesitará de los mismos elementos que en nuestro planeta. Es decir, un líquido en el que puedan tener lugar las reacciones químicas; un elemento con facilidad para formar compuestos y una fuente de energía. En la Tierra son principalmente el agua, el carbono, los rayos y la radiación ultravioleta.⁶

Los mundos a albergar alguna forma de vida tienen que ser rocosos, con una masa lo suficientemente grande para retener su propia atmósfera, y estar situados a la distancia adecuada de su estrella o contar con alguna fuente de energía interna que permita la existencia de agua líquida en su superficie.⁷

El concepto de zona habitable circunestelar fue propuesto en 1953 por el fisiólogo alemán Hubertus Strughold (1898-1986), quien en su tratado El verde y el planeta rojo: un estudio fisiológico de la posibilidad de vida en Marte, acuñó el término «ecosfera».⁸

Ese mismo año, Harlow Shapley escribió el Cinturón de agua líquida, que describe la misma teoría con mayor detalle. En 1959, el astrofísico americano Su-Shu Huang (1915-1977) introdujo por primera vez el término «zona habitable» para referirse a la zona alrededor de una estrella donde el agua líquida podría existir en un cuerpo lo suficientemente grande. El divulgador y célebre autor de ciencia ficción, Isaac Asimov (1920-1992), popularizó este concepto a través de sus obras.

En julio de 2014, expertos de la NASA expusieron en Washington su «hoja de ruta» para la búsqueda de vida en el Universo, que implica el uso de los telescopios actuales y otros que están en fase de diseño y construcción.

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MILES DE MILLONES

A mediados de la década de 1950, el premio Nobel de Física Enrico Fermi planteó la paradoja que lleva su nombre: «¿Por qué no hemos sido capaces de encontrar una civilización alienígena, tecnológicamente avanzada, pese a que en nuestra galaxia existen miles de millones de sistemas solares donde podría evolucionar la vida?». Tal y como señaló el propio Fermi, parece bastante extraordinario que no se haya detectado una simple señal extraterrestre o no se haya vislumbrado un gran proyecto de ingeniería, dejando de lado a los teóricos de la conspiración OVNI. Su pregunta continúa sin respuesta.

La paradoja de Fermi se formuló en un momento en que la sociedad estaba obsesionada con la vida extraterrestre. Fue la época de más avistamientos de platillos volantes de la historia, de relatos de ciencia ficción y leyendas urbanas sobre alienígenas que estarían entre nosotros. En aquellos años, los extraterrestres parecían estar en todas partes.

El Universo tiene casi 14.000 millones de años, tiempo suficiente no sólo para que la vida se haya desarrollado en otros mundos sino para que hayan surgido civilizaciones con la tecnología necesaria para explorar y colonizar la galaxia. Sólo basta pensar en lo que ha conseguido el Homo sapiens en menos de 200.000 años, desde que apareció como especie.

Incluso aunque se hubieran extinguido, quedaría algún rastro de ellas. Las señales y ondas de radio pueden viajar por el espacio incluso millones de años después de que una civilización desaparezca. Su detección es, precisamente, el objetivo del programa SETI («Instituto de Búsqueda de Inteligencia Extraterrestre»). El proyecto se inició en 1959 cuando Giuseppe Cocconi y Philip Morrison, de la universidad de Cornell, publicaron en la revista Nature un artículo sobre la posibilidad de usar rayos gamma y microondas como medios para contactar con civilizaciones extraterrestres. Durante las siguientes décadas, y con la participación de destacados investigadores como Frank Drake, Carl Sagan y Paul Horowitz, SETI evolucionó conforme la tecnología ofrecía nuevos avances en los campos de las comunicaciones y el procesamiento de datos.

En 1961 el presidente del SETI, Frank Drake, desarrolló la ecuación que lleva su nombre para calcular la probabilidad del número (N) de civilizaciones inteligentes en nuestra galaxia, capaces de disponer de una técnica como la radioastronomía y, por tanto, de estar en condiciones de establecer algún tipo de contacto con nosotros. La ecuación es:

N = R* • Fp • Ne •Fl •Fi •Fc •L

R* es el número de estrellas presentes en la Vía Láctea; Fp es la fracción de estrellas con sistemas planetarios; Ne es el número de planetas que reúnen las condiciones necesarias para la vida; Fl es la fracción de planetas en los que la vida nace realmente; Fi es la fracción de planetas habitados por formas de vida inteligente; Fc es la fracción de planetas en los que llega a desarrollarse una civilización técnica capaz de comunicarse con nosotros ; y L es el número de civilizaciones alienígenas avanzadas que no se han autodestruido y coexisten con nosotros en el momento de establecer un hipotético contacto.

En esta ecuación sólo se conoce de forma aproximada el número de estrellas de nuestra galaxia, del orden de 200.000 millones. El resto de los factores es desconocido y únicamente se puede especular sobre ellos. Sagan y Drake estimaron que podrían existir varios millones de civilizaciones avanzadas en nuestra galaxia. En el peor de los casos, N=1. Estaríamos solos.

AQUÍ LA TIERRA

Los intentos de contactar con una civilización extraterrestre han sido fundamentalmente pasivos, permaneciendo simplemente a la escucha de cualquier señal procedente del espacio, mediante el uso de radiotelescopios.

Sólo en tres ocasiones hemos enviado deliberadamente mensajes hacia posibles destinatarios en algún remoto lugar del Universo.

Las misiones Pioneer X y XI fueron dos de las primeras sondas del programa de exploración espacial de la NASA. La Pioneer X fue lanzada el 2 de marzo de 1972 y la Pioneer XI el 5 de abril de 1973. Su objetivo era la exploración de los planetas gigantes (Júpiter y Saturno) del Sistema Solar. Sobre ellas se instaló una placa de aluminio anodizado en oro con un mensaje simbólico con información de nuestra presencia en el Universo, una especie de «mensaje en una botella» interestelar. Las placas fueron diseñadas y popularizadas por Carl Sagan, quien de hecho fue quien persuadió a la NASA de esta iniciativa.

En la placa aparecen dos figuras humanas, un mapa con la ubicación y coordenadas de la Tierra en el Sistema Solar, indicaciones en números binarios y la representación de una molécula de hidrógeno, la más común del Universo.

En 1974, SETI lanzó desde el radiotelescopio de Arecibo hacia el cúmulo globular M13, en la constelación de Hércules, una señal de radio de unos tres minutos de duración que tardará 25.000 años en llegar a su destino.

El mensaje, escrito en código binario, proporciona información sobre la Tierra y la especie humana. Contiene los guarismos del 1 al 10; los números atómicos del hidrógeno, carbono, nitrógeno, oxígeno y fósforo; las fórmula y estructura de los azúcares y bases en los nucleótidos del ADN; la figura del ser humano y su altura; la población de la Tierra; un plano esquemático del Sistema Solar y una imagen del radiotelescopio de Arecibo.

Pero posiblemente los mensajes más famosos enviados por los terrícolas sean los que viajan a bordo de las sondas Voyager 1 y 2, diseñadas para visitar los planetas gigantes gaseosos, y los primeros objetos construidos por el hombre que han abandonado el Sistema Solar. Ambas llevan consigo un disco fonográfico con sonidos e imágenes de nuestro planeta.

Llevamos más de sesenta años enviando al espacio nuestros programas de radio y televisión, que se desplazan por el cosmos a la velocidad de la luz. Esperemos que cualquier posible oyente o telespectador extraterrestre no piense demasiado mal de nosotros si es que algún día llegara a sintonizarlas.

En la actualidad SETI sigue funcionando gracias a fondos privados. Sus técnicos han desarrollado un programa para ordenadores personales que permite analizar las señales captadas por el radiotelescopio de Arecibo mientras el equipo no está siendo usado por su propietario. El funcionamiento es sencillo. El internauta se suscribe al programa SETI@Home («SETI en casa») y descarga un software que sustituye al protector de pantallas de su sistema operativo.

DILEMA ÉTICO

SETI se plantea enviar de forma activa mensajes hacia posibles civilizaciones extraterrestres con su programa «Active SETI». Astrofísicos como Stephen Hawking han advertido del riesgo que ello supone para la humanidad, ya que podría favorecer la llegada de seres con una tecnología más avanzada y dudosas intenciones. El científico británico cree que la vida extraterrestre ha podido desarrollarse de múltiples formas, aunque la mayoría de esas criaturas serían microbios. Sin embargo, no descarta la existencia de vida inteligente. Y previene del peligro que entrañaría establecer contacto con una civilización semejante. «Imagino que habiendo utilizado todos los recursos en su planeta natal, esas civilizaciones extraterrestres avanzadas se volverían nómadas, buscando conquistar y colonizar cualquier planeta que pudieran alcanzar en busca de recursos. Si los extraterrestres nos llegan a visitar, creo que el resultado sería muy parecido a como cuando Cristóbal Colón llegó a América, lo que no terminó muy bien para los indígenas.»

Los temores de Hawking se han visto reflejados en el libro Primer contacto, de Marc Kaufman, director de The Washington Post: «SETI supone que cualquier civilización con la que tuviéramos la suerte de contactar sería inofensiva. No hay evidencia de que esto sea cierto o falso, es sólo lo que ellos creen», escribe Kaufman.

Por su parte, el neuropsicólogo Gabriel G. de la Torre, profesor de la universidad de Cádiz y colaborador de la Agencia Espacial Europea, ha analizado las implicaciones éticas y sociológicas de un envío masivo de señales al espacio indicando nuestra posición. En un artículo publicado en mayo de 2014, asegura que la humanidad todavía no está preparada para un contacto de estas características. «¿Por qué unos seres más inteligentes deben ser “buenos”?», se pregunta el investigador, quien considera que este asunto no debería ser monopolizado por un puñado de científicos. «Realmente se trata de un tema global con un fuerte componente ético en el que participamos todos», asegura De la Torre, quien recomienda a los investigadores de SETI que busquen estrategias alternativas.

MARCADORES DE VIDA

Dejando de lado la detección de una señal de radio extraterrestre, los científicos plantean otros métodos para investigar la presencia de vida en un planeta ajeno al Sistema Solar. El más razonable consiste en la búsqueda de huellas biológicas en las atmósferas de esos mundos, moléculas muy reactivas que, como el oxígeno, desaparecerían rápidamente si no existiese un metabolismo que las sintetizase.

La atmósfera de un planeta tiende hacia un estado de equilibrio que es roto por la existencia de vida. Por ejemplo, todo el oxígeno libre (O₂) en la Tierra ha sido generado por organismos vivos, fundamentalmente mediante la fotosíntesis. Esta molécula es tan reactiva que si la vida se extinguiera en la Tierra, el oxígeno libre de la atmósfera desaparecería en menos de cuatro millones de años (un suspiro en términos geológicos).

Si pudiéramos analizar la atmósfera de un exoplaneta, podríamos determinar si alberga vida tal como la conocemos, e incluso conocer si está habitado por productores de metano u oxígeno.

En la atmósfera de HD 209458b, un planeta más grande que Júpiter situado en la constelación de Pegaso, a 153 años luz, se han detectado indicios de metano, dióxido de carbono, monóxido de carbono y agua.

Otro planeta que ha suscitado el interés de los exobiólogos ha sido GJ 1214b. Fue descubierto en 2009 en torno a una estrella enana roja, situada a unos 40 años luz, en la constelación de Ophiuchus. Con seis veces la masa terrestre y casi el triple de grande, esta supertierra rocosa parece estar cubierta por un profundo océano de agua y rodeada de una fina atmósfera.

Los astrónomos confían en poder estudiar, en un futuro cercano, la atmósfera de planetas como el nuestro. No parece fácil que eso vaya a ocurrir antes de que la NASA ponga en órbita el telescopio espacial James Webb y de que una nueva generación de enormes instrumentos terrestres, como el Telescopio Extremadamente Grande¹ comiencen a funcionar.

A LA CAZA DE OXÍGENO

En 2008, científicos de la NASA detectaron la presencia de moléculas básicas para la vida en HD 189733b, un «Júpiter caliente» que orbita una enana naranja situada a 63 años luz de distancia, en la constelación de Vulpécula (la Zorra). Su atmósfera contiene agua, metano y dióxido de carbono. Este exoplaneta ha sido noticia por el extraordinario color azul cobalto que presenta, parecido al de la Tierra. Pero a diferencia de ésta, no se debe a la presencia de grandes océanos, sino al brumoso gas que constituye su atmósfera. En principio no se contempla que pueda albergar forma alguna de vida, ya que su temperatura supera los 1.000 °C.

El metano (CH₄) despierta una especial fascinación entre los científicos, ya que puede constituir un signo de actividad biológica. No obstante, también puede tener un origen volcánico.

Un indicio de vida menos inequívoco lo proporcionaría el ozono, una molécula compuesta por tres átomos de oxígeno y extremadamente reactiva. Sin embargo, su huella espectral es muy sutil, por lo que resulta muy difícil su detección.

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SISTEMA SOLAR

Durante siglos nuestro Sistema Solar ha sido el único conocido. Científicos y filósofos reflexionaron sobre su origen. Entre ellos Immanuel Kant (1724-1804),¹ conocido sobre todo como filósofo moral, aunque también se dedicó a la cosmología.

Su obra científica más importante, publicada en 1755, fue Historia natural y teoría general del cielo, o ensayo sobre la constitución y el origen mecánico de todo el edificio del mundo, tratado según principios newtonianos, en la que por primera vez se empleaba la ley de la gravedad de Newton para tratar de explicar el origen del Sol y de los planetas.

Kant desarrolló un modelo no estático del Universo, en el que los cuerpos celestes se formaron bajo la acción gravitatoria, evolucionando y destruyéndose siguiendo procesos cíclicos. Tuvo el valor de ser el primer intento científico moderno para explicar el origen y evolución del Universo, sin considerar la actuación de entes sobrenaturales.

El libro pasó relativamente desapercibido, incluso en su patria. Mucho más éxito tuvo la hipótesis que cuarenta años después, enunció el francés Laplace en su Exposición del Sistema del Mundo (1796). Sus hipótesis, aunque mejoradas, constituyen la base de las teorías actuales.

El Sistema Solar comenzó siendo una oscura y fría nube rotante de polvo y gas, fundamentalmente hidrógeno, denominada «nebulosa primigenia» que permanecía latente en el espacio, como las que abundan en nuestra galaxia. Hace unos 5.000 millones de años una estrella cercana llegó al final de su vida y explotó como supernova, enriqueciendo la nube con los elementos de la tabla periódica, desde el berilio al uranio, con un predomino de carbono, silicio y hierro. La nube comenzó a contraerse sobre sí misma a causa de la gravedad iniciando una vertiginosa rotación y sus partículas se agruparon. El gas ligero se concentró en el centro donde germinó una potente protoestrella que comenzó a crecer. Unos 30 millones de años después se alcanzó la temperatura (10 millones Kelvin) y densidad necesarios para que se encendiera el reactor nuclear y comenzara la fusión del hidrógeno para producir helio.

¿Qué es lo que ocurrió con el resto de la nube? Durante el colapso gravitatorio, el material en rotación formó un disco en torno a la estrella. De la misma manera que un patinador gira más y más deprisa según recoge sus brazos, la materia de ese disco aceleró su rotación según se acercó hacia el centro.

De haber podido contemplar aquellos primeros momentos, hubiéramos sido testigos de un caos de materiales que se unían y separaban en medio de violentas colisiones. Así, se fueron formando trozos de roca, de metal y de hierro, de tamaños desiguales, denominados «planetesimales». Los más pequeños golpeaban a los mayores, que iban aumentando de tamaño por acreción, dando lugar con el tiempo a un conjunto de planetas que giran más o menos en el mismo plano: el Sistema Solar.

El flujo de impactos y la contracción gravitatoria también generaban calor. Los elementos pesados como el hierro se fundieron y se hundieron en el centro, mientras que los ligeros permanecieron en la superficie. Muchos cuerpos llegaron a formarse y, todos ellos, empujados por aquella violencia inicial, giraban frenéticamente en busca de un acomodo final, quedando cada cual situado a la distancia adecuada que les dictaba la fuerza de gravedad del sistema. Por fortuna para nosotros, la Tierra quedó en una zona habitable y privilegiada.

El que algunos planetas sean rocosos y otros de simple gas puede deberse a que los materiales se solidifican y condensan a ciertas temperaturas. Los cuatro más cercanos al Sol (Mercurio, Venus, Tierra y Marte) son los más pequeños y están compuestos principalmente por roca y metal. Los planetas externos son gigantes gaseosos. Los dos más grandes, Júpiter y Saturno, están compuestos principalmente de helio e hidrógeno; mientras que los gigantes helados, como se suele llamar a Urano y Neptuno, están formados mayoritariamente por agua congelada, amoníaco y metano.

Los asteroides y cometas son planetesimales que no llegaron a cuajar en planetas, aunque otras teorías afirman que son resultado de los violentos choques que se produjeron en los inicios del Sistema Solar.

En noviembre de 2014, el telescopio ALMA captó la imagen de un disco de formación de planetas alrededor de HL Tauri, a unos 450 años luz. La fotografía muestra una serie de anillos concéntricos brillantes formados por polvo y gas separados por huecos creados por planetas recién formados alrededor de la joven estrella, de tan sólo un millón de años de edad. El hallazgo sugiere que el proceso de formación planetaria puede ser más rápido de lo que se pensaba.

TAMAÑO DEL SISTEMA SOLAR

La vastedad del Universo puede resultar incomprensible para la mayoría de los mortales. Todo lo astronómico es superlativo, mayor, más denso, más caliente o más misterioso de lo que es posible imaginar.² Incluso en nuestro Sistema Solar, perdido en uno de los brazos espirales de una de las cientos de miles de galaxias que pueblan el firmamento, las distancias son extraordinarias.³

Para manejarse en la inmensidad del cosmos los astrónomos utilizan grandes cifras. En nuestro Sistema Solar, la medida más habitual es la Unidad Astronómica (UA), que representa la distancia media entre el Sol y la Tierra: unos 150 millones de kilómetros. Júpiter se encuentra a 5,2 UA del Sol y Neptuno a 30 UA.

Fuera del Sistema Solar, la Unidad Astronómica se nos queda pequeña. La siguiente medida práctica es el año luz, la distancia que recorre la luz en un año viajando a unos 300.000 km/s, es decir unos 9,5 billones de kilómetros. La Tierra se encuentra a ocho minutos luz del Sol. La estrella más cercana en nuestra galaxia, Alpha Centauri, se encuentra a 4,1 años luz de distancia. Pero en el conjunto del Universo, el año luz es una unidad de medida relativamente pequeña. La Vía Láctea mide unos 100.000 años luz de diámetro, y nuestra galaxia vecina, Andrómeda, se encuentra a 2,2 millones de años luz. Más allá, los números crecen tan deprisa que los astrónomos acostumbran a utilizar el parsec y sus múltiplos.

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EL ASTRO REY

Datos básicos
El Sol
La Tierra

Diámetro en el ecuador
1.392.000 km
12.756 km

Diámetro comparado con el terrestre
109,13
1

Periodo de rotación sobre el eje
27 días terrestres en el ecuador, 36 días en los polos
1 día

Masa
1,9891×10³⁰ kg
5,9736×10²⁴ kg

Masa comparada con la terrestre
332.946
1

Volumen
1,4122 × 10¹⁸ km³
1,08321×10¹² km³

Temperatura media superficial (fotosfera)
5.000 °C
15 °C

Gravedad superficial (fotosfera)
274 m/s²
9,78 m/s²

Distancia media a la Tierra
149.640.000 km
1 UA

Entre los miles y miles de millones de estrellas que pueblan el Universo, el Sol pasaría totalmente desapercibido.¹ Es una estrella anodina situada en una galaxia anodina, en una región que no tiene nada de especial (el borde interno del brazo espiral de Orión), a unos 26.000 años luz del centro de la Vía Láctea.

Está compuesta esencialmente por hidrógeno (92 por ciento del volumen y 74 por ciento en masa) y helio (7 por ciento del volumen y 24,5 por ciento en masa), aunque también presenta trazas de elementos pesados como hierro, níquel, oxígeno, silicio, azufre, magnesio, carbono, neón, calcio y cromo. Por su edad y composición, nos encontramos ante una estrella de tercera generación. Eso significa que todos los átomos pesados del Sistema Solar (incluida la Tierra y nosotros mismos) se forjaron en el interior de algunas estrellas de generaciones anteriores.

Desde el punto de vista astronómico, el Sol puede ser una pequeña estrella perdida en una galaxia banal. Pero, para la Tierra y para nosotros, sus habitantes, se trata de un objeto único. Durante el día, hace palidecer al resto de cuerpos celestes, con su brillo cegador, y proporciona la luz y energía necesarias para la vida.

A lo largo de la historia, ha sido objeto de culto por numerosos pueblos que lo consideraron un dios al que dedicaron templos y observatorios

Su luz tarda tan sólo unos ocho minutos en llegar hasta nosotros. A esa distancia, se nos muestra como un disco con medio grado de tamaño angular en el cielo, lo suficientemente grande como para que podamos observar detalles de su superficie. De hecho, es la única estrella en que podemos hacerlo. Lo que hemos conocido de ella lo hemos extrapolado a otros soles lejanos que sólo podemos contemplar como puntos en el firmamento.

Y aunque es una estrella ordinaria, lo cierto es que hasta ahora no hemos encontrado muchas que se le parezcan, bien porque la mayoría presentan tamaños distintos o composiciones diferentes. Además, y esto también le hace única, es una estrella solitaria, una rareza si tenemos en cuenta que dos de cada tres se encuentran acompañadas por otras formando sistemas binarios o múltiples.

El Sol es una bola de gas de casi millón y medio de kilómetros de diámetro. Harían falta 109 Tierras, colocadas en fila —hombro con hombro—, para abarcarlo. Contiene 333.000 veces más materia que la Tierra y comprende más del 99,9 por ciento de la masa de todo el Sistema Solar. El 0,01 por ciento restante se reparte entre los ocho planetas y sus lunas, y los cometas, asteroides y polvo cósmico.

Las reacciones termonucleares se producen en su zona más interna, el núcleo: los átomos de hidrógeno se fusionan para producir átomos de helio más pesados, liberando cantidades ingentes de energía.

Los astrónomos utilizan una técnica llamada «heliosismología» para investigar lo que sucede en su interior. Diversos telescopios mantienen al Sol en constante observación, estudiando las pequeñas pulsaciones que se producen en la superficie. Estas pulsaciones, que son fundamentalmente ondas sonoras, sondean el interior de la estrella de forma similar a como las ondas sísmicas de los terremotos permiten a los geofísicos estudiar nuestro planeta. Estos estudios demuestran que el Sol tiene una estructura estratificada, formada por varias capas:

– Núcleo: Con un radio de unos 150.000 km (la cuarta parte del radio solar), contiene apenas un 7 por ciento del volumen, pero concentra casi el 40 por ciento de su masa. Su densidad es máxima (160 g/cm³ de media) y la temperatura alcanza los 15.000.000 °C. Es el horno nuclear que proporciona energía al Sol. Ya ha consumido el 40 por ciento del hidrógeno original (que formaba casi el 75 por ciento de la masa del núcleo) y se calcula que tiene reservas suficientes para seguir encendido otros 4.500 millones de años.

– Zona radiativa: Es una zona de gases muy comprimidos, de unos 380.000 km de espesor. La energía de fusión del núcleo se libera en forma de fotones que intentan escapar al exterior en un viaje que puede durar un millón de años porque continuamente son absorbidos y reemitidos en distintas direcciones, antes de «emerger» a las capas superiores transformada en radiación gamma, X, ultravioleta, visible e infrarroja (calor).

– Zona de convección: En esta zona de 250.000 km de grosor se producen movimientos convectivos. Los gases calientes que absorben los fotones que logran escapar de la zona radiativa, suben a gran velocidad hasta la superficie donde se mezclan con otros gases y se enfrían, volviendo a descender, en un ciclo sin fin.

– Fotosfera: Literalmente «esfera de luz», es la parte visible. Es una capa delgada (de unos 400 km de espesor), y a ella nos referimos cuando hablamos de la superficie solar. Tiene una temperatura de unos 5.000 °C, con lo que la mayor parte de la radiación emitida se encuentra en la región del espectro visible. En la fotosfera se manifiestan los fenómenos solares más conocidos y estudiados: las manchas y la granulación, esta última producida por los gases calientes que ascienden de la capa inferior. Los gránulos tienen unos 1.000 km de diámetro y una vida media de unos diez minutos.

– Cromosfera o «esfera de color»: Es una capa de plasma de unos 10.000 km por encima de la fotosfera, que aparece de color rojizo cuando se hace visible durante los eclipses. Está considerada la parte baja de la atmósfera solar, y su temperatura aumenta rápidamente con la altitud hasta alcanzar 1.000.000 °C. En esta región se producen fenómenos solares, como espículas (eyecciones de gas de hasta 9.000 km de altura), fáculas (puntos brillantes que suelen acompañar a las manchas solares, con mayor temperatura que éstas), flóculos (granos brillantes de unos 200 km de diámetro) y fulguraciones o llamaradas solares.

– Corona: Todo monarca tiene su corona y el astro rey no podía ser menos. Es la parte externa de su atmósfera y se adentra más de un millón de kilómetros en el espacio interplanetario. Hoy en día sabemos que es extremadamente tenue y extremadamente caliente, ya que su temperatura es de unos 2 millones °C. El llamado «viento solar» es una continuación de la corona, formada por un flujo continuo de plasma que alcanza la Tierra con velocidades de unos 400 km/s de velocidad y llega hasta los confines del Sistema Solar.

En la corona se producen los fenómenos solares más imponentes, como las protuberancias, que alcanzan a veces dimensiones comparables a las del mismo Sol.

MANCHAS SOLARES

En la actualidad, la mayoría de la gente cree que quien primero observó las manchas solares fue Galileo, del que también se piensa que inventó el telescopio. Ninguna de las dos cosas es cierta. Los testimonios más antiguos que se conservan sobre las manchas fueron registrados por el astrónomo chino Kan Te (siglo IV a. C).

Tras la invención del telescopio, hubo otros tres astrónomos que —junto a Galileo— observaron las manchas solares de manera más o menos simultánea:

– Thomas Harriot (1560-1621): Fue el primero en observar las manchas solares, el 8 de diciembre de 1610. Sin embargo, nunca llegó a publicar nada, a pesar de tener unos doscientos dibujos que no fueron conocidos hasta dos siglos después.

– Johannes Fabricius (1587-1616):² En febrero de 1611 descubrió varias manchas solares. Escribió el primer tratado sobre este fenómeno, publicado el 13 de junio de 1611 bajo el título De Maculis en Sole Observatis, et Apparente earum cum Sole Conversone Narratio («Narración de las manchas observadas en el Sol y su aparente rotación con el Sol»), aunque pasó prácticamente desapercibido.

– Christopher Scheiner (1573-1650), también conocido como Apelles: El 11 de noviembre de 1611, este astrónomo jesuita comunicó sus observaciones en tres cartas enviadas a Mark Welser, consejero de Augsburgo y protector de la ciencia. En enero 1612 recopiló las misivas en un libro titulado Tres epistolae de maculis solaribus, que firmó con pseudónimo debido al revuelo que estaba levantando este asunto (recordemos que iba en contra del pensamiento aristotélico predominante de un Universo perfecto y sin mácula). Scheiner consideraba que las manchas eran planetas u otros objetos situados entre Mercurio y el Sol, que al estar cerca de la estrella sólo resultaban visibles cuando pasaban por delante de ella.

– Galileo Galilei: El astrónomo italiano no fue el primero en contemplar las manchas solares, pero sí en fiarse de sus ojos y reclamar crédito para ellos. Después de leer las Cartas de Scheiner reclamó la primacía del descubrimiento. No era cierto, pero describió con exactitud su duración, su forma irregular y cambiante, y comprendió que formaban parte del Sol.

Scheiner y Galileo mantuvieron durante toda su vida una agria disputa por este asunto. A diferencia del italiano, el alemán siguió estudiándolas de forma sistemática y en 1630 publicó Rosa Ursina sive Sol ex admirando facullarum & Macularum Phoenomeno varius,³ el mayor tratado hasta entonces con una recopilación de quince años de observaciones. Por fin, aceptaba que las manchas eran fenómenos que ocurrían en la superficie del Sol.

Uno de los hallazgos más importantes fue obra del farmacéutico alemán Samuel Heinrich Schwabe (1789-1875) que observó sistemáticamente el Sol con la intención de descubrir un nuevo planeta dentro de la órbita de Mercurio, al que llamó Vulcano. Debido a su proximidad al Sol, pensó que podría detectarlo como una mancha oscura a su paso por delante de la estrella. Entre 1826 y 1843, Schwabe observó las manchas solares tratando de detectar a Vulcano entre ellas. Aunque no encontró el planeta se dio cuenta de que las manchas aparecían de forma cíclica, con un máximo cada diez años, y publicó sus descubrimientos en un pequeño artículo titulado «Solar Observations during 1843». Esta publicación apenas tuvo repercusión pero hubo, al menos, un personaje influyente que la leyó: el barón Alexander von Humboldt (1769-1859), quién citó a Schwabe en el tercer volumen de su Kosmos.

Interesado en los resultados de Schwabe, el astrónomo suizo Rudolf Wolf (1816-1893), director del observatorio de Berna, siguió registrando sistemáticamente las manchas sobre la superficie solar. En 1848 definió el número que lleva su nombre,⁴ cuya fórmula sigue siendo utilizada hoy en día para calcular el número y tipo de manchas solares.

En la actualidad, y después de muchos años de observaciones, los científicos han llegado a la conclusión de que las manchas siguen ciclos de once años, a lo largo de los cuales su número pasa de un mínimo a un máximo. Son ciclos asimétricos, ya que se tarda unos cinco años en alcanzar el punto de máxima actividad, y va disminuyendo a lo largo de los seis restantes.

Su naturaleza fue un misterio durante mucho tiempo. Hoy sabemos que se producen cuando el campo magnético del Sol emerge a través de la fotosfera e impide que parte de la energía ascendente llegue a la superficie. La temperatura de las manchas es hasta 2.000 °C más baja que el entorno, de ahí su color más oscuro. Presentan grandes variaciones de forma, tamaño y complejidad, y pueden aparecer como pequeños puntos negros aislados o en grandes agrupaciones de hasta 100.000 km de diámetro.

En los alrededores de las manchas se producen las erupciones o llamaradas solares, violentas explosiones asociadas a eyecciones de masa coronal, principalmente hidrógeno, expulsadas en todas direcciones a una velocidad cercana a 1,6 millones de km/h. Las más potentes liberan tanta energía como 10.000 millones de bombas atómicas como la de Hiroshima. Estos estallidos de radiación y perturbaciones geomagnéticas producen las hermosas auroras boreales, pero también pueden afectar a los sistemas eléctricos y los satélites y dejar regiones enteras sin luz, radio, GPS y otras tecnologías de las que cada vez somos más dependientes.

En los paseos espaciales (y en los futuros viajes a la Luna y a Marte) los astronautas deberán protegerse de esta radiación solar. En un futuro no muy lejano el conocimiento de las condiciones del medio ambiente espacial será casi tan esencial como las actuales predicciones meteorológicas en la Tierra.⁵

MISIONES AL SOL

Actualmente existen diferentes misiones espaciales que observan al Sol de manera continua en diferentes longitudes de onda. Entre las más importantes destacan Hinode, SOHO, STEREO y Wind.

La sonda Hinode («aurora en japonés») es una colaboración de las agencias espaciales japonesa, estadounidense y británica. Fue lanzada en septiembre de 2006 y lleva a bordo un telescopio óptico solar, un telescopio de rayos X y un espectrómetro ultravioleta extremo. La misión ha ayudado a entender las enormes diferencias de temperatura que existen entre la superficie relativamente fría del Sol y su candente atmósfera.

Pero uno de sus principales descubrimientos ha sido el mecanismo que origina el viento solar. Según los datos proporcionados por la sonda, las erupciones solares se desencadenan tras una colisión de campos magnéticos que provoca una inmensa descarga de energía, generando las ondas Alfven,⁶ fuertes olas magnéticas que atraviesan la corona solar transfiriendo energía a los gases cargados, que son lanzados al espacio a gran velocidad.

La misión STEREO de la NASA consiste en dos naves idénticas que orbitan alrededor del Sol (una por delante de la Tierra en su órbita, y la otra a la zaga). Fueron lanzadas el 26 de octubre de 2006. Durante estos años han dado una visión única y revolucionaria del sistema Sol-Tierra. Los dos observatorios, casi idénticos, han rastreado el flujo de energía y materia que nos llega desde la estrella, han revelado la estructura tridimensional del viento solar y han contribuido a comprender su origen. STEREO es un elemento clave en la flota de satélites de detección de clima espacial, proporcionando alertas precisas y tempranas de las eyecciones solares dirigidas hacia nuestro planeta.

SOHO fue lanzada al espacio en diciembre de 1995. Se trata de una colaboración entre las agencias espaciales europea y estadounidense. Transporta numerosos instrumentos que observan el Sol en luz visible y ultravioleta, espectrómetros que analizan la radiación procedente de la estrella y coronógrafos que crean eclipses solares artificiales para analizar las diferentes capas de la atmósfera solar y las eyecciones que se producen. El 4 de noviembre de 2003 captó una abrasadora erupción que, en cuestión de minutos, liberó una cantidad de energía equivalente a ¡un billón de bombas atómicas como la de Hiroshima! SOHO también ha descubierto más de 1.500 cometas.

El Observatorio de Dinámica Solar de la NASA (SDO), detectó en octubre de 2014 las mayores erupciones solares de los últimos veinticinco años. La más intensa tuvo lugar el día 19 a partir de una mancha solar gigante activa, y fue clasificada como una tormenta solar de clase X3.1, uno de los tipos más poderosos. Tres días más tarde se registró otra gigantesca llamarada, del tamaño de Júpiter. SDO fue lanzado en febrero de 2010 para una misión de cinco años.

La sonda Wind es una de las más veteranas. Lanzada en 1994, es tan antigua que emplea cintas magnéticas similares a las anticuadas cintas de 8 pistas para registrar y reproducir sus datos. Equipada con un grueso blindaje y sistemas doblemente redundantes para evitar cualquier fallo, la nave espacial fue hecha para durar. De hecho ha sobrevivido a casi dos ciclos solares completos, y todavía conserva combustible suficiente para seguir funcionando otros sesenta años. Gracias a los datos enviados por Wind, un equipo de la NASA ha analizado el viento solar. Se trata de un flujo caliente y de alta velocidad de gas magnetizado, que emana de la parte superior de la atmósfera del Sol. Está compuesto de iones de hidrógeno y helio, y una pizca de elementos más pesados. Los investigadores lo comparan con el vapor de una olla de agua hirviendo sobre una estufa; de hecho, el Sol se está literalmente evaporando. «Sin embargo —asegura Adam Szabo, del Centro Goddard para Vuelos Espaciales—, el viento solar hace algo que el vapor en su cocina nunca hace. Conforme el vapor sale de una olla y se eleva, se desacelera y se enfría. Pero cuando el viento solar se aleja del Sol, se acelera, y triplica su velocidad tras su paso a través de la corona. Además, algo dentro del viento solar continúa calentándolo a medida que fluye hacia el frío del espacio.»

Encontrar ese «algo» ha sido una meta de los investigadores durante décadas. En 2013, los científicos creyeron haberlo descubierto: la fuente de calentamiento del viento solar serían las ondas ciclotrón iónicas. Estas ondas, compuestas de protones, emanan del Sol. Al atravesar el viento solar, calentarían el gas a millones de grados y acelerarían el flujo a millones de kilómetros por hora. Los investigadores esperan que las próximas misiones al Sol les permitan confirmar su teoría.

La Agencia Espacial Europea está construyendo el Orbitador Solar, cuyo lanzamiento está previsto en 2017. La nave se situará a tan sólo 42 millones de km de la estrella, más cerca que cualquier otra sonda anterior, desafiando el medio ambiente hostil de esa zona del espacio. Estará expuesto a una luz solar trece veces más intensa que la que sentimos en la Tierra, tendrá que soportar temperaturas superiores a los 500 °C, y hacer frente a violentos chorros de partículas.

El objetivo es tratar de conocer mejor e, incluso, predecir el comportamiento indisciplinado de la estrella, de la que dependen nuestras vidas. El Orbitador Solar proporcionará imágenes en primer plano de las regiones polares del Sol, muy difíciles de ver desde la Tierra, y su órbita coincidirá en parte con la rotación del Sol alrededor de su eje durante varios días, por lo que será capaz de estudiar cómo se forman las tormentas solares a lo largo de un periodo prolongado desde el mismo punto de observación.

Por su parte, la NASA planea enviar una nave al mismísimo interior de la atmósfera del Sol. Programada para ser lanzada en 2018, la Sonda Solar Plus se acercará a unos 7 millones de kilómetros de la superficie del Sol donde tendrá que soportar temperaturas superiores a 1.400 °C y sobrevivir a ráfagas de radiación que ninguna otra nave ha experimentado. Su objetivo será medir in situ el plasma y el campo magnético del Sol.

38

EL MENSAJERO DE LOS DIOSES

Datos básicos
Mercurio
La Tierra

Diámetro en el ecuador
4.879 km
12.756 km

Diámetro comparado con el terrestre
0,38
1

Día: Periodo de rotación sobre el eje
58,5 días terrestres
1 día

Año: órbita alrededor del Sol
87,97 días terrestres
365,256 días

Masa
3,302×10²³ kg
5,9736×10²⁴ kg

Masa comparada con la terrestre
0,055
1

Temperatura media superficial
180 °C
15 °C

Gravedad superficial en el ecuador
2,78 m/s²
9,78 m/s²

Distancia media al Sol
57.894.376 km
(0,38 UA)
149.640.000 km
(1 UA)

N.º satélites
0
1

Mercurio es el planeta del Sistema Solar más próximo al Sol y el más pequeño, superado incluso en tamaño por Ganímedes (la principal luna de Júpiter) y Titán (la mayor de Saturno). Forma parte de los denominados planetas interiores o rocosos y carece de satélites.

A pesar de su relativa cercanía a la Tierra, es uno de los planetas menos conocidos. El motivo es su escaso tamaño y cercanía a la estrella, lo que hace que sólo sea visible al amanecer y en el ocaso, siempre en una posición baja en el horizonte, de ahí que también se le conozca como «el escurridizo» o «el huidizo». Las primeras menciones escritas del planeta son de los sumerios (c. 3.000 a. C). Los babilonios le dieron el nombre del mensajero de los dioses, que en su mitología se llamaba Nabu o Nebu.

Los griegos creyeron en un principio que se trataba de dos planetas distintos: Apolo, en sus apariciones matinales, y Hermes, al anochecer. Pitágoras (c. 569 a. C.-c. 475 a. C.) fue el primero en darse cuenta de que ambos cuerpos celestes eran el mismo. Finalmente, se quedó con el nombre de Hermes, por el dios de la magia, la medicina, el comercio, el robo, la oratoria y lo oculto. Con su casco y sandalias alados llevaba los mensajes entre los dioses y los mortales y conducía las almas al inframundo. La asociación entre el dios y el astro se debió, sin duda, a que el planeta da una vuelta completa alrededor del Sol en tan sólo 88 días, más deprisa que cualquier otro objeto del Sistema Solar. El equivalente a Hermes en el panteón romano era Mercurio, de ahí su nombre.

En comparación con las órbitas de la mayoría de los planetas la de Mercurio es muy elíptica e inclinada. Cuando está más cerca del Sol su fuerza gravitatoria es tan intensa que el pequeño planeta se sincroniza y se queda mirándolo por el mismo lado durante unos sesenta días. Un astronauta situado en su superficie vería el Sol durante todo ese tiempo con un tamaño dos veces y medio más grande que si estuviera en la Tierra. El cielo, sin embargo, lo vería siempre negro, porque su atmósfera, prácticamente inexistente, es incapaz de dispersar la luz. La presión en esta débil capa gaseosa es de 10-15 bares, es decir, unos mil billones de veces más tenue que la terrestre. Está compuesta de oxígeno, hidrógeno, helio, sodio, potasio y otros gases en menor proporción, incluso vapor de agua. La atmósfera inicial desapareció poco después de su formación, ya que el planeta no tiene masa suficiente para que su gravedad pueda retenerla. La cubierta de gases que presenta en la actualidad se debe a su débil campo magnético (apenas un 1 por ciento del terrestre) que es capaz de atrapar durante un tiempo parte del viento solar. Se cree que el vapor de agua procede del impacto ocasional de algún cometa. Finalmente, los elementos radiactivos de la corteza, al desintegrarse, liberan helio, sodio y potasio, y la baja presión y elevada temperatura hace que estos dos metales puedan existir como gases.

Debido a la casi total ausencia de atmósfera, carece de barrera protectora frente a la inmensa radiación solar que recibe (diez veces más que la Tierra) y las variaciones de temperatura en la superficie son las más extremas del Sistema Solar: 425 °C durante el día y –150 °C por la noche.

Mercurio ha sido visitado en dos ocasiones por sendas sondas espaciales. La Mariner 10 cartografió el 45 por ciento de su superficie en tres pasadas realizadas entre el 29 de marzo de 1974 y el 16 de marzo de 1975. Las imágenes, en blanco y negro, mostraron un paisaje densamente poblado de cráteres, de todos los tamaños y texturas, desde el mínimo detectable de 1 km de diámetro hasta la inmensa Cuenca Caloris, uno de los mayores del Sistema Solar con sus 1.550 km de diámetro.

La Unión Astronómica Internacional quería poner a los cráteres nombres de aves, pero Carl Sagan la persuadió para que honraran a grandes artistas de todos los tiempos. Excluyendo el enorme Caloris,¹ los dieciséis mayores cráteres de Mercurio llevan los nombres de Beethoven, Tolstoi, Rafael, Goethe, Homero, Vyasa, Rodin, Monet, Haydn, Mozart, Bach, Välmiki, Renoir, Wren, Vivaldi y Matisse.

La segunda (y última) sonda que ha visitado Mercurio, la Messenger, fue lanzada al espacio en 2004. A diferencia de la Mariner, no se limitó a realizar pasadas al planeta, sino que en 2011 se puso en órbita a su alrededor. En abril de 2014 completó sus primeras 3.000 vueltas, descendiendo a una altitud de tan solo 199 km, lo que ha permitido obtener imágenes de gran resolución del ciento por ciento de la superficie del planeta. «Con cada órbita, nuestras imágenes, nuestras mediciones de composición de superficie y nuestras observaciones de los campos magnéticos y de gravedad del planeta serán más altos en resolución que nunca. Seremos capaces de caracterizar el medio ambiente de partículas cerca de la superficie de Mercurio por primera vez. El planeta ha mantenido tercamente sus secretos, pero muchos, por fin, se han revelado», afirmó el investigador principal de la misión, Sean Solomon, de la universidad de Columbia.

Gracias a los datos de Messenger, los investigadores han confirmado la existencia de agua helada en el interior de algunos cráteres en los polos, que están en sombra permanente. En las imágenes, Mercurio se ve como un globo colorido que presenta una gran variedad de tonalidades que se corresponden con diferentes tipos de terreno.

Las regiones del planeta que reflejan luz anaranjada son principalmente llanuras volcánicas de lava, mientras que las zonas azules profundas están compuestas fundamentalmente por minerales opacos, como sulfuro de hierro o sulfuro de calcio.

Otra peculiaridad es su enorme núcleo de hierro que equivale al 83 por ciento del radio del planeta. Además, este núcleo está rodeado por una capa de sulfuro de hierro. La corteza del planeta sólo tiene 200 km de espesor. De ahí, y pese a su pequeño tamaño, su elevada densidad, 5,43 gr/cm³.

La Agencia Espacial Europea, en colaboración con la japonesa JAXA, prepara la misión BepiColombo² con destino a Mercurio, cuyo lanzamiento está previsto para 2016.

La sonda estará compuesta por dos orbitadores individuales: Mercury Planetary Orbiter (MPO) para cartografiar el planeta, y Mercury Magnetospheric Orbiter (MMO) para investigar su magnetosfera.

Cuando alcance el planeta, en 2023, BepiColombo hará un mapa completo en diferentes longitudes de onda, analizará su mineralogía y composición elemental, determinará si el núcleo de hierro está fundido o no, e investigará el alcance y origen del campo magnético.

TRÁNSITOS

Sólo existen dos planetas capaces de interponerse entre el Sol y nosotros provocando un tránsito o minieclipse: Mercurio y Venus, aunque Mercurio, al encontrarse más cerca de la estrella lo hace con bastante más frecuencia. Si su órbita no estuviera inclinada con respecto a la de la Tierra, transitaría por delante del Sol una vez cada 116 días. Pero la inclinación de 7º provoca que la mayor parte de las veces pase por encima o por debajo del disco solar, sin que se produzca el tránsito. Todo esto hace que tan sólo haya 13 tránsitos por siglo, separados por intervalos que van desde los 3,5 a los 13 años.

No se tienen referencias de pasos anteriores al invento del telescopio. El primero fue observado por el francés Pierre Gassendi (1592-1655) el 7 de noviembre de 1631, fecha que había predicho con precisión Johannes Kepler. El último tránsito se produjo el 8 de noviembre de 2006, y habrá que esperar al 9 de mayo de 2016 para el siguiente.

39

LA DIOSA DEL AMOR

Datos básicos
Venus
La Tierra

Diámetro en el ecuador
12.103 km
12.756 km

Diámetro comparado con el terrestre
0,95
1

Día: Periodo de rotación sobre el eje
243 días terrestres
1 día

Año: órbita alrededor del Sol
224,7 días terrestres
365,256 días

Masa
4,869×10²⁴ kg
5,9736×10²⁴ kg

Masa comparada con la terrestre
0,815
1

Temperatura media superficial
463,85 °C
15 °C

Gravedad superficial en el ecuador
8,87 m/s²
9,78 m/s²

Distancia media al Sol
108.125.000 km
(0,72 UA)
149.640.000 km
(1 UA)

N.º satélites
0
1

Desde la antigüedad su luminosa belleza ha llamado poderosamente la atención. De ahí que los griegos lo identificaran con la diosa del amor, Afrodita (Venus para los romanos). De hecho es el único planeta junto con la Tierra que se ha relacionado con deidades femeninas.

Otra característica que impresionó a las primeras civilizaciones fue su ciclo de apariciones en el firmamento. Durante varios meses seguidos es la primera «estrella» visible (el lucero vespertino). Al final se acerca tanto al Sol que desaparece de la vista. Después de un breve intermedio reaparece por el este, donde es visible al amanecer durante unos nueve meses (el lucero del alba). Luego desaparece de nuevo detrás del Sol para reaparecer siete semanas después en forma de lucero vespertino. Este ciclo de 584 días fue la base del calendario maya, un sistema tan exacto que en quinientos años apenas se desvió dos horas.

Venus es un planeta de tipo rocoso, el segundo en distancia al Sol y el más parecido a la Tierra en tamaño, masa, volumen, densidad y composición. Por todas esas semejanzas, en el siglo XIX se llegó a imaginar a Venus con océanos, poblado por seres inteligentes (venusianos) que vivían rodeados de hermosos jardines. Sin embargo, la realidad no es tan idílica, aunque tuvimos que esperar a las primeras misiones espaciales para saberlo.

A diferencia de otros planetas, su órbita traza una circunferencia casi perfecta. Y es el más lento del Sistema Solar. Aunque necesita 225 días terrestres para completar su viaje alrededor del Sol, tarda 243 días en dar una sola vuelta sobre su propio eje. ¡En Venus, los días duran más que los años! Además, rota en sentido contrario, de forma que el Sol sale por el oeste y se pone por el este.

No son las únicas diferencias con la Tierra. La atmósfera de Venus es muy espesa y está compuesta mayoritariamente por dióxido de carbono (96 por ciento), nitrógeno (3 por ciento) y una muy pequeña cantidad de vapor de agua y otros elementos. El cielo está cubierto por una densa capa de nubes de ácido sulfúrico que proporcionan el color amarillento que caracteriza al planeta. Estas nubes atravesadas por rayos con una frecuencia de hasta 25 veces por segundo, circulan a gran velocidad arrastradas por vientos de más de 400 km/h. La densa capa nubosa refleja gran cantidad de luz solar, lo que hace que Venus sea tan brillante. Pero para un observador en la superficie, las nubes oscurecerían por completo el cielo, impidiendo ver el Sol y las estrellas.

La elevada presencia de gases de efecto invernadero hace que la atmósfera venusiana sea la más caliente, pues atrapa el calor del Sol convirtiendo al planeta en un auténtico infierno con temperaturas superiores a 460 °C, suficiente para derretir el plomo. La pesada atmósfera de CO2 es bastante impermeable a la luz infrarroja y actúa como una gruesa manta que impide la salida del calor. En consecuencia, la temperatura en los polos es la misma que en el ecuador y la cara nocturna no es más fresca que la diurna.

SONDAS A VENUS

La densidad de los gases hace que la presión atmosférica en la superficie sea como la de una olla, noventa veces mayor que en la Tierra. Muchas sondas enviadas a Venus por los soviéticos, en las décadas de 1960 y 1970, resultaron aplastadas y destruidas antes de tocar tierra. Por fortuna, algunas naves de las clases Venera y Vega lograron alcanzar la órbita y, en algunos casos, posarse sobre la árida superficie del planeta y enviar imágenes a la Tierra.

Por su parte, las misiones Pioneer y Magallanes de la NASA enviaron detalladas imágenes de radar que permitieron levantar mapas de la mayor parte de la superficie. Gracias a aquellas misiones supimos que el 70 por ciento es una planicie de lava. El resto se reparte fundamentalmente entre dos mesetas elevadas: una ecuatorial llamada «Tierra de Afrodita» y otra septentrional conocida como «Tierra de Ishtar». Los científicos identificaron largos canales resultado de antiguas erupciones volcánicas, y extrañas formaciones ovaladas, llamadas «coladas», sin parangón en el resto de los planetas. Es posible que fueran formadas por gotas ascendentes de roca fundida que, al llegar a la superficie, se enfriaran y desplomaran, dejando un halo distorsionado en torno a una depresión central. Destaca el escaso número de cráteres, lo que sugiere una superficie relativamente joven. Posiblemente fue restaurada por una intensa actividad volcánica hace más de 600 millones de años. Además, la densa atmósfera venusiana filtra los pequeños meteoritos y la mayoría de los cráteres de impacto superan los 5 km de diámetro.

La última sonda que ha visitado el planeta ha sido la europea Venus Express. Fue lanzada el 9 de noviembre 2005, y llegó a su destino el 11 de abril de 2006. Durante ocho años, ha proporcionado numerosos datos de la ionosfera, la atmósfera y la superficie de Venus, y ha dado pistas para comprender por qué se ha desarrollado de forma tan distinta a la Tierra, a pesar de sus similitudes.

A partir del estudio de la composición química de las rocas, se piensa que podría haber tenido alguna vez un sistema de placas tectónicas como el terrestre e, incluso, un océano. También ha confirmado que la superficie fue alterada de forma drástica en el pasado por un gran número de volcanes. Y el planeta todavía puede ser geológicamente activo. Un estudio encontró numerosos flujos de lava que habrían sido creados no hace más de 2,5 millones de años, muy poco tiempo según las escalas geológicas. De hecho, las mediciones de dióxido de azufre en la atmósfera superior han mostrado grandes variaciones en el transcurso de la misión. Aunque algunas particularidades en la circulación atmosférica pueden producir un resultado similar, la actual actividad volcánica del planeta es la explicación más convincente hasta la fecha.

La nave también ha registrado ráfagas de relámpagos, identificados por su firma electromagnética, generados en las nubes de ácido sulfúrico.

En julio de 2014, y con el combustible en las últimas, Venus Express protagonizó un audaz experimento al caer de forma controlada a unos 130 km de altitud. Por un lado, se obtuvo nueva información del campo magnético, del viento solar, y de otras características como temperatura, presión y composición de los gases en unas regiones inaccesibles hasta ahora de la atmósfera venusiana. Y por otro, se comprobó la robustez de la nave y de las operaciones críticas de navegación en un ambiente tan hostil. Superada la prueba con éxito, la sonda se elevó de nuevo para continuar durante unos meses más la misión, hasta que se agote definitivamente el combustible.

Casi todos los accidentes geográficos de Venus tienen nombre femenino, como las ya citadas diosas Ishtar y Afrodita. Más de un millar de cráteres han recibido nombres de mujeres que han destacado a lo largo de la historia en todos los ámbitos: María Agnesi (matemática italiana); Safo (poetisa griega); Carmen Amaya (bailarina española); Cleopatra (reina de Egipto); Maria Sibylla Merian (naturalista e ilustradora alemana); Virginia Woolf (escritora británica); Amelia Earhart (aviadora estadounidense), etc.

La excepción la encontramos en el Monte Maxwell¹ que con casi 11.000 m (2,2 km más alto que el Everest) es la mayor elevación del planeta.

TRÁNSITO DE VENUS

Aproximadamente cada cien años se repite el paso de Venus por delante del disco solar. Este fenómeno se denomina «tránsito» y se produce a pares con ocho años de diferencia. Los últimos tuvieron lugar el 8 de junio de 2004 y el 6 de junio de 2012. En 2004 Venus cruzó por la parte meridional de la estrella y ocho años después lo hizo por la septentrional. Tendremos que esperar al siglo XXII para contemplar el siguiente par de tránsitos previstos para el 10 de diciembre de 2117 y el 8 de diciembre de 2125.

El estudio del tránsito de Venus permitió en el siglo XVIII calcular el tamaño del Sistema Solar. En aquella época los astrónomos sabían de la existencia de seis planetas en torno al Sol (Urano y Neptuno aún no habían sido descubiertos), y también conocían las distancias relativas entre ellos. Júpiter, por ejemplo, está 5 veces más lejos del Sol que la Tierra. Pero ¿de cuántos kilómetros estamos hablando? ¿Cuál era la distancia media de la Tierra al Sol? Venus era la clave. Edmund Halley planteó que si se anotasen las horas de inicio y fin del tránsito de Venus desde dos lugares separados por una gran distancia sobre la superficie terrestre, los astrónomos podrían calcular la distancia al planeta usando la técnica de la paralaje. La escala del resto del Sistema Solar sería el paso siguiente.

Para los tránsitos de 1761 y 1769 británicos y franceses enviaron expediciones por todo el planeta, entre ellas el famoso viaje de exploración del capitán James Cook. En 1769, Tahití era tan ajeno a los europeos como la Luna o Marte puedan parecernos a nosotros ahora.

Utilizando los datos obtenidos por las expediciones, el astrónomo francés Jerôme de Lalande (1732-1807) obtuvo en 1771 un valor de 153 millones de km para la Unidad Astronómica (distancia de la Tierra al Sol), unos tres millones de kilómetros superior a la real, pero el cálculo más preciso hasta entonces.

Gracias a aquellas expediciones se pudo estimar el tamaño del Sistema Solar, pero sobre todo, descubrir la atmósfera de Venus. Observando el tránsito de 1761, el ruso Mijaíl Vasílievich Lomonósov (1711-1765) descubrió el halo alrededor del punto negro del planeta a medida que se deslizaba sobre el disco solar.

En la actualidad estos fenómenos astronómicos son estudiados por potentes telescopios en tierra y observatorios espaciales en órbita. De hecho, en 2012 la sonda Venus Express pudo observarlo desde un lugar privilegiado. Los tránsitos continúan siendo una herramienta muy útil para probar nuevas técnicas desarrolladas para detectar y caracterizar planetas fuera del Sistema Solar.

40

LA CANICA AZUL

«En el principio existió el Caos. Después Gea, la de amplio pecho, sede siempre segura de todos los inmortales que habitan la nevada cumbre del Olimpo...» Este fragmento forma parte de la Teogonía, escrita por el poeta griego Hesíodo hacia el 700 a.C. Es una de las versiones más antiguas del origen del cosmos y del linaje de los dioses de la mitología helénica, y en ella aparece Gea, una diosa primordial que representaba a la Tierra Madre. Como en otras culturas, Gea estaba relacionada con el aspecto femenino del cosmos y consiguientemente con la fecundidad de la Tierra. Hija del Caos, fue madre y esposa a un tiempo de Urano, el dios del cielo. Su equivalente en el panteón romano fue Terra o Tellus Mater.

La versión inglesa del nombre mitológico Gea fue recuperada en 1979 por el científico británico James Lovelock (nacido en 1919) para su hipótesis Gaia, que considera la Tierra como una especie de superorganismo en el que, a través de procesos fisicoquímicos, toda la materia viva interactúa para mantener unas condiciones de vida ideales.

Posiblemente, Gaia tuvo su principal apoyo en las hermosas imágenes de nuestro planeta ofrecidas por el programa espacial estadounidense a principios de la década de los setenta. La «canica azul» es una icónica fotografía de la Tierra tomada el 7 de diciembre de 1972 por la tripulación de la nave Apolo 17. A 45.000 km de distancia, su apariencia es la de una pequeña bola de cristal, un mundo azul entre remolinos de nubes, suspendido en el espacio. Ése es nuestro planeta, un pedazo de roca sobre el que viajamos alrededor del Sol, a velocidades de infarto: casi 30 km/s, unos 108.000 km/h.

La Tierra es el tercer planeta del Sistema Solar. Su órbita es similar a una elipse achatada, lo que hace que la distancia a nuestra estrella varíe entre 147 millones de kilómetros cuando estamos en el punto más próximo (principios de enero) y 152 millones de kilómetros en el extremo más alejado (seis meses después). Entonces, ¿por qué hace más calor en verano que en invierno si estamos más lejos del Sol? La respuesta se encuentra en el hecho de que el eje de rotación terrestre está inclinado 23º27”, lo que hace que la Tierra quede expuesta de manera diferente al Sol en los diversos periodos del año. En los hemisferios norte y sur, verano e invierno se manifiestan en épocas opuestas. Cuando uno de los dos hemisferios queda frente a la estrella, es verano: el Sol está más alto en el cielo y permanece por encima del horizonte durante más tiempo, lo que implica días más largos y calurosos y noches más cortas. Justo lo contrario ocurre en el otro hemisferio.

En comparación con el resto de los vecinos del Sistema Solar, la Tierra presenta una increíble actividad. Su superficie se encuentra en permanente reciclaje y alberga una extraordinaria variedad de formas de vida. Las propiedades que la caracterizan ya estaban presentes en el momento de su nacimiento. Se formó caliente y se calentó todavía más por la desintegración de los elementos radiactivos que había en su interior. El calor fundió los materiales más pesados, como níquel y hierro, que se hundieron hacia el interior, mientras que los más ligeros, como el silicio, quedaron en la superficie.

Aunque el centro de la Tierra se encuentra relativamente próximo, a 6.400 km bajo nuestros pies, sigue estando fuera de nuestro alcance. Para estudiarlo, los científicos analizan las ondas sísmicas producidas por los terremotos y, de esta forma, consiguen una imagen de su estructura.

El núcleo se extiende desde los 6.400 hasta los 2.900 km de profundidad. Está formado fundamentalmente por hierro unido a una pequeña cantidad de níquel (5 por ciento), formando una aleación junto a otros elementos como azufre, silicio y oxígeno. La parte más interna del núcleo se encuentra a unos 5.000 °C, y una presión casi 4 millones de veces superior a la de la superficie. En el núcleo externo la presión es inferior, la temperatura es de unos 4.500 °C y la mezcla líquida de ferroníquel circula en corrientes turbulentas que dan lugar al campo magnético terrestre.

Por encima del núcleo se encuentra el manto, una capa que se extiende desde los 2.900 hasta los 7-70 km de profundidad. Está compuesto fundamentalmente por silicatos de magnesio y hierro. En la zona superior se producen corrientes de convección, semejantes al agua que hierve en un caldero, desplazándose desde las regiones más internas y calientes a las más externas y frías Estas corrientes convectivas son el motor de la actividad tectónica que observamos en la superficie.

La capa más externa es la corteza terrestre, con un grosor que varía entre los 7 y los 70 km.¹ Está formada por más de una docena de placas que flotan a su aire sobre el material viscoso y caliente de la astenosfera (parte superior del manto).

En 1912, el meteorólogo y geofísico alemán Alfred Lothar Wegener (1880-1930) expuso su hipótesis de la deriva continental,² una idea que no fue plenamente aceptada hasta la década de 1960 con el desarrollo de la tectónica de placas. Para entonces, los geólogos ya habían comprobado que había un proceso de formación constante de corteza en las dorsales oceánicas (cordilleras submarinas) y su destrucción en los límites continentales. En la cordillera del Himalaya, por ejemplo, la placa india choca con la asiática, y una se mete debajo de la otra. El valle del Rift, en el este de África, marca el lugar donde el continente se está abriendo y donde al final acabará formándose otro océano. Debido a estos movimientos y a la presión sobre los materiales internos, se producen fenómenos geológicos como plegamientos del terreno, fallas, grietas, volcanes y terremotos. Vivimos sobre una superficie que, lejos de permanecer estable, va cambiando a lo largo del tiempo.

Aunque la Tierra se formó hace 4.500 millones de años, las rocas más antiguas conocidas tienen unos 3.900 millones de años y son raras excepciones, ya que la mayor parte de la superficie terrestre no tiene más de cien millones de años. Por este motivo, está plagada de cráteres, como la Luna o Marte. Aunque sufrió la misma cantidad de impactos, las huellas que dejaron han desaparecido por la erosión o como consecuencia de la actividad geológica.

El planeta está rodeado de una atmósfera compuesta fundamentalmente de nitrógeno (78 por ciento) y oxígeno (21 por ciento). También están presentes otros gases como dióxido de carbono, vapor de agua, ozono, argón, etc. Aunque su presencia es mínima, varios de estos componentes desempeñan un papel fundamental para la vida en la Tierra. Un ejemplo es el ozono, que nos protege de las nocivas radiaciones ultravioleta. La atmósfera también regula la temperatura del planeta, suavizando las variaciones térmicas entre el día y la noche. Además constituye un escudo eficaz contra los meteoritos, siempre y cuando no superen un determinado tamaño.

OBJETIVO LA TIERRA

Cuando las primeras misiones de la NASA fotografiaron por primera vez la Tierra desde el espacio, se diseñaron planes para estudiar nuestro planeta desde vehículos en órbita. Desde entonces, numerosos observatorios han registrado desde la química atmosférica a la topografía oceánica.

A finales de la década de 1950 se lanzaron los primeros satélites meteorológicos, aunque la auténtica revolución llegó con el lanzamiento del Landsat 1, en 1972, el primer satélite de observación terrestre. Durante 36 años, cinco satélites más recopilaron abundante información sobre la geología, hidrología, silvicultura, geografía, cartografía y agricultura. Con estos datos se creó un archivo histórico de la influencia del hombre en la Tierra y de los fenómenos naturales que afectan a la humanidad.

En 1997 fue lanzado el satélite principal de la NASA Misión al Planeta Tierra, con el objetivo de observar, entender y modelizar el sistema terrestre para descubrir cómo está cambiando, con las consiguientes consecuencias para la vida. Actualmente se encarga de coordinar a 19 satélites en órbita.

2014 fue el «Año de la Tierra» para la NASA. La Agencia Espacial estadounidense lanzó cinco misiones para investigar el cambio climático, el aumento del nivel del mar, la reducción de agua potable disponible y los fenómenos meteorológicos extremos como los huracanes o las sequías, con el objetivo de ayudar a los científicos y a los políticos a «encontrar respuestas».

EARTH EXPLORER

Por su parte, la Agencia Espacial Europea (ESA) puso en marcha en marzo de 2009 una nueva fase en la historia de la observación terrestre con el lanzamiento del Explorador del Campo Gravitatorio y de la Circulación Oceánica (GOCE), el primero de una nueva gama de satélites del programa Exploración de la Tierra, diseñados para estudiar nuestro planeta y su entorno.

Durante cuatro años GOCE midió el campo gravitatorio de la Tierra con una precisión sin precedentes. Vista desde lejos, la Tierra parece una esfera, pero cuando la observamos con la precisión de GOCE se asemeja a una patata.

En 2009 fue lanzado también el satélite SMOS (Soil Moisture and Ocean Salinity) para el estudio de la humedad del suelo y la salinidad de los océanos. La misión —prevista hasta 2017— ha proporcionado datos globales precisos para el estudio del ciclo del agua.

CryoSat estudia la evolución del hielo de nuestro planeta desde su lanzamiento, en 2010. Los datos que proporciona ayudan a comprender mejor la relación que existe entre el hielo, la regulación del clima y los cambios del nivel del mar. Gracias a ellos se pudo comprobar en agosto de 2014 que las enormes capas de hielo que cubren Groenlandia y la Antártida, se están reduciendo a un ritmo sin precedentes de 500 kilómetros cúbicos al año.

En noviembre de 2014 se lanzó la misión Swarm, la cuarta del programa Earth Explore de la Agencia Espacial Europea. Son tres satélites que ayudarán a entender el proceso de debilitamiento del campo magnético que hace posible la existencia de vida en la Tierra.

Las próximas misiones del programa serán ADM-Aeolus en 2015 y EarthCARE en 2016. La primera realizará mediciones del viento a escala global, que permitirán mejorar las predicciones meteorológicas y avanzar en la comprensión de las dinámicas atmosféricas y los procesos climáticos. La segunda estudiará las nubes y sus interacciones con la radiación y los aerosoles. Como en los casos anteriores, la información proporcionada por este satélite permitirá afinar los modelos climáticos.

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LA RADIANTE SELENE

Datos básicos | La Luna | La Tierra
Diámetro | 3.476 km | 12.756 km
Distancia media a la Tierra | 384.400 km |
Día: Periodo de rotación sobre el eje | 27,32 días | 1 día
Órbita alrededor de la Tierra | 27,32 días |
Masa | 7,349×10²² kg | 5,9736×10²⁴ kg
Temperatura media superficial | — | 15 °C
Temperatura media día | 107 °C | —
Temperatura media noche | –153 °C | —
Gravedad superficial en el ecuador | 1,62 m/s² | 9,78 m/s²

Entre los antiguos griegos, Selene fue la personificación de la Luna. Era hija de los titanes Hiperión y Tea, y hermana de Helios (el Sol) y Eos (la aurora). Se la representaba como una mujer joven y hermosa que, de noche, recorría el cielo en un carro de plata tirado por dos caballos. En la mitología romana el equivalente fue la diosa Luna.

Nuestro satélite es excepcionalmente grande en comparación con la Tierra: su diámetro es la cuarta parte del terrestre y su masa ochenta veces menor. Gira alrededor de su eje y de nuestro planeta en el mismo periodo (27 días, 7 horas y 43 minutos), lo que hace que veamos siempre la misma cara.

Aunque parece brillante a simple vista, sólo refleja alrededor del 7 por ciento de la luz que recibe del Sol.¹ La Luna es el único cuerpo celeste que ha sido visitado por el hombre, gracias a las misiones Apolo de la NASA. En total, doce astronautas integran el selecto club de quienes han caminado por su superficie. El primero fue el comandante del Apolo 11 Neil Armstrong, el 20 de julio de 1969, quien pronunció aquellas históricas palabras al descender por la escalerilla del módulo lunar: «Éste es un pequeño paso para un hombre pero un gran salto para la humanidad». El último fue Gene Cernan, comandante del Apolo 17, el 14 de diciembre de 1972, quien se despidió del satélite con estas palabras dirigidas a la Tierra: «... como doy el último paso del hombre en esta superficie, de vuelta a casa por algún tiempo —aunque no hasta un futuro muy lejano—, simplemente me gustaría decir algo para la historia. Este desafío estadounidense de hoy ha forjado el destino del hombre del mañana. Y, al salir de la Luna en Taurus-Littrow,² nos vamos como vinimos y, si Dios quiere, como volveremos, con paz y esperanza para toda la humanidad. Que Dios acompañe a la tripulación del Apolo 17».

En aquella misión no sólo se investigó nuestro satélite, sino que además se tomó —como hemos visto en páginas anteriores— una de las fotografías más icónicas de la Tierra, conocida como «la canica azul». Con aquel vuelo finalizó el proyecto Apolo. Los estadounidenses lograron su objetivo de situar un hombre en la Luna antes que los soviéticos; se abrió la posibilidad de establecer bases lunares permanentes y se instalaron complejos instrumentos de investigación, algunos de los cuales aún siguen en servicio.

IMPACTO COLOSAL

Hay varias teorías sobre la formación de la Luna. La más convincente y la que concuerda mejor con todas las evidencias de que se disponen hasta el momento es la colisión de un hipotético cuerpo del tamaño de Marte³ con la joven Tierra, hace unos 4.500 millones de años. Como resultado del tremendo impacto fueron arrojadas al espacio grandes cantidades de escombros que, al aglomerarse y fusionarse, formaron nuestro satélite. Esta teoría concuerda con las características de la rotación del sistema Tierra-Luna y la gran similitud entre las composiciones de ambos cuerpos.

Para datar la fecha del cataclismo se han empleado métodos basados en los ritmos de desintegración de elementos radiactivos, como el uranio, presentes en las rocas traídas a la Tierra por los astronautas del programa Apolo. Los cientícos también cuentan con la ayuda de potentes sistemas informáticos que han recreado las primeras etapas del Sistema Solar. Según un estudio internacional liderado por Seth Jacobson del observatorio de la Costa Azul (Niza, Francia), y publicado en abril de 2014 en la revista Nature, la Luna se formó 95 millones de años después que la Tierra.

PICADA DE VIRUELAS

Durante los 700 millones de años posteriores a su formación, sufrió un bombardeo masivo de asteroides y meteoritos. Las rocas de mayor tamaño crearon impresionantes cráteres de impacto como Bailly (303 km de diámetro), Deslandres (250 km) y Clavius (225 km). Los meteoritos pequeños dieron lugar a depresiones como Galilei,⁴ un diminuto cráter de 15,5 km de diámetro.

Los primeros astrónomos creían que las regiones oscuras de la superficie lunar eran océanos, por lo que les dieron el nombre latino de «mare» («maria en plural»), que todavía seguimos utilizando. Su suelo se creó a lo largo de miles de años por la colisión de meteoritos que perforaron la corteza del satélite, produciendo enormes cuencas de impacto, las cuales fueron luego rellenadas por magma procedente del manto lunar. Los mares recubren el 16 por ciento de la superficie y se encuentran, sobre todo, en la cara visible.⁵ La nomenclatura tradicional también incluye algún océano (oceanus), lago (lacus), marisma (palus) y bahía (sinus), los tres últimos son más pequeños que los maria, pero con las mismas características geológicas.

En 2009, el Satélite de Observación y Detección de Cráteres Lunares (LCROSS) fue precipitado contra el cráter Cabeus. El impacto levantó una estela de material que había permanecido oculta a la luz solar durante miles de millones de años. Mientras la estela se elevaba casi 16 kilómetros por encima del borde del cráter, los instrumentos a bordo de otra sonda, llamada Orbitador de Reconocimiento Lunar (LRO) descubrieron la presencia de agua en forma de cristales de hielo al analizar los escombros y las nubes de vapor. «El hecho de ver granos de hielo de agua casi puros en la estela quiere decir que, de alguna manera, el hielo de agua fue depositado en la Luna en el pasado, o que procesos químicos han provocado acumulaciones de hielo en grandes cantidades», dijo Anthony Colaprete, científico del proyecto LCROSS e investigador principal en el Centro de Investigaciones Ames, de la NASA.

Además de agua, la estela contenía otros elementos «volátiles» (metano, amoníaco, hidrógeno, dióxido de carbono y monóxido de carbono), que se congelan con el frío de los cráteres lunares, pero que se evaporan con facilidad una vez que son calentados por la luz del Sol.

En 2012, LRO descubrió que hasta un 22 por ciento de la superficie del cráter Shackleton, en el polo sur de la Luna, está compuesto de hielo.

LRO también identificó el punto más alto de nuestro satélite: 10.786 m sobre el radio medio lunar.⁶ Se encuentra en la cara oculta, cerca del cráter Engel’gardt.

OBJETIVO LA LUNA

LRO y LCROSS son algunas de las numerosas sondas que orbitan o han orbitado la Luna, enviadas en los últimos años por Estados Unidos, Europa, Japón, la India y China. Este país se ha convertido en el tercero (después de EE. UU. y la URSS) en alunizar una nave. El 14 de diciembre de 2013, la sonda Chang”e-3 (nombre en honor a la diosa china de la Luna), se posó suavemente en la Bahía de los Arcoíris. En su interior viajaba el vehículo robótico Yutu («conejo de jade»), que durante varios meses deambuló por la superficie lunar analizando su geología e intentando localizar recursos naturales. Ha sido el último todoterreno no tripulado enviado a la Luna desde 1973 tras el Lunojod 2 soviético.

El 23 de octubre de 2014, China lanzó la sonda automática Chang”e 5T1 en un viaje de ida y vuelta alrededor de la Luna de ocho días de duración, con el objetivo de preparar una futura misión encargada de recoger muestras lunares, planeada por Pekín para el año 2017. Durante el viaje la sonda captó impresionantes imágenes de la cara oculta de nuestro satélite.

El programa espacial chino pretende enviar en un futuro no lejano naves tripuladas por taikonautas⁷ y construir su propia estación espacial.

Estados Unidos canceló en 2010 el programa Constellation de la NASA, cuyo objetivo era el desarrollo de una nueva generación de naves espaciales, entre ellas un módulo de acceso a la superficie lunar. En junio de 2014, un panel del Consejo Nacional de Investigación intentó convencer —por ahora sin éxito— a la administración Obama de que el camino más viable y sostenible para la exploración humana del espacio pasa por el regreso a nuestro satélite. «La Luna, y, en particular, su superficie, tiene ventajas significativas sobre otros objetivos como un paso intermedio en el camino hacia la meta horizonte de Marte», escribió en su informe el Comité del Consejo de Vuelos Tripulados. Según este documento, la NASA considera un viaje a la Luna como un proyecto del ámbito de programas espaciales de otras naciones, y no de interés para el programa de vuelos tripulados estadounidenses.

Europa, por su parte, tampoco tiene interés en visitar nuestro satélite. Entre los planes de la Agencia Espacial Europea, a corto y medio plazo, no figura ninguna misión a la Luna.

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EL DIOS DE LA GUERRA

Datos básicos
Marte
La Tierra

Diámetro
6.794 km
12.756 km

Diámetro comparado con el terrestre
0,53
1

Día: Periodo de rotación sobre el eje
24,4 h
1 día

Año: órbita alrededor del Sol
687 días terrestres
365,256 días

Masa
6,4185×10²³ kg
5,9736×10²⁴ kg

Masa comparada con la terrestre
0,1
1

Temperatura media superficial
-63 °C
15 °C

Gravedad superficial en el ecuador
3,711 m/s²
9,78 m/s²

Distancia media al Sol
227.936.640 km
(1,52 UA)
149.640.000 km
(1 UA)

N.º satélites
2
1

Marte ha fascinado a la humanidad desde tiempos inmemoriales. Su color rojo, su rápido y anárquico desplazamiento sobre el fondo estrellado y su luminosidad variable, se asociaron con sangre, guerras y calamidades. Para muchos pueblos antiguos que temían que los cambios en el cielo fueran presagios de desastres en la Tierra, la asociación resultó bastante natural.

Hace 4.500 años, los babilonios le dieron el nombre de Nergal, su dios del inframundo y señor de los muertos. Los egipcios lo llamaron «sekded-ef em khetkhet» («que viaja hacia atrás») por su movimiento errático y retrógrado, que parecía desafiar las leyes del cielo. Los griegos lo vincularon con Ares, dios de la guerra, por su movimiento oscilante que sugería desorden y caos. Posteriormente, los romanos lo identificaron con Marte, su dios de la guerra y uno de los más importantes de su panteón.

Marte es el cuarto planeta del Sistema Solar por su cercanía al Sol y el último de los mundos rocosos, telúricos o terrestres. Su radio es poco más de la mitad que el de la Tierra y su masa diez veces menor. Al ser poco masivo presenta una gravedad muy inferior a la terrestre, aunque el doble que en la Luna. Una persona de 60 kg pesaría 23 kg en Marte y 10 kg en nuestro satélite.

El planeta se sitúa a una distancia media del Sol de 1,5 UA, en una órbita marcadamente elíptica que tarda en recorrer 687 días. El día marciano dura 41 minutos más que el nuestro. La inclinación de su eje de rotación con respecto a su órbita (25,19º) es similar al terrestre, y también responsable de las estaciones, que duran casi el doble que en la Tierra pues el año marciano es más largo. Este dato, unido a la excentricidad de su órbita elíptica, provoca grandes diferencias de temperaturas entre verano e invierno, que se turnan en ambos hemisferios como ocurre en nuestro planeta.

Su atmósfera es mucho más tenue que la nuestra (unas cien veces menos densa). Esto hace que en Marte la presión media atmosférica sea de unos 7 milibares, frente a los 1.024 de la Tierra. Está compuesta en más del 95 por ciento por dióxido de carbono (CO₂), y, por tanto, tóxica para el ser humano. La proporción de oxígeno molecular es ínfima (no existe una capa de ozono que sirva de escudo contra la radiación solar ultravioleta), y la cantidad de agua es mil veces menor que la existente en la atmósfera terrestre. Sin embargo, y debido a las bajas temperaturas, el escaso vapor de agua origina nieblas y nubes formadas por finos cristales de hielo.

Durante el invierno, los polos marcianos entran en un periodo de oscuridad continua. La bajada de las temperaturas provoca que el 25 por ciento del CO₂ atmosférico se solidifique y forme una capa de hielo seco en los casquetes polares. Cuando los polos vuelven a exponerse a la luz solar durante el verano marciano, se sublima el CO₂ congelado, regresando a la atmósfera. Este proceso conduce a una gran variación de la presión y composición atmosféricas en torno a los polos marcianos.

Durante la primavera austral, cuando los rayos solares comienzan a calentar el terreno, se producen violentas explosiones de CO₂ en el polo sur marciano que expulsan arena al exterior como verdaderos géiseres. También hay fuertes vientos que producen gigantescas tormentas de polvo que pueden abarcar el planeta entero durante meses. Este viento es el responsable de la existencia de dunas de arena en los desiertos marcianos.

El interior de Marte es muy parecido al terrestre, con un núcleo de hierro rodeado por un manto y recubierto por una corteza similar a la nuestra. Hoy sabemos que su color ocre es debido a la presencia de óxidos de hierro.

Hay tres diferencias fundamentales entre la Tierra y Marte que determinan las características geológicas de ambos planetas:

1. El menor tamaño de Marte hizo que su núcleo se enfriara muy rápidamente, de manera que el flujo de calor y, por tanto, la actividad volcánica, son pequeños comparados con los de la Tierra.

2. Durante la formación del planeta, su menor tamaño y su mayor distancia al Sol hizo que se enfriara antes que la Tierra, quedando su interior con una sola placa. No hay deriva continental, lo que explica la ausencia de grandes cadenas montañosas y la existencia de enormes volcanes. Como la corteza no se mueve con respecto al manto, los volcanes siempre se alimentan de una misma fuente de magma, creciendo hasta que la fuente se agota. En la Tierra, por el contrario, el movimiento de las placas tectónicas arrastra los volcanes y los desconecta de su fuente de magma al cabo de un tiempo más o menos corto. Esto los inactiva y detiene su crecimiento.

3. La fría temperatura impide la presencia de agua líquida en la superficie marciana. Se cree que el subsuelo (al menos cerca de los polos) está congelado hasta profundidades de al menos 1 km. La ausencia de agua líquida hace que apenas haya erosión, lo que explica el extraordinario estado de conservación de casi todas las estructuras geológicas visibles en la superficie: cráteres de impacto, montañas, colinas, planicies, valles, fallas y volcanes ya extinguidos. También conserva verdaderas redes hidrográficas, hoy secas, con sus valles sinuosos, afluentes y brazos separados por bancos de aluviones que han subsistido hasta nuestros días. Todos estos detalles sugieren que hace unos 4.000 millones de años, y durante un breve periodo de tiempo, el agua circuló por la superficie marciana.

Marte posee dos tipos de terreno bien diferenciados. Mientras el accidentado hemisferio sur está repleto de antiguos cráteres y canales, el norte contiene extensas llanuras, mucho más jóvenes y menos elevadas. Parece haber una abrupta discontinuidad, a modo de falla, que separa ambas zonas y confiere esa distinta altitud a las dos regiones.

Situado en la altiplanicie de Tharsis, un antiguo volcán, el Monte Olimpo, es la mayor elevación de todo el Sistema Solar, con sus 21.287 m sobre el nivel medio de la superficie marciana (casi tres veces el Everest).

Toda la superficie del planeta rojo está surcada por profundos cañones, como el Valle Marineris,¹ la hendidura más grande de todas las conocidas en el Sistema Solar.

PÁNICO Y TERROR

Marte tiene dos satélites naturales llamados Fobos (Pánico) y Deimos (Terror), por los hijos del dios de la guerra Ares, mencionados en la Ilíada. Johannes Kepler propuso su existencia mucho antes de que fuera confirmada. Creía que las progresiones geométricas eran una ley de la naturaleza y puesto que la Tierra tenía un satélite y Júpiter cuatro (ahora sabemos que son muchos más), Marte debería tener dos. Las lunas fueron finalmente descubiertas el 11 de agosto de 1877 por Asaph Hall (1829-1907), astrónomo del Observatorio Naval de Washington D.C.

Son dos lunas extrañas en muchos aspectos. Fobos, la más grande, tiene apenas 27 km de diámetro y se sitúa a una distancia media de Marte de unos 9.000 km. Deimos, con 12 km de diámetro, orbita a unos 23.000 km. Ambas están cubiertas de un polvo gris oscuro absolutamente distinto del suelo rojizo marciano. Su escasa masa les ha impedido adquirir una forma esférica y se asemejan a asteroides. De hecho, se piensa que pudieran ser dos de estos cuerpos capturados por la atracción gravitatoria del planeta.

El periodo orbital de Fobos es más lento que el de rotación de Marte, así que su movimiento aparente, cuando se observa desde el planeta, se produce de oeste a este, al revés de lo acostumbrado. Es como cuando un vehículo adelanta a otro, que puede dar la sensación de que circula hacia atrás cuando en realidad es que se desplaza a menor velocidad. Un marciano vería dos lunas que se cruzan en el cielo, en sentidos contrarios.

Fobos tiene otra particularidad: va ganando impulso. Cuanto más rápido se desplaza, más cerca de Marte se sitúa, y mayor es la atracción gravitatoria. Se calcula que dentro de 50 a 100 millones de años acabará chocando con el planeta.

Hasta el momento, se han lanzado tres misiones espaciales con el objetivo de posarse en Fobos y ninguna lo ha conseguido: las soviéticas Fobos 1 y 2 (en 1988 y 1989, respectivamente) y la rusa Fobos Grunt (2011), que no llegó a salir de la órbita terrestre.

DESTINO MARTE

La suerte ha sido desigual en las misiones espaciales a Marte. A pesar de que es el vecino planetario más próximo a la Tierra, es un lugar difícil de visitar. Ha habido cerca de medio centenar de intentos, de los que casi la mitad han fracasado. La primera sonda que sobrevoló el planeta fue la Mariner 4 de la NASA, en noviembre de 1964. Tomó 21 fotografías y detectó la presión atmosférica. La primera en posarse suavemente y desarrollar su misión fue la Viking 1. Recopiló información de la superficie marciana entre el 20 de julio de 1976 y el 11 de noviembre de 1982. A pesar de los esfuerzos por mantener la comunicación durante los seis meses y medio siguientes, la misión se dio por concluida el 21 de mayo de 1983.

A estas misiones siguieron otras como Mars Pathfinder (1996), las gemelas Spirit y Opportunity (2003), Phoenix (2007) y Curiosity (2012), que consiguieron desplegar robots capaces de desplazarse sobre la superficie de Marte y analizar las muestras obtenidas.

Diez años después de su llegada al planeta rojo, el Opportunity sigue en activo. El pasado 29 de julio de 2014 batió el récord de distancia recorrida por un vehículo en otro planeta, con 40,25 km de conducción remota. «Opportunity ha ido más lejos que cualquier otro vehículo de ruedas en otro mundo», dijo el director de proyecto, John Callas, del Laboratorio de Propulsión a Chorro de la NASA en Pasadena, California. «Esto es muy notable teniendo en cuenta que estaba destinado a moverse apenas un kilómetro y nunca fue diseñado para esa distancia. Pero lo realmente importante no es eso, sino la exploración y descubrimientos logrados en el camino.»

Curiosity, por su parte, ha encontrado pruebas de que el agua corrió por la superficie del planeta en un pasado remoto, y minerales que demuestran que hubo un entorno propicio para la aparición de la vida.

En septiembre de 2014, la sonda Maven (Mars Atmosphere and Volatile Evolution) de la NASA entró en órbita marciana, para tratar de determinar cómo desaparecieron el agua y ciertos gases de la atmósfera del planeta. De este modo, los científicos esperan conocer si Marte estuvo, como se cree, repleto de océanos y fue perdiendo el agua por la acción constante de los vientos solares y la carencia de un campo electromagnético. El estudio de la atmósfera y el clima de Marte también será útil para preparar en el futuro una misión tripulada al planeta rojo.

Coincidiendo con Maven, la sonda india Mangalyaan² entró con éxito en la órbita de Marte. La India se suma así a las grandes potencias que han logrado alcanzar el planeta rojo. Ante un público orgulloso de su hazaña, el primer ministro de la India, Narendra Modi, aseguró: «Cuando nuestros jugadores de cricket ganan un torneo, lo celebramos a lo grande. Lo que estos científicos han conseguido es mil veces más grande».

El objetivo de Mangalyaan es analizar las condiciones de Marte y, sobre todo, detectar la existencia de metano en el aire, lo que podría indicar una actividad biológica. Durante un año, la nave recopilará datos que ayudarán a comprender cómo funciona el clima marciano y tratará de determinar lo sucedido con el agua que se cree que existió en su suelo.

TECNOLOGÍA ESPAÑOLA EN MARTE

El rover Curiosity —con sus dos toneladas de peso— es el más grande de los enviados hasta ahora a otro planeta. Incorpora tecnología española: una antena de alta ganancia desarrollada por la empresa Astrium-CASA que permite la comunicación directa con la Tierra sin necesidad de enlaces intermedios a través de los satélites que orbitan el planeta rojo; y el instrumento REMS (Rover Environmental Monitoring Station), desarrollado por el Centro de Astrobiología (CSIC-INTA), cuyo objetivo es registrar la temperatura del aire y del suelo, la presión, la humedad relativa, la velocidad y dirección del viento y la radiación ultravioleta.

Entretanto, se diseñan nuevas misiones al planeta rojo. La NASA ha seleccionado el instrumento MEDA («Analizador de la Dinámica Medioambiental de Marte»), propuesto por el Centro de Astrobiología para la misión Mars2020, sucesora del Curiosity.

En esta nueva misión se analizará el entorno marciano como posible hábitat para la vida y se buscarán posibles restos de seres vivos que hayan poblado el planeta en el pasado. Además, se recogerán muestras especialmente interesantes para que una futura misión las traiga de regreso a la Tierra. Por último, también probará y validará tecnología novedosa que podría ser empleada en futuras misiones tripuladas al planeta rojo.

Por su parte, la Agencia Espacial Europea, en colaboración con la rusa Roscosmos, desarrolla el programa ExoMars, que tiene previsto enviar sendas misiones a Marte en 2016 y 2018: el orbitador Trace Gas Orbiter (TGO) y un rover para explorar la superficie.

La misión principal del TGO será estudiar la composición de la atmósfera marciana con una precisión sin precedentes. El rover ExoMars estará dotado de un taladro capaz de perforar hastas 2 metros de profundidad para estudiar la presencia de moléculas orgánicas y la composición del subsuelo en zonas que se encuentran relativamente a salvo de la intensa radiación solar. También estará dotado de un detector de moléculas orgánicas; un espectrómetro construido en España para estudiar la composición geoquímica; una cámara panorámica y un radar que puede penetrar entre 3 y 5 m en el subsuelo, entre otros instrumentos.

¿VIDA EN MARTE?

Por el momento, todo indica que la superficie marciana es estéril. Pero en los albores de su historia, el planeta reunió condiciones para la vida.

El ser humano siempre ha sentido gran interés (y esperanza) por un Marte poblado por criaturas más o menos parecidas a nosotros. En 1698 se publicó Cosmotheoros, obra póstuma del astrónomo holandés Christiaan Huygens. En ella, se exponen las condiciones necesarias para que un planeta pueda albergar vida, y se especula acerca de marcianos inteligentes.

Entre 1777 y 1783, William Herschel observó los cambios en los casquetes polares y pensó que las regiones oscuras que disminuyen de tamaño en invierno y aumentan en verano eran manchas de vegetación. Ahora sabemos que son acumulaciones de polvo que se mueven arrastradas por el viento, pero en aquella época se pensó que eran campos cultivados por una civilización que practicaba la agricultura.

En verano de 1877, el astrónomo italiano Giovanni Schiaparelli (1835-1910), director del observatorio de Brera, en Milán, describió una tupida red de estructuras lineales que llamó «canali» («canales»). Esta palabra tiene en inglés dos acepciones diferentes: channel («canal natural») y canal («canal artificial»). La semejanza fonética hizo que el anuncio de Schiaparelli fuese traducido incorrectamente por canals, lo que dio lugar a todo tipo de hipótesis y especulaciones sobre la posible existencia de individuos inteligentes que habrían excavado los canales para llevar el agua de los polos a las zonas ecuatoriales.

Entre los más fervientes partidarios de los canales artificiales estuvo el famoso astrónomo Percival Lowell (1855-1916).³ En 1893 fundó el observatorio Lowell en Flagstaff, en el desierto de Arizona, a 1.500 m de altitud. Durante quince años, observó el planeta rojo y dibujó mapas detallados de 500 canales. «Lo más asombroso es lo sistemático del conjunto de la red —aseguró—. Cada línea no sólo es una hermosa recta que va de un punto a otro, sino que en el segundo punto consigue unirse con exactitud a otra línea que ha llegado con la misma rectitud desde otra dirección completamente distinta.»

En 1908 publicó Mars as the abode of life («Marte, residencia de la vida»), donde sugirió que los canales eran enormes obras de ingeniería hidráulica diseñadas por individuos inteligentes para administrar con mayor eficacia los escasos recursos hídricos de un planeta amenazado por la desertización. Lowell sabía que la atmósfera de Marte era muy distinta a la nuestra y por tanto, los marcianos no podrían ser como los humanos. Pero eso —en su opinión— no impedía su existencia: «Defender que la vida de un orden tan elevado como el nuestro o superior es imposible porque haya menos aire para respirar de lo que estamos localmente habituados, no es, como ha dicho en frase feliz (el astrónomo francés Camille) Flammarion, argumentar como un filósofo, sino como un pez».

Los alienígenas se convirtieron en personajes habituales de las novelas de ciencia ficción y del cine. En 1938, Orson Wells, con su adaptación radiofónica de La guerra de los mundos, provocó el pánico de buena parte de los oyentes, convencidos de que los marcianos habían invadido la Tierra.

Pero la cruda realidad llegó en 1965, casi un siglo después del anuncio de Schiaparelli, cuando la sonda espacial Mariner 4 envió fotografías de la superficie de Marte que demostraron que los famosos canales artificiales no existían. Todo fue una ilusión. Entre las posibles explicaciones, los expertos destacan la escasa calidad de las lentes empleadas; las imperfecciones del ojo humano que tiende a ver líneas que no existen entre puntos que sin ellas no tendrían conexión; la trémula atmósfera terrestre que dificulta la visión con detalle; y la tendencia psicológica del observador a ver lo que quiere ver.

Hasta ahora no hemos encontrado vida, pero a lo mejor la hubo. El 27 de diciembre de 1984 una expedición del Instituto Smithsoniano estadounidense en la Antártida encontró un meteorito de 1,9 kg y color rosa oscuro que llamaron ALH 84001.⁴

Se estima que el ALH 84001 se formó en el planeta rojo hace 4.500 millones de años y que agua líquida, rica en dióxido de carbono, se filtró en su interior hace unos 3.600 millones de años. Hace 16 millones de años, Marte recibió el impacto de un meteorito que expulsó al ALH 84001 fuera del planeta. Después de vagar durante eones por el espacio llegó a la Tierra hace unos 13.000 años. El meteorito contiene el isótopo nitrógeno-15 en cantidades muy similares a las halladas en la atmósfera de Marte y desconocidas en el resto de lugares del Sistema Solar analizados, lo que ha permitido precisar su procedencia.

Un equipo de la NASA estudió el meteorito y observó que presentaba unas formaciones semejantes a las bacterianas en su interior. El trabajo fue publicado en 1996. Dos años más tarde, era refutado por otro estudio de la Institución Oceanográfica Scripps de la Universidad de California que afirmaba que el meteorito había sufrido contaminación del hielo de la Antártida. A día de hoy, la controversia continúa.

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ESCOMBROS ESPACIALES

Astrónomos y matemáticos se han preguntado siempre si las distancias entre los planetas obedecían a un orden natural. Pitágoras estaba convencido de que existía una armonía entre las esferas planetarias, igual que existe entre las cuerdas de una lira.

En el siglo XVIII ya se habían calculado con precisión las distancias al Sol de los planetas entonces conocidos (Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter y Saturno), y algunos astrónomos trataron de encontrar una relación matemática entre ellas. El alemán Johann Daniel Tietz de Wittenberg (1729-1796), conocido con el nombre latino de Titius, estableció una fórmula empírica que parecía funcionar en la mayoría de las ocasiones. Titius, profesor de matemáticas de Wittenberg, la dio a conocer en la traducción del libro Contemplation de la Nature, del suizo Charles Bonnet, en el que el autor se ocupaba de la inspiración divina del orden natural. Para ilustrar las tesis de Bonnet, Titius agregó un párrafo acerca de los planetas en el que mostraba que sus distancias al Sol se atienen a una fórmula constante cuando se miden en unidades astronómicas:

D es la distancia al Sol en UA, y n, es una sucesión de números naturales = 0, 3, 6, 12, 24, 48...

Cuando se aplica esta ecuación se obtiene el siguiente resultado:

Planeta | Distancia según la Ley T-B (en UA) | Distancia Real (en UA) | Error ( %)
Mercurio | 0,4 | 0,39 | 2,5 %
Venus | 0,7 | 0,72 | 2,78 %
Tierra | 1,0 | 1,00 | 0 %
Marte | 1,6 | 1,52 | 5,3 %
Ceres (1801) | 2,8 | 2,77 | 1,1 %
Júpiter | 5,2 | 5,20 | 0 %
Saturno | 10,0 | 9,54 | 0,5 %
Urano (1781) | 19,6 | 19,20 | 2 %
Neptuno (1846) | 30,8 | 30,06 | 29,08 %
Plutón (1930) | 77,2 | 39,44 | 95,75 %

Resulta curioso que la fórmula describa con gran aproximación la distancia al Sol de cada uno de los planetas. Quedaba un hueco sin llenar a 2,8 UA, y otros después de Saturno que se irían rellenando con el paso del tiempo.

La fórmula de Titius cayó en el olvido hasta que fue rescatada en 1772 por el astrónomo también alemán Johann Elert Bode (1747-1826). Bode publicó la segunda edición de una introducción a la astronomía en la que incluyó esta ecuación sin mencionar a Bonnet o Titius. También estaba preocupado por el hueco a 2,8 UA y propuso que se iniciara la búsqueda de un planeta a esa distancia.

Como veremos más adelante, en 1781 William Herschel descubrió Urano a 19,18 UA, una distancia tan aproximada a la predicha por Titius que parecía confirmar su veracidad. Bode acabó por reconocer sus fuentes y la fórmula recibió el nombre de ley de Titius-Bode, aunque esta denominación puede inducir a equívoco porque más que una ley, se trata en realidad de un truco matemático sin fundamento físico.

En cualquier caso, el hallazgo de Urano espoleó la búsqueda del supuesto planeta que debía ocupar el espacio entre Marte y Júpiter. El astrónomo alemán Franz Xaver von Zach (1754-1832) lo buscó sin éxito durante quince años y en 1800, junto a otros astrónomos, formó el grupo conocido con el nombre de «Policía Sideral», con el objetivo de encontrarlo. Se les adelantó un monje siciliano que era director del observatorio de Palermo. El 1 de enero de 1801, el padre Giuseppi Piazzi (1746-1826) descubrió un astro muy pequeño que se movía por la constelación de Taurus, a unas 2,77 UA, muy cerca de lo que establecía la ley de Titius-Bode. Dado que era más rápido que Marte y más lento que Júpiter, dedujo que debía estar entre ambos. Informó de su descubrimiento a Bode, y en menos de un año ya se había calculado su órbita. Con un diámetro de 952 km, era mucho más pequeño que un planeta, carecía de forma esférica, y su aspecto era como un punto de luz, igual que las estrellas. William Herschel propuso que se denominara asteroide («parecido a las estrellas»). Sin embargo estos diminutos astros se comportan como planetas y a menudo se les llama «planetas menores».

A Piazzi le correspondió el honor de bautizarlo y le puso el nombre de Cerere di Ferdinando, en referencia a Ceres, la diosa romana de las cosechas y especial protectora de Sicilia, y a su mecenas, el rey Fernando de Nápoles y Dos Sicilias. Actualmente, se conoce por Ceres.

Durante más de dos siglos fue el mayor asteroide conocido. El 24 de agosto de 2006 la Unión Astronómica Internacional cambió su clasificación y pasó a ser considerado el más pequeño de los planetas enanos. Recientemente, y gracias a la sonda Herschel, se ha descubierto que emite chorros de vapor de agua. Según Michael Küppers, autor del estudio, «es la primera vez que se detecta agua en el cinturón de asteroides y confirma que Ceres presenta una superficie de hielo y una atmósfera».

El hallazgo refuerza la hipótesis de que parte del líquido elemento pudo llegar a la Tierra a bordo de estos cuerpos celestes, y difumina la distinción entre asteroides y cometas.

Al descubrimiento de Ceres le siguieron los de Palas (en 1802), Juno (1804) y Vesta (1807). Palas y Vesta fueron descubiertos por el astrónomo alemán Heinrich Olbers (17581840), miembro fundador de la Policía Sideral. Tuvieron que pasar treinta y siete años para el hallazgo del quinto asteroide, Astrea. Desde entonces se han identificado cerca de 40.000. Nadie sabe cuántos son en realidad, aunque se estima que puede haber más de un millón de estos cuerpos de más de 1 km de diámetro, deambulando entre las órbitas de Marte y Júpiter.

Se desplazan en grupo, en cinturones interrumpidos por unas franjas vacías similares a los espacios que quedan entre las canciones en los discos de vinilo. Esos espacios reciben el nombre de huecos de Kirkwood, en reconocimiento al astrónomo norteamericano Daniel Kirkwood (1814-1895) quien dedujo que ningún objeto podría permanecer en esas regiones debido a la influencia gravitatoria de Júpiter.

En ocasiones y como consecuencia de los choques que se producen entre ellos, algunos fragmentos salen despedidos y atraviesan la órbita terrestre. Son la principal fuente de meteoritos.

Hasta ahora, es probable que se hayan encontrado todos los asteroides que tienen más de 100 km de diámetro. Son tan numerosos que se les ha llamado «la chatarra de los cielos». Según la hipótesis más extendida, se trata de planetesimales, antiguos trozos de materia que no llegaron a unirse para formar un cuerpo de mayor tamaño debido a la influencia de Júpiter. Y de haberlo hecho, hubiera sido mucho más pequeño que la Tierra.

Algunos asteroides están acompañados de diminutas lunas que giran a su alrededor como (243) Ida y su satélite Dactyl; o (87) Silvia y sus dos satélites, Rómulo y Remo.

NOMBRES DE TODO TIPO

La persona que descubre un asteroide puede sugerir un nombre que suele ser aceptado por la Unión Astronómica Internacional. A diferencia de los demás objetos astronómicos, puede hacer referencia a personas vivas y a objetos comunes. El nombre se combina con un número que indica el orden de su descubrimiento. Por ejemplo, «(4) Vesta» significa que es el cuarto asteroide que se descubrió.

En un principio, se asignaron a estos objetos nombres femeninos tomados de la mitología clásica: (6) Hebe, (7) Iris, (16) Psique; después nombres de otras religiones y mitologías: (77) Freia, (1170) Siva. También se han utilizado nombres femeninos ordinarios: (878) Mildred, (1434) Margot, (1486) Marylin... Se han empleado nombres de personajes famosos: (4147) Lennon, (4148) McCartney, (4149) Harrison y (4150) Starr. Algunos asteroides rinden homenaje a organismos internacionales como (6000) Naciones Unidas o, incluso, a ordenadores: (1625) NORC.¹

De los casi 40.000 asteroides identificados hasta ahora, más de la mitad aún no tienen nombre.

POLVO DE ASTEROIDE

Varias misiones espaciales han estado dedicadas total o parcialmente a estudiar algunos asteroides. Las primeras se limitaron a fotografiarlos en su viaje de ida hacia otros destinos, como las imágenes de (951) Gaspra obtenidas por la sonda Galileo en su viaje hacia Júpiter en 1991. Dos años más tarde fotografió al asteroide (243) Ida.

La primera misión diseñada específicamente para viajar a uno de estos objetos fue Near Shoemaker de la NASA, en 1997. Se acercó a 1.200 km de (253) Matilde, orbitó más tarde en torno a (433) Eros y se posó con éxito en su superficie. No fue la única. En noviembre de 2005, la sonda espacial japonesa Hayabusa hizo lo mismo en (25143) Itokawa y recogió muestras que envió a la Tierra para ser analizadas.

Otras misiones posteriores han sido la europea Rosetta, que en 2008 visitó el asteroide (2867) Steins y dos años más tarde (21) Lutetia, de camino hacia su objetivo el cometa Churyumov-Gerasimenko.

En 2007 la NASA lanzó al espacio la sonda Dawn con el fin de estudiar los dos asteroides más grandes, Vesta y Ceres. En agosto de 2011 alcanzó el primero de sus objetivos. Durante un año permaneció en órbita alrededor de Vesta. Gracias a los datos proporcionados pudimos conocer que posee un núcleo de hierro y la superficie cubierta de cráteres. En el centro de uno de ellos, denominado Rheasilvia, se alza una enorme montaña de 20 km de altitud, la segunda más alta del Sistema Solar después del imponente Monte Olimpo de Marte. Vesta es un verdadero protoplaneta, un ejemplo de los embriones cósmicos que formaron el resto de cuerpos de gran tamaño del Sistema Solar. La información facilitada por la sonda también ha permitido crear una serie de mapas geológicos en alta resolución del asteroide.

En julio de 2012, la sonda Dawn puso rumbo a Ceres, adonde llegará en febrero de 2015.

El 3 de diciembre de 2014, la agencia japonesa JAXA lanzó con éxito su misión Hayabusa2 con destino al asteroide (16173) 1999 JU3, de 870 m de diámetro. Alcanzará su objetivo en junio de 2018 y hará aterrizar en su superficie una pequeña sonda y tres minivehículos exploradores y recolectar muestras para traerlas a la Tierra. En 2016 está previsto el lanzamiento de la misión NASA OSIRIS-REX. Tres años más tarde se encontrará con el asteroide (101955) Bennu, de 500 m de diámetro, con el propósito de realizar un reconocimiento detallado y traer muestras a nuestro planeta en el año 2023.

FAMILIAS DE ASTEROIDES

Los tres grupos de asteroides más cercanos a la Tierra (NEA, por sus siglas en inglés) son Amor, Apolo y Atón.

Los asteroides Amor cruzan la órbita de Marte y se aproximan a la Tierra, aunque no llegan a interponerse en nuestro camino. Su nombre procede del primero de este tipo, (1221) Amor, descubierto en 1932.

Ese mismo año se descubrió (1862) Apolo que da nombre a la familia más peligrosa. Estos objetos adelantan a tantos planetas, incluido el nuestro, que sus órbitas se vuelven inestables, lo que les convierte en un grupo de riesgo.

El tercer grupo debe su nombre a (2062) Atón, descubierto en 1972. Habitualmente se desplazan en el interior de nuestra órbita aunque en un momento dado pueden llegar a atravesarla.

No todos los asteroides se mueven entre Marte y Júpiter. Algunos se encuentran en las zonas más externas del Sistema Solar y cruzan las órbitas de los planetas gigantes. Son los troyanos y centauros.

Los troyanos son pequeños objetos situados en torno a los denominados puntos de Lagrange L4 y L5, a una distancia de 60º por delante y por detrás del planeta, acompañándole de manera estable en su órbita. El primero se descubrió en 1906 y recibió el nombre de (588) Aquiles. La mayoría se han localizado en la órbita de Júpiter, aunque también se han detectado cuatro en la de Marte, seis en la de Neptuno y uno en la de la Tierra. El troyano terrestre, bautizado como TK7, fue descubierto en 2010. Mide 300 m de diámetro y acompaña a la Tierra en su viaje alrededor del Sol.

Los centauros reciben este nombre porque al igual que aquellos seres mitológicos comparten las características de dos «especies» diferentes, en este caso, de cometas y asteroides. El primero, (2060) Quirón, fue descubierto en 1977 entre las órbitas de Saturno y Urano. El más grande conocido hasta ahora es (10199) Chariklo, de unos 250 km de diámetro. En marzo de 2014 un equipo internacional de científicos, con participación española, descubrió que está rodeado por dos densos y estrechos anillos, compuestos posiblemente por agua helada y trozos de roca. Hasta hora se pensaba que los anillos eran un rasgo exclusivo de los planetas gigantes, pero el hallazgo sugiere que son mucho más frecuentes. El origen de este disco de escombros alrededor de Chariklo es todavía un misterio, aunque los astrónomos creen que puede ser el resultado de una colisión.

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EL PLANETA GIGANTE

Datos básicos
Júpiter
La Tierra

Diámetro
142.984 km
12.756 km

Diámetro comparado con el terrestre
11,2
1

Día: Periodo de rotación sobre el eje
9 h,50 m
1 día

Año: órbita alrededor del Sol
11,86 años
365,256 días

Masa
1,899×10²⁷ kg
5,9736×10²⁴ kg

Masa comparada con la terrestre
317,8
1

Temperatura media superficial
–121,15 °C
15 °C

Gravedad superficial en el ecuador
24,79 m/s²
9,78 m/s²

Distancia media al Sol
778.412.026 km
(5,2 UA)
149.640.000 km
(1 UA)

N.º satélites
67
1

Júpiter es el gigante de los planetas, con un diámetro once veces mayor que el terrestre y más de trescientas veces su masa. Su brillo blanco reluce inconfundiblemente en el firmamento. Es el quinto planeta del Sistema Solar y el primero de los denominados exteriores o gaseosos. Gira alrededor de su eje en poco menos de diez horas, lo que hace de su día el más corto del Sistema Solar. Su largo periodo de revolución alrededor del Sol es casi de doce años, lo que significa que permanece más o menos durante doce meses en cada constelación del zodiaco. Esta correspondencia de movimientos llevó a los astrólogos chinos a denominarlo «Estrella del Año».

Los babilonios lo asociaron con Marduk, el principal dios de su panteón. Para los griegos fue Zeus, rey del Olimpo, y como ocurre con otros planetas, su nombre actual procede de la versión romana de esa divinidad.

Su tamaño es tan gigantesco que es más grande que todos los demás planetas juntos. Su composición es similar a la del Sol, formada en su mayoría por hidrógeno (92,5 por ciento), helio (7,2 por ciento) y pequeñas cantidades de amoníaco, metano, vapor de agua y sulfuro de hidrógeno. Su masa no es muy inferior a la mínima necesaria para que la contracción gravitatoria hubiera encendido el reactor nuclear en su interior. Sin embargo, ese valor crítico no se alcanzó y eso hace de este planeta gaseoso una estrella malograda.

Las nubes más altas, de color blanco, están compuestas de amoníaco congelado. Las nubes de la capa siguiente contienen amoníaco mezclado con otros elementos químicos, con un tono marrón o anaranjado. Las más bajas, azuladas, contienen vapor de agua y hielo.

Estas bandas forman franjas alternas, de tonos claros y oscuros, paralelas al ecuador. En los límites entre unas y otras los vientos circulan en sentido contrario, a velocidades que superan los 500 km/h, produciendo enormes remolinos y ciclones.

TORMENTA COLOSAL

La tormenta más grande es la célebre Gran Mancha Roja, en el hemisferio sur, aunque desde el punto de vista meteorológico, se trata de un anticiclón, porque rota en dirección contraria a las agujas del reloj.¹

Los primeros en observarla fueron el británico Robert Hooke en 1664 y el italiano Giovanni Domenico Cassini (1625-1712) en 1665, pero no recibió su nombre hasta 1887, cuando los astrónomos propusieron que podría tratarse de una isla o de la cima cubierta de nubes de alguna montaña.

Su tamaño y color son variables. Su extensión actual es de unas dos veces y media la de la Tierra. En unas ocasiones presenta un intenso color rojo y en otras palidece hasta hacerse insignificante.

En 2006 se anunció la formación de un segundo vórtice anticiclónico, aproximadamente de la mitad del tamaño de la Gran Mancha Roja, fruto de la fusión de tres tormentas ovaladas blancas presentes en el planeta desde 1938.

A medida que nos adentramos en el interior de la atmósfera, el hidrógeno se convierte primero en un metal líquido, y a mayor profundidad, en metal en corrosión. En el centro del planeta, donde la presión es 8.000 millones de veces la terrestre, se sospecha la existencia de un núcleo rocoso formado por hierro y silicatos, a temperaturas en torno a los 25.000 °C y cuya masa es de unas quince veces la de la Tierra.

Júpiter es tan masivo que todavía no ha liberado el calor acumulado en su formación y se enfría lentamente como un rescoldo. Sus fuentes internas de calor superan la energía que obtiene del Sol en un 70 por ciento.

Debido a que se trata de un planeta fundamentalmente gaseoso, presenta una rotación diferencial. En el ecuador, da una vuelta completa sobre su eje cada 9h 51m, mientras que en latitudes superiores la velocidad de rotación es más lenta, de 9h 56m.

En 1979, uno de los descubrimientos más sorprendentes de las sondas Voyager fue el sistema anular que rodea el planeta. A diferencia de los brillantes y luminosos anillos de Saturno, los insustanciales anillos jovianos son invisibles desde la Tierra, incluso con los telescopios más potentes. Están formados por polvo y pequeños fragmentos, probablemente procedentes de las erupciones volcánicas de Ío, la luna más cercana al planeta, o bien por las partículas lanzadas al espacio por los choques de meteoritos contra los satélites de Júpiter.

Hasta el momento se conocen 67 lunas. Las cuatro primeras (Io, Europa, Ganímedes y Calisto) fueron descubiertas por Galileo en 1610, y el resto a partir del siglo XIX. Sus nombres hacen referencia a las amantes, conquistas e hijas del dios romano Júpiter o de su predecesor griego, Zeus, así como a otros personajes mitológicos: Metis, Adrastea, Amaltea, Tebe, Leda... Algunas de las últimas lunas descubiertas todavía no tienen un nombre definitivo.

VIAJEROS INTERPLANETARIOS

La sonda Pioneer 10 de la NASA fue la primera en cruzar el cinturón de asteroides y la primera en sobrevolar Júpiter, en marzo de 1972.

Más recientemente, la misión Galileo fue un proyecto de la NASA para estudiar el planeta y sus lunas. Estaba compuesta por un orbitador y una sonda atmosférica. La nave se sitúo en órbita el 7 de diciembre de 1995 tras seis años de viaje. Ese mismo día la sonda penetró en las capas altas de la atmósfera a una velocidad de 160.000 km/h, desplegó su paracaídas y estuvo enviando datos durante una hora hasta que se desintegró por completo debido al calor y las altas presiones, a una profundidad de más de 200 km.

El orbitador permaneció operativo durante ocho años, recopilando datos científicos hasta el fin de la misión, en 2013. Fue hundido de forma premeditada en la atmósfera de Júpiter para evitar que cayese sobre la luna Europa, a la cual podría contaminar con formas biológicas terrestres, ya que no fue esterilizada antes de su lanzamiento.

La sucesora de Galileo ya está en camino. La sonda especial Juno de la NASA fue lanzada el 5 de agosto de 2011 y está previsto que llegue a su destino el 4 de julio de 2016.² Durante un año, medirá la gravedad y el campo magnético de Júpiter para obtener datos de la estructura interna del planeta, así como su dinámica atmosférica, composición y evolución.

SATÉLITES GALILEANOS

La NASA se plantea el lanzamiento a mediados de la década de 2020 de una misión robótica al satélite Europa. «Es uno de esos lugares donde se podría haber generado vida en el pasado o ahora, así que estamos muy emocionados por ir allí», aseguró el presidente financiero de la NASA, Beth Robinson.

Europa tiene 3.138 km de diámetro. Su aspecto es el de una bola helada con líneas marcadas sobre la superficie. Probablemente son fracturas de la corteza que se llenaron de agua y se han vuelto a congelar. Debajo podría haber un océano de agua salada, lo suficientemente profundo como para cubrir toda la superficie del satélite y con más agua líquida que todos los mares terrestres juntos. Los científicos creen que es uno de los pocos lugares del Sistema Solar donde podría existir la vida.

«Si me dieran a elegir un lugar del Sistema Solar donde buscar vida actual yo apuntaría a Europa porque es uno de los cuerpos planetarios en los que sabemos que hay agua líquida en grandes cantidades. Posiblemente hay océanos globales que albergan más agua que la que puede contener nuestro planeta. Además, está en contacto con un lecho rocoso que tiene actividad geológica y que puede, por tanto, suministrar nutrientes a ese agua líquida, que tendría todos los requisitos para la habitabilidad», aseguró Olga Prieto, responsable del Departamento de Planetología y Habitabilidad del Centro de Astrobiología (INTA-CSIC), en el programa «A Hombros de gigantes», de RNE, emitido el 12 de enero de 2015.

Ganímedes es el satélite más grande de Júpiter y también del Sistema Solar, con 5.262 km de diámetro, mayor que Plutón y que Mercurio. Parece que tiene un núcleo rocoso, un manto de agua helada y una corteza de roca y hielo, con montañas, valles, cráteres y ríos de lava.

Calisto tiene casi el tamaño de Mercurio (4.800 km). Está formado por roca y agua helada, y destaca por ser el satélite con más cráteres del Sistema Solar.

Io es una luna rocosa, con mucha actividad volcánica, de 3.630 km de diámetro. Su temperatura media es de –143 °C, aunque hay un lago de lava con temperaturas de 17 °C.

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EL SEÑOR DE LOS ANILLOS

Datos básicos
Saturno
La Tierra

Diámetro
120.536 km
12.756 km

Diámetro comparado con el terrestre
9,4
1

Día: Periodo de rotación sobre el eje en el ecuador
10h 14”
1 día

Año: órbita alrededor del Sol
29,5 años terrestres
365,256 días

Masa
5,688×10²⁶ kg
5,9736×10²⁴ kg

Masa comparada con la terrestre
95,16
1

Temperatura media superficial
-180 °C
15 °C

Gravedad superficial en el ecuador
10,44 m/s²
9,78 m/s²

Distancia media al Sol
1.433.000.000 km
(10 UA)
149.640.000 km
(1 UA)

N.º satélites
Más de 60
1

De los cinco planetas conocidos en la antigüedad, Saturno es el que se desplaza más lentamente por el cielo. Tarda 29,5 años en completar su órbita alrededor del Sol, casi el triple que Júpiter. Si el gigante gaseoso era Zeus para los griegos, Saturno debía ser su padre, el anciano Cronos, que deambulaba paso a paso por el firmamento. Los romanos le asignaron su nombre actual, Saturno, dios de la agricultura y la cosecha.

Es el sexto planeta del Sistema Solar, el segundo en tamaño y masa después de Júpiter y el único con un sistema de anillos visible desde la Tierra. Forma parte de los denominados planetas exteriores o gaseosos.

Saturno es lo suficientemente grande como para contener 740 veces la Tierra, aunque su masa es solamente 95 veces la terrestre, y es el único con una densidad inferior a la del agua (690 kg/m3). Tan sólo emplea 10 horas y 14 minutos en completar una vuelta alrededor de su eje, una velocidad de rotación tan elevada que produce un visible achatamiento de las regiones polares.

El planeta emite el doble de energía de la que recibe del Sol, posiblemente por el calor generado en su formación. La atmósfera está compuesta por un 75 por ciento de hidrógeno y un 25 por ciento de helio, con trazas de otras sustancias como metano y agua helada. Como Júpiter, está rodeado de bandas nubosas claras y oscuras formadas por cristales de amoníaco, arrastradas por vientos que pueden alcanzar los ¡1.800 km/h!

Aproximadamente, cada tres décadas estalla una tormenta gigantesca conocida como la Gran Mancha Blanca, y de cuando en cuando se forman enormes tempestades que pueden ser observadas desde la Tierra. La sonda Cassini, en órbita de Saturno desde 2004, ha detectado rayos 10.000 veces más potentes que los de cualquier tormenta terrestre.

Hacia el interior de la atmósfera se encuentran capas de nubes de hidrosulfuro de amonio y de vapor de agua. A medida que aumenta la profundidad, el hidrógeno gaseoso se transforma en hidrógeno líquido, que descansa sobre una capa de helio, más pesado. En el centro del planeta, y debido a las enormes presiones, existe una capa de hidrógeno metálico sobre un núcleo rocoso con una masa equivalente a diez veces la terrestre.

HUYGENS Y LOS ANILLOS DE SATURNO

Antes de la invención del telescopio, Saturno era el más lejano de los planetas conocidos y, a simple vista, no parecía especialmente luminoso ni interesante. El primero en observar los anillos fue Galileo en 1610, aunque debido a la baja resolución de su telescopio no los distinguió como tales, y pensó que eran una especie de asas o protuberancias. No menos sorprendente fue que estos apéndices desaparecieron en 1612 para reaparecer de nuevo algunos años más tarde. El misterio de este fenómeno continuó durante medio siglo, intrigando a varios grandes astrónomos, entre ellos Christiaan Huygens.

El astrónomo, matemático y físico holandés nació en La Haya el 14 de abril de 1629. Su padre fue un importante diplomático, literato, poeta y compositor, con un selecto círculo de amistades entre las que destacaban figuras como Descartes. El joven Huygens estudio derecho y matemáticas en la universidad de Leiden y viajó por toda Europa. «El mundo es mi patria, la ciencia mi religión», decía a menudo. Invitado por el rey Luis XIV se trasladó a París, donde contribuyó a fundar la Academia Nacional de Ciencias. En 1663 fue elegido miembro de la recién creada Royal Society de Londres. En esta ciudad conoció a Newton, Hooke y Boyle, entre otros. Fue pionero en el estudio de la probabilidad y resolvió algunos de los problemas matemáticos propuestos por Pascal, Fermat y De Méré. En física hizo numerosas aportaciones, entre las que destaca su teoría ondulatoria de la luz.

Con la ayuda de su hermano Constantijn, pulió lentes de gran calidad que empleó en la construcción de instrumentos de aumento. Con el microscopio, fue uno de los primeros en observar los espermatozoides. En 1655 fabricó un telescopio de 50 aumentos con el que esperaba desentrañar el misterio de la extraña apariencia de Saturno. En 1659 publicó su Systema Saturnium, donde ofrecía una explicación: un delgado anillo de materia rodeaba a cierta distancia el ecuador del planeta, con una inclinación de 27° con respecto al plano de orbita alrededor del Sol. Por eso desde la Tierra se ve de modo distinto según la posición de ambos planetas, pasando de una fase en la que está perpendicular (de canto) hacia nosotros, momento en que es prácticamente invisible; a otra en que aparece desplegado de forma espectacular.¹

Como el planeta tarda treinta años en describir su órbita alrededor del Sol, hay dos posiciones cada quince años en las que el anillo queda oculto a nuestra mirada (la última vez en 2009).

En Systema Saturnium, Huygens también anunció el descubrimiento de Titán, la luna más cercana al planeta. Fue el primer hallazgo de un satélite alrededor de un mundo diferente del nuestro, después de las cuatro lunas jovianas descubiertas por Galileo. El astrónomo holandés murió en La Haya el 8 de julio de 1695.

Unos años antes, en 1675 el astrónomo francés, de origen italiano, Giovanni Domenico Cassini descubrió que en realidad no es un único anillo continuo de materia, sino un sistema múltiple con diferentes anillos separados por «divisiones» aparentemente vacías. La mayor de ellas se conoce como «división de Cassini», en su honor. El astrónomo también descubrió cuatro nuevas lunas de este planeta: Jápeto, Rhea, Dione y Tetis.

Los anillos de Saturno están formados por innumerables fragmentos de hielo y roca de diferentes tamaños, desde granos de polvo hasta bloques de un metro, con las formas más variadas. Los anillos principales se extienden en la región ecuatorial desde 7.000 hasta 80.000 km de distancia. Se denominan —desde el exterior hacia el interior— A, B y C. En 1980 y 1981, las naves Voyager 1 y 2 registraron otros cientos de anillos más estrechos formando parte de sus hermanos mayores. También descubrieron que la división de Cassini (entre los anillos A y B) está repleta de anillos mucho más tenues.

Por su parte, el anillo A está partido en dos por la División de Encke,² una rodaja prácticamente vacía que es barrida por una diminuta luna de unos 19 km de diámetro.

En 1848, el astrónomo francés Edouard Roche (1820-1883) estudió el efecto que ejercía la gravedad de los planetas sobre sus satélites y determinó que cualquier objeto (lunas o anillos planetarios) situado a una distancia inferior a 2,44 veces el radio del planeta no se podría aglutinar para formar un cuerpo sólido, y si ya lo era (como por ejemplo, un satélite natural), se disgregaría llegando a romperse. Esa distancia mínima se denomina «límite de Roche» en su honor. En el pasado, uno o varios objetos debieron situarse dentro del límite de Roche de Saturno, y se fragmentaron para dar lugar a los anillos.

LUNAS DE SATURNO

Saturno posee una gran cantidad de satélites. Hasta ahora se han confirmado 62 aunque su número podría superar los 200.

El más grande es Titán. Con un diámetro de 5.150 km es el segundo en tamaño del Sistema Solar (después de la luna joviana Ganímedes), y más grande que Mercurio. Es también el único satélite con una densa atmósfera formada por nitrógeno (98,4 por ciento) y —en menor medida— metano (1,6 por ciento) hidrógeno (0,1-0,2 por ciento) y pequeñas cantidades de otros compuestos como hidrocarburos. Estas moléculas se forman en las capas superiores de la atmósfera gracias a la radiación solar y se precipitan hacia cotas inferiores formando una especie de niebla de color naranja.

La superficie presenta pocos cráteres en comparación con otros satélites de Saturno, lo que sugiere una superficie joven y geológicamente activa. Está cubierta por una densa neblina y compuestos orgánicos complejos formados por cadenas de benceno. Cassini ha descubierto numerosos lagos de etano y, posiblemente, metano y otros hidrocarburos, que permanecen en estado líquido a las gélidas temperaturas de –143 °C. Son los primeros embalses de líquido estable hallados fuera de nuestro planeta.

Aunque algunos expertos han propuesto la existencia de posibles organismos que produzcan metano,³ la opinión generalizada apunta a un origen volcánico que aún no ha sido confirmado, la evaporación de los lagos o la existencia de un océano interno que libere lentamente el metano almacenado.

Todas estas características hacen de Titán un lugar único en nuestro Sistema Solar, una especie de cápsula del tiempo congelada que alberga las condiciones que existían en la Tierra en sus inicios, antes de la aparición de la vida. La sonda Cassini llevó consigo el módulo de descenso Huygens, que se posó en la superficie del satélite en 2004, y que ha proporcionado valiosos datos a los investigadores.

Otro buen candidato para buscar vida fuera de la Tierra es Encélado. Los datos suministrados por la sonda Cassini revelan que bajo la cáscara de hielo, este satélite de Saturno, de apenas 500 km de diámetro, cuenta con un océano de agua salada de 8 km de profundidad sobre un lecho rocoso. «La interacción entre los silicatos de la roca y el agua podría generar reacciones químicas, algo que no sucedería si el agua estuviera en contacto tan sólo con el hielo. Y las reacciones químicas son cruciales para que surja la vida», aventura el autor principal del estudio, Luciano Iess, de la Universidad de la Sapienza de Roma.

Aunque su gran distancia al Sol hace del sistema de Saturno un ambiente muy duro para que surja la vida, debemos tener en cuenta que hay organismos muy simples que pueblan las regiones polares de la Tierra bajo kilómetros de hielo, y son capaces de resistir y progresar en condiciones tan hostiles. Y si la existencia de estos organismos⁴ es posible en nuestro planeta, los científicos creen que también podrían darse en otros mundos helados como Encélado o Europa.

Otras lunas de Saturno son Rhea, la segunda en tamaño después de Titán y plagada de cráteres; Jápeto, con una mitad negra y otra luminosa, recorrido en su ecuador por una especie de cresta de 1.300 km de longitud; Dione y Tethys, satélites de roca y hielo; Mimas, con un enorme cráter llamado Herschel, consecuencia de un impacto tan violento que a punto estuvo de despedazarlo; Hiperión, el cuerpo celeste más grande del Sistema Solar con una forma completamente irregular; Jano y Epimeteo, dos mundos helados con órbitas tan similares que cada cuatro años intercambian sus puestos en una especie de carrera de relevos; y Febe, tal vez un asteroide capturado por Saturno que se mueve en sentido contrario al de los demás satélites.

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EL DIOS DEL CIELO

Datos básicos
Urano
La Tierra

Diámetro
51.118 km
12.756 km

Diámetro comparado con el terrestre
4,01
1

Día: Periodo de rotación sobre el eje en el ecuador
17h 14m
1 día

Año: órbita alrededor del Sol
84 años
365,256 días

Masa
8.686×10²⁵ kg
5,9736×10²⁴ kg

Masa comparada con la terrestre
14,5
1

Temperatura media superficial
–205,2 °C
15 °C

Gravedad superficial en el ecuador
8.69 m/s²
9,78 m/s²

Distancia media al Sol
2.870.972.200 km
(19,2 UA)
149.640.000 km
(1 UA)

N.º satélites
27
1

En la mitología griega, Urano era la personificación del firmamento. A diferencia de otros planetas, en esta ocasión el nombre hace referencia a una divinidad del panteón heleno.

Urano fue descubierto en 1781 por William Frederick Herschel, un profesor de música de origen alemán, aficionado a la astronomía.

William Herschel nació en Hannover el 15 de noviembre de 1738. Su padre, músico militar, le inculcó la pasión por la música, pero también por la ciencia, la filosofía, y la contemplación del cielo. A los quince años, el joven William tocaba el oboe con maestría y se unió a su padre y a su hermano Jacob en la banda del Regimiento de Guardias de Infantería.

En 1757 participó en la batalla de Hastenbeck entre Francia y Hannover durante la guerra de los siete años. La carnicería de la que fue testigo le causó tan honda impresión que decidió emigrar con su hermano a Inglaterra. En este país continuó su formación musical y llegó a ser organista y director del coro de la Octagon Chapel de Bath. En 1772 su hermana Carolina se trasladó a vivir con él. Fue por esas fechas cuando la lectura del libro La astronomía explicada bajo las leyes de Newton de James Ferguson, le despertó su interés por esta ciencia.

Con la ayuda de su hermana, fabricó sus propios telescopios, los más potentes de la época.

Una noche de marzo de 1781 le sorprendió un inesperado punto de luz en la constelación de Géminis. Había descubierto un nuevo planeta. Cuando se calculó su órbita y se determinó su distancia, se encontró que estaba el doble de lejos del Sol que Saturno, duplicándose así el tamaño del Sistema Solar conocido. Herschel fue elegido miembro de la Royal Society, recibió la famosa Medalla Copley y el rey Jorge III le concedió una pensión anual de 200 libras que le permitió abandonar las clases de música y dedicarse por entero a la astronomía.

Durante los siguientes setenta años no hubo acuerdo en el nombre del planeta. William Herschel envió una carta al rey Jorge en la que proponía que «si en alguna época futura se preguntan cuándo se descubrió el planeta recién hallado, sería una respuesta satisfactoria decir: durante el reinado del rey Jorge III. Así que como filósofo se me ha ocurrido el nombre de Georgium Sidus». En Francia, el planeta se conoció como Herschel y como Hércules, y en Alemania Johann Elert Bode propuso que si los nombres de los planetas contiguos eran Marte, Júpiter y Saturno, el recién hallado debería llamarse Urano, siguiendo la serie genealógica.

En 1850, John Couch Adams, el primero en calcular la posición de Neptuno, recomendó que el planeta se denominara oficialmente Urano, nombre que finalmente se aceptó.

Herschel mejoró la construcción de sus telescopios y en 1787 descubrió Titania y Oberón, los dos mayores satélites de Urano; y dos años más tarde halló dos nuevas lunas de Saturno: Encélado y Mimas.

GIGANTE GASEOSO

Urano es el séptimo planeta del Sistema Solar y el tercero en tamaño, un gigante gaseoso, como Júpiter y Saturno. Posee la atmósfera más fría, con una temperatura mínima de –224 °C, lo que sugiere que carece de una fuente importante de calor interna. Está compuesta fundamentalmente por un 83 por ciento de hidrógeno, un 15 por ciento de helio, un 2 por ciento de metano y pequeñas cantidades de vapor de agua, etano, acetileno y otros hidrocarburos. El metano situado en la parte alta de la atmósfera absorbe la luz roja, proporcionando al planeta su característico color aguamarina. De manera similar a las bandas de Júpiter y Saturno, en Urano existen franjas de nubes longitudinales de amoníaco y metano, que se mantienen más o menos constantes en función de la latitud, con vientos que soplan en la dirección de rotación con velocidades que llegan a superar los 500 km/h.

Los astrónomos creen que Urano tiene un núcleo rocoso de unos 16.000 km de diámetro, recubierto por una gruesa capa de hielo.

El planeta presenta varias peculiaridades. Durante su órbita de 84 años alrededor del Sol, rota de lado, con el ecuador casi perpendicular al plano del Sistema Solar y los polos a los lados, en lugar de arriba y abajo como en la Tierra. Como consecuencia de esta orientación fuera de lo común, cada uno de los polos se orienta hacia el Sol de forma periódica y experimenta un largo día de 42 años de duración, seguido de una interminable noche de otros 42 años. Otra peculiaridad es que su campo magnético no es ni paralelo ni perpendicular a los polos, sino inclinado en un ángulo de 60° con respecto a su eje. Estas características sugieren que el planeta puede haber sufrido una violenta colisión con un objeto del tamaño de la Tierra que basculó su eje de rotación durante la formación del Sistema Solar.

En 1977, el paso de Urano por delante de una estrella fue observado desde la Tierra¹ y permitió el descubrimiento de nueve anillos débiles a su alrededor. Nueve años más tarde, la sonda Voyager 2 encontró otros dos. Y en diciembre de 2005 el telescopio espacial Hubble detectó dos más. Son trece finos anillos, formados por trozos de hielo y roca procedentes de la colisión con uno o varios satélites.

LUNAS DE URANO

Urano tiene 27 satélites conocidos, que reciben los nombres de personajes de las obras de Shakespeare y Alexander Pope. Los cinco principales son Titania (el más grande, con 789 km de diámetro), Miranda, Ariel, Umbriel y Oberón. Son conglomerados compuestos mitad y mitad por hielo y roca.

Ariel parece que es el que tiene la superficie más joven, con menos cráteres de impacto, mientras que la de Umbriel parece la más antigua. El más espectacular es Miranda, descubierto en 1948 por el astrónomo holandés Gerard Peter Kuiper (1905-1973). Es un diminuto mundo de 483 km de diámetro, con cañones de 20 km de profundidad y peñascos de hasta 5 km de altura. Su paisaje rocoso es tan caótico y variado que los científicos han propuesto que, en los albores del Sistema Solar, chocó con un satélite merodeador que lo hizo pedazos. Los fragmentos volvieron a reunirse de nuevo, pero no terminaron de encajar como debían y el resultado fue una luna que parece construida a base de retales.

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EL ÚLTIMO PLANETA

Datos básicos
Neptuno
La Tierra

Diámetro
49.572 km
12.756 km

Diámetro comparado con el terrestre
3,9
1

Día: Periodo de rotación sobre el eje en el ecuador
16h 6m
1 día

Año: órbita alrededor del Sol
164,8 años
365,256 días

Masa
1,024×10²⁶ kg
5,9736×10²⁴ kg

Masa comparada con la terrestre
17,13
1

Temperatura media superficial
220 °C
15 °C

Gravedad superficial en el ecuador
11,15 m/s²
9,78 m/s²

Distancia media al Sol
4.498.252.900 km
149.640.000 km
(1 UA)

N.º satélites
14
1

En la mitología romana, Neptuno era el dios del mar, identificado con el griego Poseidón. Este planeta es el octavo y último del Sistema Solar, y el menor de los gigantes gaseosos.

La primera persona de la historia en observar Neptuno fue Galileo Galilei en diciembre de 1612, aunque el astrónomo italiano no lo identificó con un planeta.

Su descubrimiento no fue consecuencia del azar, sino que respondió a unas predicciones matemáticas. Mucho antes de su hallazgo se sospechaba de su existencia porque la órbita de Urano se desviaba de la prevista. Pronto se extendió la idea de que esas anomalías sólo podían explicarse por las perturbaciones ejercidas por otro planeta desconocido más lejano.

En 1845, un joven estudiante de Cambridge, llamado John Couch Adams (1819-1892) desarrolló una serie de cálculos que indicaban la existencia de un nuevo planeta que afectaba a la órbita de Urano. En septiembre de aquel año envió los cálculos a su profesor John Challis (1803-1882), quien a su vez se los pasó a George Airy (1801-1892), director del observatorio de Greenwich y astrónomo Real de Inglaterra. Aunque lo intentó en varias ocasiones, Adams no pudo entrevistarse personalmente con Airy, y éste tampoco mostró demasiado interés por su trabajo.

Entretanto, el director del observatorio de París, François Arago (1786-1853), le planteó el problema de la órbita de Urano a uno de sus astrónomos, Urbain Jean Joseph Le Verrier (1811-1877), quien inmediatamente se puso manos a la obra. En junio de 1846 presentó un estudio en la Academia de las Ciencias de París en el que anunciaba que las perturbaciones de la órbita de Urano debían ser causadas por un planeta desconocido cuya posición había calculado a menos de un grado de donde Adams dijo que estaba. Un artículo de Le Verrier con sus predicciones llegó a las manos de Airy, quien se percató del posible interés del asunto. Sugirió a Challis que comenzara la búsqueda en el observatorio de Cambridge. Éste emprendió una exploración por una amplia región del cielo en lugar de centrarse en las posiciones indicadas. Pasó dos veces por el planeta sin reconocerlo.

En Francia, tampoco hubo demasiado interés en buscarlo. Le Verrier envió sus datos a Johann Galle, del observatorio de Berlín. El mismo día que recibió la carta, Galle y su ayudante Heinrich d’Arrest apuntaron con el telescopio y descubrieron el planeta. A partir de ese momento comenzó una agria disputa por la autoría intelectual del hallazgo. Adams y Le Verrier se mantuvieron al margen de la discusión y cuando tiempo después se conocieron cultivaron una gran amistad. Sus nombres, junto al de Johann Galle, quedaron inmortalizados en sendos anillos de Neptuno.

El descubrimiento de Neptuno fue uno de los primeros que se hicieron gracias a las predicciones de unos cálculos matemáticos. Como le gustaba decir a Arago, Le Verrier fue «el hombre que descubrió un planeta con un lápiz».

El nuevo mundo recibió diversos nombres: «Janus», propuesto por Galle; «Océano», sugerido por Challis; o «Leverrier», nombre que no fue muy bien visto fuera Francia. Finalmente, y debido a su color azul verdoso, el propio Le Verrier sugirió «Neptuno», el dios romano del mar, nombre que parecía estar en consonancia con la nomenclatura mitológica de los demás planetas.

Casi todo lo que sabemos de Neptuno es gracias a la visita de la sonda espacial Voyager 2 el 25 de agosto de 1989. Su interior es roca cubierta con agua, metano y amoníaco líquidos. La atmósfera está compuesta por hidrógeno, helio, vapor de agua y metano, que le da su característico color azul, con temperaturas de hasta –260 °C.

Neptuno es un planeta dinámico, con manchas que recuerdan las tempestades de Júpiter. Durante años, estuvo marcado por la Gran Mancha Oscura, de un tamaño similar al de la Tierra, que desapareció en 1994. Otras manchas han aparecido en otros lugares del planeta. Los vientos son los más rápidos del Sistema Solar, ¡con velocidades supersónicas de 2.400 km/h!

También presenta un sistema de cinco anillos planetarios muy tenues y débiles, compuestos principalmente de polvo, cuya presencia fue confirmada por la Voyager 2. De dentro a fuera reciben los nombres de Galle, Le Verrier, Lassell, Arago y Adams (este último contiene tres arcos destacados llamados Libertad, Igualdad y Fraternidad).

LOS SATÉLITES DE NEPTUNO

Neptuno tiene 14 lunas conocidas. Antes de la visita de la Voyager 2 sólo se conocían dos: Tritón y Nereida (descubierta en 1949 por G. Kuiper). En 2013 la sonda espacial Hubble descubrió un pequeño satélite que, provisionalmente, recibe el nombre de S/2004 N 1

Tritón (2.707 km de diámetro) es la mayor de todas. Fue descubierta por William Lassell (1799-1880) el 10 de octubre de 1846, sólo diecisiete días después del descubrimiento del planeta. Debe su nombre al dios Tritón de la mitología griega. Es uno de los lugares más fríos del Sistema Solar (–235 °C), además de ser el único satélite de gran tamaño que posee una órbita retrógrada, es decir, que gira en sentido contrario a la rotación del planeta y en un plano muy inclinado respecto al ecuador. Los astrónomos creen que fue un objeto capturado del Cinturón de Kuiper por la fuerza gravitacional de Neptuno.

Tritón es de los pocos satélites geológicamente activos. Debido a ello, su superficie es relativamente joven y se asemeja a la de un melón cantalupo. Se compone de una corteza de nitrógeno congelado sobre un manto de hielo, que cubre un núcleo sólido de roca y metal. La Voyager 2 descubrió lo que parecían ser géiseres de nitrógeno líquido manando desde su superficie helada. Este descubrimiento cambió el concepto clásico de vulcanismo ya que, hasta entonces, se suponía que los cuerpos gélidos no deberían ser geológicamente activos.

48

EL PLANETA DEGRADADO

Datos básicos
Plutón
La Tierra

Diámetro
2.306 km
12.756 km

Diámetro comparado con el terrestre
0,18
1

Día: Periodo de rotación sobre el eje en el ecuador
6,4 días
1 día

Año: órbita alrededor del Sol
248 años
365,256 días

Masa
1,25×10²² kg
5,9736×10²⁴ kg

Masa comparada con la terrestre
0,002
1

Temperatura media superficial
–229,1 °C
15 °C

Gravedad superficial en el ecuador
0,6 m/s²
9,78 m/s²

Distancia media al Sol
5.913.520.000 km
(39,5 UA)
149.640.000 km
(1 UA)

N.º satélites
5
1

El descubrimiento de Neptuno explicaba gran parte de las rarezas observadas en la órbita de Urano, pero no todas. En 1905, el astrónomo Percival Lowell supuso la existencia de un objeto situado más allá al que llamó Planeta X¹ y calculó su posición en el cielo. Sin embargo, y a pesar de sus esfuerzos, no consiguió localizarlo.

Después de su muerte, en 1916, el observatorio continuó la búsqueda. Trece años después entró en escena el principal protagonista de esta historia: Clyde Tombaugh (1906-1997).

Tombaugh había enviado sus dibujos de Marte y Júpiter al observatorio Lowell donde, por casualidad andaban buscando un astrónomo aficionado (no podían costear el sueldo de un profesional). Su tedioso trabajo consistía en la búsqueda del planeta mediante el método del centelleo. Para ello se tomaban dos fotografías de la misma región del cielo en dos días diferentes. Cada una mostraba entre 50.000 y 400.000 estrellas. Si los puntos de luz eran sólo estrellas, ambas imágenes serían idénticas y al proyectarse sobre una pantalla en rápida alternancia, ninguna se movería. Pero si uno de esos puntos de luz fuera un planeta, parecería saltar sobre el fondo estrellado al pasar de una a otra fotografía. Después de revisar miles de imágenes, el 18 de febrero de 1930 detectó una luz saltarina en la constelación de Géminis, muy cerca de la zona indicada por Lowell. Tombaugh había localizado el planeta. El descubrimiento se anunció el 13 de marzo de ese año, coincidiendo con el 75 aniversario del nacimiento de Percival Lowell y el 149 aniversario del descubrimiento de Urano por Herschell.

¿Por qué no descubrió Lowell el planeta? Una de las razones es que Plutón es diminuto, más pequeño que la Luna, y se encuentra tan lejos que los telescopios no alcanzan a detectar los detalles de la superficie. Otra de los motivos es que Lowell confiaba localizarlo cerca de la eclíptica, el camino que siguen los demás planetas alrededor del Sol, pero la órbita de Plutón tiene una inclinación de 17º con respecto a la eclíptica, 10º más que la órbita de Mercurio que es la siguiente en inclinación.

Irónicamente, aunque el descubrimiento de Plutón estuvo basado en las predicciones de Lowell, el planeta es demasiado pequeño como para explicar las perturbaciones en la órbita de Urano, tal y como creía. En otras palabras, los cálculos de Lowell eran incorrectos.² Tombaugh tal vez tuvo razón cuando escribió años más tarde que el hallazgo «se debió a una llamativa cadena de hechos circunstanciales que se extendían a lo largo de varias décadas, decretada por el destino».

Venetia Bourney, una niña inglesa de once años, propuso que el nuevo objeto recibiera el nombre de Plutón, por el dios romano del inframundo (su equivalente griego era el oscuro y misterioso Hades). A Tombaugh le gustó la propuesta porque comenzaba con las iniciales de Percival Lowell. El 1 de mayo de 1930 Plutón fue adoptado como nombre oficial de este cuerpo celeste.

Plutón tarda 6,39 días en rotar sobre su propio eje y lo hace tumbado (como Urano) y en sentido contrario al resto de los planetas. Tarda 247 años y 8 meses en completar una vuelta alrededor del Sol, con una órbita tan excéntrica, inclinada y elíptica, que en un momento determinado atraviesa la de Neptuno y se sitúa más cerca de la estrella que este planeta.

Plutón no ha recibido nunca la visita de una sonda espacial, y está tan lejos que incluso el telescopio espacial Hubble debe esforzarse para verlo. Las mejores imágenes con las que contamos hasta el momento muestran poco más que su forma esférica y un color rojizo que cambia con el paso de los años, lo que sugiere que se trata de un objeto dinámico donde algo está ocurriendo, pero nadie sabe qué. Todos los datos que sabemos sobre su estructura y composición son aproximados. Es un mundo resplandeciente, compuesto de roca y distintas clases de hielo. Una capa helada de metano, nitrógeno y monóxido de carbono cubre la superficie (se estima que la temperatura es de entre –228º y –238 °C) bajo una atmósfera extremadamente tenue, compuesta probablemente de nitrógeno con algo de monóxido de carbono y metano. Durante la mayor parte del largo año plutoniano los gases atmosféricos están congelados.

Los astrónomos esperan que todas las dudas sobre este astro se disipen con la próxima llegada de la nave New Horizons, de la NASA. La sonda fue lanzada el 19 de enero de 2006 y está previsto que alcance su objetivo en julio de 2015. Nadie sabe qué encontrará. «La comunidad científica ha hecho muchas predicciones, incluyendo posibles anillos, erupciones de géiseres e incluso lagos —dice Adriana Ocampo, una de las responsables de la misión—. Independientemente de lo que encontremos, creo que Plutón y sus satélites superarán todas nuestras expectativas y nos sorprenderán más allá de lo que nuestra imaginación puede alcanzar. Pensemos en ver algo por primera vez y en descubrir lo desconocido.»

Después de un viaje de casi nueve años y aproximadamente 4.800 millones de kilómetros, la distancia más larga recorrida por una misión espacial para llegar a su objetivo principal, la nave dejó la hibernación el 6 de diciembre de 2014 para encaminarse hacia su tan esperado encuentro con Plutón. «Técnicamente, el despertar de la misión es algo rutinario y ensayado en ocasiones anteriores —explicó Glen Fountain, director del proyecto New Horizons—. Sin embargo, es importante desde un punto de vista simbólico ya que significa el comienzo de nuestras operaciones previas al encuentro.» El máximo acercamiento a Plutón que realizará la sonda tendrá lugar el 14 de julio de 2015, pero un mes antes ya estará en condiciones de ofrecer imágenes del plutoide y sus lunas mejores que las que puede aportar el telescopio espacial Hubble.

SATÉLITES DE PLUTÓN

Plutón tiene cinco lunas. La mayor es Caronte,³ descubierta en 1978 por el astrónomo estadounidense James W. Christy (nacido en 1938). Con sus 1.190 km de diámetro, es casi la mitad de grande que Plutón, lo que la convierte en la mayor luna del Sistema Solar en relación con el tamaño de su anfitrión. Ambos objetos están sujetos el uno al otro por la gravedad, ofreciéndose siempre la misma cara.

Las otras cuatro lunas son Nix, Hidra, Cerbero y Estigia. Nix (diosa griega de la noche) e Hidra (monstruo mitológico de siete cabezas) fueron descubiertas en 2005 por el telescopio espacial Hubble. Ambas tienen entre 32 y 113 km de diámetro. Sus nombres fueron elegidos de forma conjunta, ya que sus iniciales «N» y «H» rinden homenaje a la sonda New Horizons.

Cerbero y Estigia⁴ también fueron descubiertas por el Hubble en 2011 y 2012, respectivamente. Cerbero tiene un diámetro de entre 13 y 34 km, mientras que el de Estigia mide entre 9 y 24 km. Resulta sorprendente que cuerpos tan pequeños puedan ser detectados a más de 5.000 millones de kilómetros de distancia, lo que da idea de la potencia y versatilidad del telescopio espacial.

Los astrónomos creen que este sistema de lunas se formó por la colisión entre Plutón y otro cuerpo de tamaño planetario en las primeras etapas del Sistema Solar.

49

EN LOS CONFINES DEL SISTEMA SOLAR

Durante 76 años Plutón fue considerado un planeta de pleno derecho por la comunidad científica. Sin embargo, el 24 de agosto de 2006, la Unión Astronómica Internacional (UAI) lo degradó a la condición de planeta enano, una medida que no estuvo exenta de polémica. Dos años más tarde, el comité ejecutivo de la UAI decidió rebautizarle con un nombre menos peyorativo: «plutoide»; una denominación que sirve para identificar a todos los objetos situados más allá de Neptuno, en el llamado cinturón de Kuiper, que tengan la suficiente masa como para que su propia gravedad les haya dado una forma casi esférica, no sean satélites y no hayan limpiado la zona de su órbita de planetesimales.

En principio, todo objeto transneptuniano que tenga un diámetro aproximado de unos 800 km es candidato a ser considerado un plutoide, aunque por el momento, sólo Plutón, Eris,¹ Makemake² y Haumea³ se incluyen en esta categoría.

Cuando se descubrió, Eris se hallaba al doble de la distancia de Plutón al Sol (97 veces la distancia entre el Sol y la Tierra) y, durante un tiempo, fue el objeto del Sistema Solar más lejano. Su órbita tiene una inclinación de 44º, por lo que se desplaza o muy por encima o muy por debajo de las trayectorias de los demás planetas. También se ha descubierto que posee una luna, denominada Disnomia.⁴

Haumea, por su parte, tiene dos satélites naturales conocidos: Hi’iaka y Namaka.⁵ El descubrimiento del plutoide fue anunciado prácticamente de forma simultánea en 2005 por el equipo liderado por Mike Brown, en el observatorio Palomar del CalTech en Estados Unidos y por el grupo de José Luis Ortiz Moreno en el observatorio de Sierra Nevada en España.⁶ Finalmente la primacía del hallazgo le fue concedida a los norteamericanos.

CINTURÓN DE KUIPER

El cinturón de Kuiper es un conjunto de objetos situados más allá de Neptuno, que orbitan alrededor del Sol a una distancia de entre 30 y 100 UA. El nombre hace referencia al astrónomo estadounidense de origen holandés Gerard Kuiper que predijo su existencia en 1951. Hubo que esperar más de cuarenta años para descubrir el primero de estos objetos, un asteroide que recibió el nombre de «1992 QB1». Se estima que alberga unos 35.000 objetos de más de 100 km de diámetro.

Son difíciles de detectar porque apenas son perceptibles y se desplazan con gran lentitud. Tardan siglos en completar una órbita en torno al Sol. Es posible que sean restos de la formación del Sistema Solar, que fueron expulsados a esa remota región exterior por la interacción entre los planetas gigantes.

Está previsto que la sonda New Horizons visite alguno de los objetos transneptunianos después de su paso por Plutón. En octubre de 2014, el equipo de investigadores del proyecto localizó tres posibles objetivos con la ayuda del telescopio Hubble. Se trata de tres objetos, de entre 25 y 55 km de diámetro, que se encuentran 1.600 millones de kilómetros más allá del plutoide, y serían visitados por la sonda en 2018 o 2019.

BOLAS DE NIEVE SUCIA

En el cinturón de Kuiper se encuentran los cometas, objetos de hielo y roca que orbitan en torno al Sol en diferentes trayectorias. Su forma y repentina aparición en los cielos han llamado siempre la atención. En la antigüedad fueron asociados a malos presagios y supersticiones y hoy en día se mantiene el temor a que alguno de ellos pueda impactar con la Tierra.

Los cometas se encuentran entre los objetos más antiguos del Sistema Solar, y han permanecido prácticamente inalterados desde su formación, hace 4.500 millones de años. En el siglo XVI, el astrónomo danés Tycho Brahe demostró que eran objetos celestes y no fenómenos atmosféricos. En 1705, el británico Edmund Halley aplicó las leyes de Newton para, calcular las órbitas de 24 cometas en su libro Synopsis astronomiae cometicae («Sinopsis de la astronomía de los cometas»), y demostró que el visto en 1531, el registrado por Kepler en 1607 y el observado por el propio Halley en 1682 eran, en realidad, retornos del mismo cometa. Halley calculó que regresaría de nuevo a finales de 1758 o principios de 1759. El astrónomo no vivió para ver confirmada su predicción, pero el cometa volvió y fue descubierto por el astrónomo aficionado Johann Georg Palitzsch en la Nochebuena de 1758. A partir de entonces, fue conocido como el cometa Halley.

En 1860, el astrónomo también británico William Huggins (1824-1910) estudió la composición química de los cometas a través de su espectro de luz y descubrió que, además de polvo, contenían algunos gases.

En 1950, el estadounidense Fred Lawrence Whipple (1906-2004) propuso el modelo «bola de nieve sucia» para explicar su composición. De acuerdo con ese modelo, el núcleo cometario no es más que una bola de nieve, roca y barro de varios kilómetros de diámetro. Esa nieve está compuesta por una mezcla de agua helada, óxidos de carbono, metano, amoníaco, cianógeno y otros compuestos orgánicos. Lejos del Sol, un cometa no es más que esto. Pero a medida que se aproxima a la estrella, los hielos se calientan, se evaporan y arrastran consigo los granos de polvo que, al quedar libres, reflejan la luz solar. Este material forma una coma o cabellera alrededor del núcleo, que puede llegar a medir varios miles de kilómetros de diámetro. Parte del gas liberado se ioniza y es arrastrado por el viento solar, dando lugar a una cola azulada, en ocasiones de decenas de millones de kilómetros de largo. Los granos de polvo también son arrastrados formando, en este caso, una cola de color amarillento. Las colas van detrás del núcleo cuando se acerca al Sol y delante cuando se aleja.

Dependiendo del tamaño de su órbita los cometas pueden ser de periodo corto, medio o largo. Los primeros, necesitan menos de veinte años para describir un giro completo alrededor del Sol. El periodo más breve conocido corresponde al cometa Encke, con 3,3 años. Los cometas de periodo medio tardan entre veinte y doscientos años. Un ejemplo es el famoso Halley, que regresa cada 76 años de media. Es el único de estas características visible a simple vista.

NUBE DE OORT

Los cometas de periodo corto y medio tienen su origen en el cinturón de Kuiper, pero se cree que los de periodo largo (más de doscientos años) se originan en la Nube de Oort, una hipotética región del espacio que todavía no ha sido observada directamente, situada más o menos a un año luz del Sol. Su existencia fue propuesta en 1950 por el astrónomo holandés Jan Hendrik Oort (1900-1992) y podría albergar miles de millones de núcleos cometarios. Estos núcleos permanecen en «hibernación» hasta que algún fenómeno altera su órbita y los lanza bien hacia fuera del Sistema Solar, bien hacia su interior, en una órbita que lo llevará hasta el Sol. Hyakutake y Halle-Bopp, son dos buenos ejemplos de este tipo. El primero pasó por primera vez cerca de la Tierra en marzo de 1996, después de 9.000 años. En 1997, el Halle-Bopp dio la vuelta al Sol en su primera visita después de más de 4.000 años. Al acercarse a Júpiter se ha acortado su órbita, de forma que su próxima aparición tendrá lugar dentro de tan sólo 2.400 años. Es posible que tras repetidos encuentros con Júpiter, el periodo se reduzca todavía más. De hecho, es lo que se piensa que pasó con el cometa Halley, que debió tener su origen en la Nube de Oort y tras sucesivas órbitas ahora procede del cinturón de Kuiper.

La enorme atracción gravitatoria de Júpiter puede llegar a provocar que uno de estos cuerpos acabe estrellándose contra él. Es lo que ocurrió con el cometa Shoemaker-Levy. En julio de 1992 pasó junto al límite de Roche del gigante gaseoso y las fuerzas de marea disgregaron el cometa en una veintena de fragmentos de hasta 2 km de diámetro, que terminaron chocando con Júpiter entre los días 16 y 22 de julio de 1994. Cada impactó generó una mancha oscura en la atmósfera joviana que fue visible durante casi un año. Fue la primera vez que los científicos tuvieron la oportunidad de ser testigos de la colisión de dos cuerpos extraterrestres y el espectáculo fue seguido por miles de telescopios en tierra y varias sondas espaciales, incluidas Hubble y Galileo.

El 19 de octubre de 2014, el cometa Siding Spring se acercó a Marte a una distancia récord de unos 139.500 km, algo que sólo ocurre una vez cada ocho millones de años aproximadamente. Su paso fue seguido desde observatorios terrestres y también por las siete sondas espaciales que en ese momento se encontraban en el planeta rojo. Ha sido la primera vez que los científicos han tenido la oportunidad de estudiar de cerca a uno de estos objetos procedentes de la Nube de Oort.

ENCUENTROS CON COMETAS

La primera misión espacial a un cometa fue la International Comet Explorer (ICE), un proyecto conjunto de la NASA y de la Agencia Espacial Europea. Su objetivo inicial fue el estudio de la interacción del viento solar y del campo magnético terrestre. Una vez finalizada se dirigió al encuentro del cometa Halley para estudiar la interacción del viento solar con su coma. En su camino se cruzó con el cometa Giacobini-Zinner en 1985. Aquella misión permitió comprobar que el agua era el constituyente principal de estos cuerpos.

En marzo de 1986, el cometa Halley fue estudiado in situ por cinco sondas espaciales que salieron a su encuentro: la europea Giotto, las soviéticas Vega1 y Vega 2 y las japonesas Suisesi y Sakigake. Los datos más espectaculares fueron tomados por la sonda Giotto y demostraron que el modelo de bola de nieve sucia de Whipple era correcto.

En 1998, la NASA lanzó la sonda Deep Space 1 al encuentro del cometa Borrelly (que sobrevoló en 2001), aunque su finalidad principal fue la de comprobar tecnologías espaciales como un motor iónico, nuevos paneles solares y un sistema de navegación autónoma que posteriormente serían utilizados en otras misiones.

La Agencia Espacial Estadounidense envió en 1999 y 2005 las misiones Stardust y Deep Impact para estudiar los cometas Wild 2 y Tempel 1, respectivamente. La primera situó una sonda en la cabellera del cometa y capturó muestras de material que trajo de regreso a la Tierra. Su análisis permitió la detección del aminoácido glicina y de hidrocarburos aromáticos complejos, hallazgos que respaldaron el importante papel que tuvieron que tener los cometas en la química prebiótica de nuestro planeta.

El 4 de julio de 2005, la misión Deep Impact lanzó contra el núcleo de Tempel 1un proyectil de 370 kilos. Analizando la nube de gas y polvo originada, pudo comprobar que el cometa estaba cubierto por una fina capa de hielo y material orgánico.

La Agencia Espacial Europea lanzó la misión Rosetta en 2004 con el objetivo de situarse junto al cometa Churyumov-Gerasimenko. Diez años después, en agosto de 2014, alcanzó su objetivo. El 12 de noviembre de ese año, la sonda envió el módulo Philae que se posó sobre el núcleo cometario en una región bautizada con el nombre de Agilkia.⁷ Los sistemas de arpones que deberían anclarlo al cometa no funcionaron adecuadamente y rebotó hasta tres veces antes de situarse definitivamente en una zona donde apenas recibía luz solar para recargar las baterías, Aun así, y a pesar de haber estado activo tan sólo 57 horas, Philae consiguió detectar la presencia de materia orgánica (a la hora de cerrar la edición del libro, los investigadores de la misión no habían especificado el listado de sustancias halladas) y agua distinta de la que puede encontrarse en la Tierra, con tres veces más deuterio (un isótopo de hidrógeno). El hallazgo parece sugerir que no fueron estos objetos sino los asteroides, la fuente del líquido elemento en nuestro planeta.

El cometa y la sonda se encuentran a más de 400 millones de km de la Tierra, a medio camino entre las órbitas de Júpiter y Marte, avanzando velozmente, a casi 55.000 km/h, hacia el Sistema Solar interior. Rosetta lo acompañará durante más de un año recogiendo datos sin precedentes sobre el funcionamiento de un cometa a lo largo de su órbita alrededor del Sol.

EN LA FRONTERA

No sólo hay cometas en la Nube de Oort. El 14 de noviembre de 2003, los astrónomos Mike Brown, Chad Trujillo y David Rabinowitz descubrieron el primer objeto no cometario en esta región, un planeta enano que llamaron Sedna.⁸ Se encuentra en la región más fría de nuestro Sistema Solar con temperaturas inferiores a –240 °C. Tarda 10.500 años en completar una órbita alrededor del Sol y en su punto más lejano se sitúa a más de 937 UA. Se calcula que tiene unos 1.700 km, de diámetro (tres cuartas partes del tamaño de Plutón) y después de Marte, es el segundo cuerpo celeste más rojizo.

En marzo de 2014, Sheppard y Trujillo anunciaron el descubrimiento de un nuevo planeta enano. Bautizado provisionalmente como 2012 VP113,⁹ podría tener un diámetro de entre 300 y 1.000 km. Posee una órbita muy elíptica, con un perihelio de 80 UA, mientras que su afelio está a 450 UA y tarda unos 4.000 años en completarla. Para que nos hagamos una idea, Neptuno está situado a 30 UA del Sol y el cinturón de Kuiper se extiende desde las 30 a las 50 UA.

Las peculiaridades de su órbita permiten suponer la influencia gravitacional de otro cuerpo celeste de gran tamaño desconocido, diez veces más grande que la Tierra. «Algunos de estos cuerpos de la Nube de Oort podrían rivalizar en tamaño con Marte o incluso con la Tierra. Esto se debe a que muchos de los objetos de la Nube de Oort interior son tan distantes que incluso los grandes serían demasiado débiles para ser detectados con la tecnología actual», aseguró Sheppard. Los autores de este trabajo consideran que pueden existir alrededor de novecientos objetos con órbitas como Sedna y 2012 VP113.

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LA AMENAZA QUE VIENE DEL CIELO

Si el agua y la materia orgánica de los cometas pudieron contribuir a la aparición de la vida en la Tierra, la colisión con uno de estos cuerpos celestes de gran tamaño también podría acabar con ella.

Constantemente están cayendo objetos del cielo. Se calcula que la Tierra recibe al año cerca de 30.000 toneladas de polvo interplanetario y meteoroides, restos de cometas y asteroides cuyo tamaño varía entre 100 micras¹ y 50 m. Por fortuna, la mayoría son como granos de sal. Atraviesan el cielo a grandes velocidades y al contacto con la atmósfera se incendian en medio de un resplandor fluorescente, dando lugar a las populares «estrellas fugaces». Estos fenómenos luminosos o meteoros² ocurren en la termosfera, a partir de unos 120 km por encima de la superficie terrestre, donde la densidad del aire es bastante baja pero suficiente para calentar y detener estas partículas. A una altura de 80 km casi todos los meteoroides se han volatilizado.

Al orbitar alrededor del Sol, los cometas dejan tras de sí una estela de desechos. Todos los años, cuando la Tierra atraviesa los distintos rastros, enjambres de partículas chocan con la atmósfera dando lugar a las conocidas lluvias de estrellas fugaces, que reciben el nombre de la constelación de la que proceden. Son famosas las Perseidas o Lágrimas de San Lorenzo, cuyo máximo se produce en torno al 12 de agosto, cuando nuestro planeta cruza la traza del cometa Swift-Tuttle.

Los bólidos son meteoros muy brillantes, con aspecto de bola de fuego, que dejan una estela luminosa que puede llegar al suelo en medio de un gran estruendo. En ocasiones, pueden encontrarse fragmentos que han resistido la completa volatilización en su paso por la atmósfera.

Los meteoritos tienen diferente origen (pueden ser restos de asteroides o rocas procedentes de la Luna o Marte) y, por tanto, distinta composición. Se clasifican en condritas (85,7 por ciento de los que caen a la Tierra), meteoritos rocosos que se caracterizan por la presencia de cóndrulos o pequeñas esferas compuestas por diversos minerales rocosos; acondritas (7,1 por ciento), también rocosos y similares a las rocas ígneas; y férricos, compuestos generalmente de aleaciones de hierro y níquel.

Su tamaño puede variar, desde pequeños granos que llegan al suelo, a rocas de varias toneladas.

HUELLAS DE IMPACTO

Desde su formación, la Tierra ha sufrido millones de impactos de meteoritos y cometas, pero al ser un planeta geológicamente activo, se han borrado las huellas de las colisiones. A pesar de ello, se conocen 178 cráteres. El más grande y antiguo es el Vredefort, en Sudáfrica, de 300 km de diámetro. Fue causado hace 2.020 millones de años por un asteroide de 5 a 10 km de diámetro.

El segundo cráter en tamaño es el Chicxulub, en la península del Yucatán, con un diámetro de unos 150 km y 65 millones de años de antigüedad. El impacto causó la desaparición de los dinosaurios y de muchas otras especies vivas. Este escenario apocalíptico lo produjo un asteroide de unos 10 km de diámetro. En el espacio interplanetario hay objetos mayores y en algún momento de la historia de la Tierra volverán a impactar contra ella. Es simplemente una cuestión de tiempo.

El 30 de junio de 1908, un asteroide de 100.000 toneladas estalló a unos 10 km de altitud sobre la región siberiana de Tunguska, con la fuerza de una bomba nuclear de entre 20 y 30 megatones. La explosión, que afectó principalmente a una región deshabitada, incendió y derribó árboles en un área de unos 50 km de diámetro.

El 15 de febrero de 2013, una lluvia de meteoritos sobre la región rusa de Chelyabinsk, en los Urales, causó una serie de explosiones que dejaron más de un millar de heridos, una estela de daños y alarma general entre la población.

VIGILANDO LOS CIELOS

Los científicos estiman que un asteroide de medio kilómetro de diámetro o mayor golpea la Tierra una vez cada 40.000 años, así que la probabilidad de enfrentarse a una colisión de este tipo en el próximo siglo es de alrededor de 1 a 400. Es una probabilidad baja pero no despreciable, de ahí que se estudien diversas fórmulas para evitarlo.

El 15 de febrero de 2013, el asteroide (2012) DA14, de unos 20 m de diámetro, pasó a unos 27.700 km de la Tierra, una distancia incluso menor que la de los satélites geoestacionarios, que orbitan a unos 35.800 km de la superficie terrestre. Ha sido el tránsito más cercano de un asteroide desde que se estudian las órbitas de estos objetos y se pudo predecir con tiempo.

El asteroide fue detectado por primera vez por un telescopio robotizado situado en la Sierra de La Sagra, en Granada, perteneciente al proyecto LSSS (La Sagra Sky Survey), del observatorio Astronómico de Mallorca, un programa dedicado al descubrimiento y seguimiento de cuerpos menores del Sistema Solar, especialmente los cercanos a la Tierra o NEOs (Near Earth Objects), así como de los desechos espaciales.

El programa de detección más importante es el NEOO (Near-Earth Object Observations), de la NASA, que ha descubierto más de 10.000. Se trata de asteroides y cometas que pueden acercarse a menos de 45 millones de kilómetros de distancia. Su tamaño varía desde unos pocos metros hasta los 41 km de diámetro de (1036) Ganimedes, el asteroide cercano a la Tierra más grande que se ha encontrado hasta ahora.

Para que un NEO golpee la Tierra y provoque una significativa devastación en áreas pobladas, tendría que medir alrededor de 30 m o más.

Para evitar una catástrofe, habría dos alternativas: destruirlo o desviarlo. El uso de armas nucleares no parece ser lo más aconsejable. Los asteroides rocosos de pequeño tamaño volarían en pedazos y la multitud de fragmentos generados extenderían el daño a un área más grande en la Tierra. Si el asteroide está compuesto de hierro, es muy improbable que fuera destruido por un misil nuclear.

Por otro lado, para desviar un asteroide con éxito hace falta saber con precisión cómo y cuánto hay que «empujarlo». La Agencia Espacial Europea ha seleccionado una propuesta de misión española llamada Don Quijote para investigar cómo se podría desviar uno de estos objetos en caso necesario. Consiste en dos naves: Hidalgo y Sancho. Su objetivo sería un asteroide pequeño, de medio kilómetro de diámetro. Sancho se encontraría con él unos meses antes que Hidalgo y lo estudiaría. Una vez recopilada la información, Hidalgo se lanzaría como un «kamikaze» con sus 530 kg contra el asteroide, con una velocidad de unos 10 km/s.

Sancho analizaría los cambios en la órbita y en el estado de rotación del asteroide, y recogería muestras del polvo levantado por la colisión.

¿Conseguiría una misión como Don Quijote evitar el choque en caso de amenaza real? Por ahora sólo se trata de un experimento para adquirir conocimiento.

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SURCANDO LOS MARES DEL ESPACIO

El 25 de agosto de 2012, la nave espacial Voyager 1 de la NASA se convirtió oficialmente en el primer objeto construido por el hombre que abandonó el Sistema Solar, en un viaje hacia el infinito. La sonda se encuentra a más de 19.000 millones de kilómetros de nuestro Sol, y se aleja de nosotros a la vertiginosa velocidad de 17 km/s, unos 62.000 km/h.

«Ahora que tenemos datos nuevos y clave, creemos que esto es el salto histórico de la humanidad hacia el espacio interestelar», aseguró Ed Stone, miembro del equipo del proyecto Voyager en el Instituto de Tecnología de California.

La misión Voyager ha sido uno de los mayores éxitos de la exploración espacial. Fue diseñada para aprovechar una extraña disposición geométrica de los planetas exteriores a finales de la década de 1970. Esa posición de Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, que ocurre una vez cada 175 años, daba la posibilidad de enviar una sonda espacial para que pasara cerca de un planeta, observarlo, y aprovechando su «tirón gravitacional» seguir el viaje hasta el siguiente. El uso de los motores propios de la nave se limitaba a realizar pequeñas correcciones en la trayectoria.

La Voyager 2 fue lanzada la primera, el 20 de agosto de 1977, desde el Centro Espacial Kennedy, en Cabo Cañaveral. Voyager 1 fue lanzado en una trayectoria más rápida hacia Júpiter el 5 de septiembre de 1977.

Voyager 1 visitó Júpiter en 1979 y Saturno en 1980, mientras Voyager 2 sobrevolaba Júpiter en 1979 y Saturno en 1981. Estos encuentros aportaron datos que revolucionaron el conocimiento del Sistema Solar.

Voyager 2 llegó a Urano en enero de 1986, enviando a la Tierra detalladas fotografías del planeta y medidas de sus satélites, anillos y campos magnéticos. Más tarde, el 25 de agosto de 1989, tomaba las primeras fotografías de Neptuno (que era visto por primera vez desde su descubrimiento en 1845) y halló seis nuevos satélites y un sistema de anillos a su alrededor. Después, la sonda siguió su trayectoria y salió del plano de la eclíptica por el sur, adentrándose en el espacio interestelar.

Mientras tanto, Voyager 1 siguió su viaje tras el encuentro con Saturno y abandonó el plano de la eclíptica por el norte. En estos momentos, es el objeto artificial más alejado de la Tierra.

Las Voyager son los mejores ejemplos de las naves que comenzaron a surcar el Universo, sondas maravillosamente construidas que exploran planetas desconocidos.

Estos viajes y descubrimientos son los últimos de una larga serie que han caracterizado al ser humano. En el siglo XVI, la travesía atlántica entre España y el Nuevo Mundo se prolongaba entre cincuenta y setenta días. Se requerían doce jornadas para llegar hasta Canarias, un mes para atravesar el Atlántico y otro tanto para cruzar el Caribe. Hoy se tarda unos días en alcanzar la Luna, y diez meses en situar una nave en órbita de Venus y Marte que al, igual que las Indias occidentales, son nuevos mundos que nos esperan.

«Voyager ha llegado valientemente a un sitio donde nadie fue antes, marcando así uno de los logros tecnológicos más significativos en los anales de la historia de la ciencia y sumando un nuevo capítulo en los sueños y en los esfuerzos científicos de los seres humanos —expresó John Grunsfeld, administrador asociado de la división científica de la NASA—. Quizá los futuros exploradores del espacio profundo se encuentren con Voyager, nuestro primer enviado interestelar, y reflejen la enorme colaboración que realizó esta intrépida nave espacial para que ellos pudieran llevar a cabo ese viaje.»

Cada sonda lleva a bordo un disco fonográfico hecho de cobre y bañado en oro, con 118 fotografías de la Tierra; noventa minutos de la mejor música del mundo; un conjunto de sonidos de nuestro planeta (desde el ladrido de un perro al estruendoso lanzamiento del cohete Saturno 5); saludos en 55 idiomas; las ondas cerebrales de una joven mujer enamorada; y una salutación del secretario general de la ONU. Un equipo dirigido por Carl Sagan confeccionó estas grabaciones como mensaje para civilizaciones extraterrestres que pudieran cruzarse en su camino.

«Dentro de mil millones de años, cuando todo lo que hemos construido en la Tierra se haya convertido en polvo, cuando los continentes hayan cambiado más allá de lo reconocible y nuestra especie haya sido alterada de manera inimaginable o se haya extinguido, los registros que hay a bordo de las naves Voyager hablarán por nosotros», escribieron Carl Sagan y Ann Druyan en la introducción de la versión en CD del disco.

¿Cuál es la probabilidad de que el disco sea encontrado por alienígenas? Prácticamente nula. Aunque existieran, las sondas Voyager no se acercarán ni a unos pocos años luz de otra estrella durante los siguientes 40.000 años. Pero, por otro lado, ¿cuál es la probabilidad de que una especie de primates evolucione hasta convertirse en un ser inteligente capaz de desarrollar el vuelo espacial y enviar el sonido del beso de una madre a su hijo hacia el infinito?

Las Voyager son las embajadoras del ser humano hacia regiones del cosmos completamente inexploradas. Como decía Carl Sagan, «nos hemos embarcado en viajes épicos».

NOTAS

1. Las constelaciones son agrupaciones convencionales de estrellas cuya posición es, aparentemente, invariable. Civilizaciones antiguas decidieron unirlas mediante trazos imaginarios, dando lugar a figuras virtuales sobre la esfera celeste. Por ejemplo, Osa Mayor, Orión o las doce del zodiaco.

2. Génesis 1,1.

3. Homero cita en la Odisea constelaciones como la Osa Mayor y Orión, y describe cómo las estrellas pueden servir de guía en la navegación.

4. La palabra «planeta», etimológicamente viene del latín, que a su vez la tomó del griego, y tiene dos acepciones: vagabundo y errante. En la antigua Grecia se dio ese nombre a los cuerpos celestes que presentaban un movimiento aparente con respecto al fondo de estrellas fijas.

5. Esta esfera consta de un cierto número de círculos (en latín «armilla» significa círculo) insertos unos en otros, representando el ecuador celeste, la eclíptica, el horizonte, el zodiaco, etc., de forma que, una vez dirigida hacia una estrella, se pueden leer sus coordenadas celestes sobre unas escalas graduadas.

6. Marte, Júpiter y Saturno están más lejos del Sol y se mueven más lentamente que la Tierra. Nuestro planeta completa su órbita en menos tiempo y, en ocasiones, adelantamos a uno de ellos dando la sensación de que se desplaza en sentido contrario. Es un efecto parecido al que tiene lugar cuando un coche más rápido supera a otro en una autopista de varios carriles

7. En esa época los médicos se valían de la astrología para el diagnóstico, pronóstico y tratamiento de las enfermedades.

8. Johannes Schöner (1477-1547) fue un renombrado astrónomo, astrólogo, geógrafo, cosmógrafo, cartógrafo, matemático, inventor de instrumentos científicos, editor de ensayos científicos y sacerdote alemán.

9. En este caso se entiende por racional lo aceptado por la Iglesia católica.

10. Sus restos fueron hallados en 2005 bajo el altar de la catedral de Frombork por un grupo de arqueólogos polacos y verificados tres años más tarde al comparar el ADN con el obtenido a partir de un cabello del astrónomo que se encontró en uno de sus manuscritos. El 22 de mayo de 2010 sus restos serían nuevamente depositados en la catedral de Frombork en una solemne ceremonia.

11. Institución oficial de la Iglesia católica que entre los siglos XVI y XX se dedicó a la revisión y censura de libros y otras obras impresas.

1. Una leyenda posterior dice que al firmar su abjuración murmuró entre dientes: Eppur si muove («Y sin embargo se mueve»).

2. En un horóscopo familiar, Kepler describió a su padre como «vicioso, inflexible, pendenciero y destinado a acabar mal», y a su madre como «murmuradora, pendenciera y de mal carácter».

3. Uraniborg significa «castillo de Urania», musa griega de la astronomía y la astrología.

4. Los cometas son mucho más comunes, pero en aquella época no eran considerados objetos celestes sino fenómenos atmosféricos.

5. Su primer matrimonio con Bárbara fue por amor, pero el segundo, en 1613, fue una cuestión práctica (necesitaba una mujer que cuidase de él y de los niños), y eligió a su esposa, Susana, en un casting entre —al menos— once candidatas.

6. Este conflicto se desarrolló en Europa Central entre los años 1618 y 1648, y en él intervinieron la mayoría de las grandes potencias europeas de la época.

7. La tumba fue destruida en 1632 por el ejército sueco. También se perdieron muchos de sus trabajos. La mayoría fueron recuperados en 1773 por Catalina II de Rusia. Actualmente se conservan en el Observatorio de Pulkovo, en San Petersburgo.

1. Estos alumnos se pagaban los estudios realizando servicios domésticos a los profesores, haciendo las veces de porteros, camareros, etc.

2. Lucas legó su biblioteca de 4.000 volúmenes a la universidad, y mandó la compra de terrenos que diesen un rendimiento anual de 100 libras para poder fundar una cátedra. El profesor que la ocupase tenía que dar por lo menos una clase de matemáticas a la semana, y disponer de dos horas semanales para resolver las dudas de los alumnos. La prestigiosa cátedra fue ocupada entre 1980 y 2009 por Stephen Hawking.

3. Ambos se embarcaron en una agria polémica sobre la autoría de la invención que se prolongó hasta la muerte del matemático alemán.

4. Los telescopios reflectores son los que se utilizan actualmente en la mayoría de los observatorios astronómicos.

5. Para reducir la aberración cromática se construían telescopios muy largos y pesados. Por ejemplo, el de Johannes Hevelius (1611-1687) medía 47 m y tenía que ser manejado con la ayuda de una grúa.

6. El filósofo y matemático francés interpretaba la luz como un pulso transmitido en el espacio.

7. La Royal Society (Real Sociedad de Londres para el Avance de la Ciencia Natural) es la sociedad científica más antigua del Reino Unido y una de las más antiguas de Europa. Fue fundada en 1660, aunque varios años antes ya existía un grupo de científicos que se reunía con cierta periodicidad y fueron el germen de la institución.

8. En recuerdo de la quintaesencia aristotélica, el quinto elemento invisible que llenaba el Universo.

9. En cierta ocasión, se levantó del escaño durante una de las sesiones y se hizo el silencio entre sus señorías, para escuchar las palabras que el respetado sabio iba a dirigirles por primera vez. Newton dijo: «Perdón, ¿podría alguien cerrar aquella ventana? Hay corriente de aire y se me puede caer la peluca». Nunca más volvió a tomar la palabra en el Parlamento.

1. Recibían este nombre porque el vidrio fundido e incandescente tenía que enfriarse muy despacio en hornos que se iban apagando muy lentamente para que no se formaran tensiones internas en el vidrio o, incluso, se quebraran.

2. Las líneas del espectro solar, un cráter lunar y una de las instituciones científicas más importantes de Alemania llevan su nombre en su honor.

3. Bunsen inventó el famoso mechero que se emplea en los laboratorios de química de todo el mundo.

4. En la mitología griega, el dios Helio era hijo de los titanes Hiperión y Tea y representaba la personificación del Sol.

1. La palabra «magnetita» probablemente deriva del nombre de la localidad de Magnesia, en Macedonia. Una fábula de Plinio atribuía el nombre al de un pastor llamado Magnes que descubrió el mineral al observar que se adhería a los clavos de su calzado.

2. Demostró que un hilo por el que pasaba una corriente eléctrica podía girar de manera continua.

3. Se cuenta que después de dar una conferencia, una dama le preguntó: «Señor Faraday, ¿para qué va a servir la electricidad generada durante una fracción de segundo por ese imán?». Y Faraday, con toda cortesía, replicó: «Señora, ¿y para qué sirve un niño recién nacido?». Otra versión dice que fue un político quien le preguntó y Faraday respondió: «Señor, dentro de veinte años estará usted cobrando impuestos sobre esa electricidad».

4. La frecuencia y la longitud de onda son inversamente proporcionales, y se relacionan con la expresión f = c / λ, donde f es la frecuencia, c la velocidad de la luz y λ la longitud de onda.

5. Dentro de las ondas de radio tenemos la onda larga (con longitudes de onda del orden de km); onda media o AM (centenares de metros); FM y televisión (metros) y onda corta (centímetros).

6. El rango de frecuencias de los microondas coincide con las frecuencias de resonancia de vibración de las moléculas del agua, lo que ha popularizado su empleo en las cocinas (horno microondas) para la cocción de los alimentos con un alto contenido en agua. También se utilizan en las comunicaciones con vehículos espaciales, debido a su facilidad para penetrar en la atmósfera.

7. Son emitidas por los cuerpos calientes como las brasas de una chimenea. La mitad de la energía irradiada por el Sol son rayos infrarrojos.

8. El nanómetro (nm) es la unidad de longitud que equivale a una mil millonésima parte de un metro (10⁻⁹ m).

9. Su energía es suficiente para romper enlaces químicos o producir ionizaciones.

10. El tamaño de las longitudes de onda de los rayos X es equiparable al de los átomos. Son útiles en medicina, en las radiografías, y en cristalografía para determinar las disposiciones atómicas en un cristal por el método de difracción de rayos X.

11. Tanto su energía como su frecuencia son elevadísimas y resultan muy peligrosos para cualquier forma de vida. Se emplean en radioterapia para combatir células cancerosas. Se producen en las reacciones nucleares y sólo son absorbidos por el plomo o el hormigón a partir de cierto grosor.

1. Se puede considerar un muelle que vibra con una frecuencia concreta como el objeto más simple de un oscilador.

2. Planck desarrolló la ecuación E = hv, donde E es la energía, v la frecuencia, y h una constante llamada «constante de Planck» en su honor, y cuyo valor es 6,6256 x 10-34 julios/segundo.

3. Se trata de uno de los más claros exponentes de razonamiento objetivo e imparcial por parte de un científico. Planck acabó por aceptar conclusiones que contravenían por completo sus presupuestos iniciales.

4. El punto más cercano de la órbita de un planeta con respecto al Sol se llama perihelio, mientras que el punto más lejano se denomina afelio.

1. Recibe este nombre en honor al biólogo y botánico escocés Robert Brown, que descubrió este fenómeno en 1827 al observar que pequeñas partículas de polen se desplazan en el agua con movimientos aleatorios sin razón aparente.

2. De la teoría de la relatividad especial procede la paradoja de que si un gemelo viaja en una nave espacial a gran velocidad, cuando regrese a la Tierra será más joven que el hermano que se quedó en casa.

3. Cuentan que un periodista le preguntó: «Sir Arthur, ¿es verdad que sólo hay tres personas en el mundo que comprenden la teoría de la relatividad y que usted es una de ellas?». Eddington quedó pensativo y contestó: «Estoy intentando averiguar quién es la tercera persona».

4. Gedankenexperiment consiste en imaginar un experimento para probar o falsear una hipótesis. En muchos casos, es la única posibilidad que existe. La época dorada de estos experimentos mentales tuvo lugar durante el desarrollo de la mecánica cuántica y fueron utilizados por numerosos científicos para tratar de explicar cuestiones como el principio de incertidumbre, la paradoja de los gemelos o el gato de Schrödinger.

5. Recibió en 1905 el premio Nobel de Física por su estudio de los rayos catódicos.

6. Friedmann recibió la Cruz de Jorge por su valor en las misiones de vuelo encomendadas.

1. La distancia media entre la Tierra y el Sol es de unos 150 millones de km. Esta distancia se denomina Unidad Astronómica (UA).

2. Hubble sirvió como oficial de campo en el frente francés, fue nombrado capitán en la división 86 del 343 de infantería y posteriormente alcanzó el grado de mayor, rango del que presumió el resto de su vida.

3. Según Immanuel Kant, la Vía Láctea estaba formada por miles de sistemas solares como el nuestro, y pensaba que era lógico suponer la existencia de otras «Vías Lácteas» separadas a distancias astronómicas, conocidas como «universos-isla».

4. Recibe este nombre en honor al científico austríaco Christian Doppler (1803-1853), que lo describió en 1842 asociado a la luz de las estrellas binarias.

5. Los datos del Observatorio de rayos X Chandra de la NASA dan un valor para la Constante de Hubble de 77 kilómetros por segundo y Megaparsec, con un error del 15 por ciento. 1 Megaparsec (Mpc) = 3,26 millones de años luz.

1. El Tiempo de Planck o «cronón» está considerado el mínimo lapso temporal que puede ser medido. Es el instante más pequeño en el que las leyes de la física pueden ser utilizadas para estudiar la naturaleza y evolución del Universo.

2. Fuerza fuerte, fuerza débil, electromagnética y gravedad.

3. Con el tiempo, la masa proporcionada por el campo de Higgs y la fuerza gravitatoria que acababa de nacer —transmitidas respectivamente por el bosón de Higgs y el gravitón (partícula teórica aún no descubierta)— serán los elementos básicos en la formación y evolución de estrellas, planetas y galaxias.

4. El propio Alan Guth la ha definido como «un primo del bosón de Higgs que podría interaccionar con éste y abrir la puerta a una nueva física». Por el momento, el inflatón no ha podido ser detectado experimentalmente.

5. La fuerza fuerte mantiene unidos los protones y neutrones en el interior del núcleo atómico; la electromagnética es la que experimentan las partículas por el hecho de estar cargadas eléctricamente; la interacción débil es responsable de fenómenos naturales como la desintegración radiactiva y la gravedad es la que sentimos a cada instante al estar pegados a la Tierra.

6. Los electrones (junto a los neutrinos) reciben el nombre de «leptones», término derivado del griego que significa «delgado, fino».

7. Por este hallazgo recibiría el premio Nobel de Física en 1949.

1. En la naturaleza no se encuentran quarks aislados. Estos siempre se encuentran en grupos, llamados hadrones, de dos o tres quarks, conocidos como mesones y bariones respectivamente.

2. A esta sopa primordial, Gamow la bautizó con el nombre de «Ylem», término que había sido empleado por Aristóteles para referirse a la materia primigenia.

3. Este fenómeno en el que una partícula deja prácticamente de sentir la presencia de las demás se conoce con el nombre de «desacoplo».

4. El deuterio es un isótopo estable del hidrógeno. Su núcleo está formado por un protón y un neutrón (el hidrógeno tiene solamente un protón).

5. El 1 de abril es el día de los Inocentes en el mundo anglosajón.

6. Esta nueva estructura que acaba de nacer, el átomo, es la unidad básica de la materia ordinaria, el menor componente significativo de los elementos químicos.

1. Es una luz que llena todo el cielo, invisible al ojo humano, pero observable con detectores de microondas.

1. En 1966 Kraus publicó «Radio Astronomy», un texto que hoy en día sigue siendo considerado la «biblia» de los radioastrónomos.

2. El observatorio Big Ear fue desmontado en 1998 cuando el terreno sobre el que se asentaba fue comprado para la ampliación de un campo de golf.

3. Las ondas de radio que nos llegan del espacio son extremadamente débiles, por lo que son necesarias antenas de gran tamaño que aumenten la sensibilidad de las observaciones. Las antenas parabólicas concentran la radiación en el foco, y es ahí donde se sitúan los detectores electrónicos que amplifican la señal y la conducen hacia los instrumentos encargados de su registro y procesamiento.

1. Existen cinco lugares en el espacio descubiertos en 1772 por el matemático francés Joseph-Louis Lagrange donde un objeto pequeño, como un satélite artificial, permanece estacionario con respecto a la Tierra y la Luna. Estos lugares reciben el nombre de puntos de Lagrange.

2. Captar una señal tan débil como la radiación de fondo no es algo sencillo. Para ello es necesario que la instrumentación empleada genere el menor ruido posible. Eso se consiguió en la sonda Planck manteniendo una temperatura de trabajo extremadamente baja de 273,05 °C bajo cero, es decir, tan sólo una décima de grado por encima del cero absoluto.

1. Los púlsares son estrellas de neutrones que emiten pulsos de radiación como si fueran poderosos faros cósmicos. Llegan con un ritmo tan uniforme que los convierten en relojes de precisión.

2. Por este descubrimiento Taylor y Hulse recibieron el premio Nobel de Física en 1993.

1. El brillo intrínseco de estas supernovas es prácticamente el mismo, lo que las convierte en «candelas estándar». Constituyen un excelente patrón para medir distancias. Si conocemos la distancia a una de ellas, aplicando la ley que establece que el brillo disminuye con el cuadrado de la distancia podemos obtener las distancias de todas las demás.

2. El nombre hace referencia a la fundación Alfred P. Se trata de un ambicioso proyecto de inspección del espacio mediante imágenes en el espectro visible y de corrimiento al rojo, con un telescopio situado en el observatorio Apache Point de Nuevo México, que pretende cartografiar una cuarta parte del cielo visible, observar acerca de 100 millones de objetos y obtener el espectro de un millón de ellos.

3. Esas ondas dejaron su huella en la distribución de las galaxias en el espacio. DES medirá las posiciones de 300 millones de galaxias para encontrar esa huella y utilizarla para deducir la historia de la expansión cósmica.

1. Cenizas estelares que perduran después de que una enana blanca deje de resplandecer.

2. Objetos que no han alcanzado la temperatura suficiente para que se enciendan las reacciones nucleares en el núcleo.

3. La Supersimetría postula que a cada clase de partícula conocida le corresponde una supercompañera de gran masa, hasta ahora no detectada. Se trata de una réplica en forma de bosón si la partícula «normal» es un fermión y viceversa. Por ejemplo, la supercompañera del electrón (fermión) es el llamado selectrón (bosón), y la del fotón (un bosón) es el fotino (fermión).

4. En física de partículas, se denomina sabor al atributo que distingue a cada uno de los quarks y neutrinos.

1. La temperatura del Sol es de 5.775 K y la de estrellas supercalientes como Spica, en la Constelación de Virgo, no supera los 25.000 K.

2. Una estrella como el Sol tiene una vida media de 10.000 millones de años.

3. ESO es la principal organización astronómica intergubernamental de Europa y el observatorio astronómico más productivo del mundo. En nombre de sus quince estados miembros (entre ellos España), opera el conjunto de telescopios terrestres más poderosos del mundo, instalados en tres sitios en Chile: La Silla, Paranal y Chajnantor.

4. Estas galaxias fueron descubiertas como parte de un ambicioso sondeo del telescopio Hubble de una región del cielo primitivo conocida como el Campo Ultra Profundo (UDF), centrado en una pequeña área del cielo en la constelación de Fornax.

5. ALMA está compuesto por 66 antenas de alta precisión, repartidas a distancias que pueden alcanzar los 16 kilómetros. Es un telescopio de vanguardia para estudiar algunos de los objetos más fríos del Universo en un rango de longitudes de onda de alrededor de un milímetro, entre el infrarrojo y las ondas de radio, lo que se conoce como radiación milimétrica o submilimétrica.

1. Los físicos llaman «electrones degenerados» a aquellos que adquieren su velocidad gracias al principio de exclusión de Pauli.

2. En su honor se conoce como «límite de Chandrasekhar»

3. El propio nombre, Chandrasekhar, significa «el que está encima (sekhar) de la Luna (chandra)».

4. Betelgeuse es una brillante supergigante roja en la constelación de Orión con una masa 20 veces la del Sol y un tamaño ¡cuarenta millones de veces mayor!

5. Dentro de unos 4.500 millones de años, cuando nuestro Sol haya consumido el hidrógeno del núcleo, se convertirá en una gigante roja que englobará las órbitas de los planetas interiores del Sistema Solar, incluida la Tierra.

6. Nombre desafortunado pues estas estructuras no tienen nada que ver con los planetas. Fueron bautizadas así a finales del siglo XVIII por el astrónomo William Herschel, ya que a través de su telescopio se veían como difusos objetos circulares, parecidos a los discos azules y verdes de Urano y Neptuno que observaba a través de su telescopio.

7. Los físicos se refieren a este fenómeno como degeneración de materia por electrones.

8. La gravedad en la superficie de una estrella enana blanca es cien mil veces más fuerte que en la superficie de la Tierra.

9. El Universo es demasiado joven para que las estrellas hayan tenido tiempo de oscurecerse hasta llegar al negro aunque se cree que será el destino de nuestro Sol y de la mayoría de las estrellas de su tamaño.

10. El proyecto «Astrofísica Molecular: la Era de Herschel y ALMAASTROMOL» comenzó a finales de 2009 bajo el paraguas del programa Consolider-Ingenio, financiado por el entonces Ministerio de Ciencia e Innovación y actualmente bajo el Ministerio de Economía y Competitividad. Su objetivo, en un periodo de cinco años, es realizar una aproximación multidisciplinar para aumentar nuestro conocimiento sobre las moléculas que encontramos en el espacio mediante el uso de las herramientas de observación más potentes que disponemos en estos momentos: el telescopio espacial Herschel y el radio-telescopio ALMA.

1. En 1963, Estados Unidos y la Unión Soviética firmaron el tratado de prohibición de pruebas nucleares. Para garantizar su respeto, Estados Unidos lanzó una serie de satélites al espacio capaces de detectar emisiones de rayos X, rayos gamma y neutrones, los tres tipos de emisiones que se esperan en una explosión nuclear. Los satélites detectaron 16 emisiones gamma que no eran provenientes de detonaciones nucleares. En 1991 se descubrió que provenían de supernovas fuera de nuestra galaxia.

2. Los astrónomos chinos dijeron que brilló en el espacio durante tres años, y el astrónomo egipcio Ali Ridwan (988-1061) registró que fue tres veces más brillante que Venus.

3. Seres microscópicos marinos, de origen vegetal, que viven en el agua. Son organismos autótrofos capaces de realizar la fotosíntesis. Su importancia es fundamental ya que son los productores primarios más importantes en el océano y componente fundamental de la cadena alimentaria.

1. La dilatación temporal gravitatoria provoca que el tiempo en la superficie de una estrella de neutrones transcurra un 30 por ciento más despacio que en la Tierra.

2. Estos objetos llegan a experimentar cientos de revoluciones por segundo, más rápidos que cualquier batidora que tengamos en nuestra cocina.

3. Antony Hewish y su codirector del proyecto, Martin Ryle, fueron galardonados con el premio Nobel de Física en 1974 por el descubrimiento de los púlsares. La comunidad científica siempre ha considerado que Jocelyn Bell era igual de merecedora del galardón.

4. Esta nebulosa era el remanente de la supernova observada en 1054 por astrónomos chinos y árabes.

1. La velocidad de escape es de 11,2 km/s en la Tierra, de 2,4 km/s en la Luna, de 60 km/s en el gigantesco Júpiter y de 160 km/s en el Sol.

2. Oppenheimer dirigió el Proyecto Manhattan, nombre en clave de un proyecto de investigación llevado a cabo durante la segunda guerra mundial por Estados Unidos con ayuda del Reino Unido y Canadá, para la fabricación de la primera bomba atómica.

3. Riccardo Giacconi fue galardonado en 2002 con el premio Nobel de Física por sus contribuciones pioneras a la astrofísica, las cuales han conducido al descubrimiento de las fuentes cósmicas de rayos X.

4. Fueron propuestos en 1963 por el astrónomo neozelandés Roy Kerr.

5. Fueron propuestos en 1918 por el matemático Hans Reissner y el físico teórico Gunnar Nordstrøm como solución a las ecuaciones de campo de relatividad en torno a un objeto masivo eléctricamente cargado y carente de momento angular.

6. Esta solución fue obtenida en 1960 por los matemáticos Roy Kerr y Erza Newman a las ecuaciones de campo de la relatividad para objetos masivos eléctricamente cargados o con conservación de momento angular.

7. Aunque las fuerzas de marea reciben este nombre por ser responsables de las mareas oceánicas en la Tierra, se trata de un fenómeno gravitatorio general. La interacción gravitatoria entre dos cuerpos celestes conlleva una diferencia en la intensidad de la fuerza de la gravedad entre el extremo cercano y el lejano, a la que denominamos «fuerza de marea».

8. Este material que escapa del agujero negro, como energía y partículas subatómicas se conoce como «radiación de Hawking» en honor del célebre físico británico.

1. Fuente número 48 del tercer catálogo de Cambridge.

2. Sólo un 10 por ciento de los quásares emiten ondas de radio.

1. El cráter lunar Timócaris lleva este nombre en su honor.

2. Las palabras guarismo (cifra, número) y algoritmo (secuencia o conjunto ordenado de operaciones o pasos que permite hallar la solución de un problema) provienen del matemático árabe al-Khwarizmi, cuyo nombre, por cierto, en árabe significa, «el de Khorezm» por su lugar de origen.

3. El cráter lunar Albategnius lleva este nombre en su honor.

4. Alfa (α) se reservaba para las más brillantes, beta (β) para las siguientes y así sucesivamente. De esta manera, Rigel Kentaurus (el pie del centauro) pasó a ser conocida como Alpha Centauri. Las designaciones de Bayer siguen siendo utilizadas en la actualidad, pero el problema es que hay decenas de miles de estrellas en cada constelación y el alfabeto griego sólo consta de 24 letras.

5. Por ejemplo, 61 Cygni o 17 Taurus.

6. Resulta frecuente encontrar en los textos de astronomía que la nebulosa del Cangrejo se indica como M 1, porque se trata del primer objeto clasificado en el catálogo Messier, o como NGC 1952, porque es el objeto 1952 del catálogo elaborado por Dreyer.

1. La medición actual es de 0,13 segundos de arco y su distancia unos 25 años luz.

2. Hoy sabemos que es 0,76 segundos, es decir, 4,3 años luz, lo que convierte a esta estrella en la más próxima a la Tierra después del Sol.

3. Nutación (del latín nutare, cabecear u oscilar») es un ligero movimiento de balanceo que experimenta la Tierra a consecuencia de la atracción gravitatoria de la Luna y el Sol.

4. Un cráter lunar lleva su nombre.

5. Leviatán era un ser monstruoso perteneciente a la mitología hebrea, mezcla de serpiente de mar y ballena. En la Biblia aparece asociado a Satanás.

1. Los inventores del CCD, el canadiense Willard Boyle (1924-2011) y el estadounidense George E. Smith (nacido en 1930), recibieron el premio Nobel de Física en 2009.

2. John Herschel también acuñó los términos «fotografía» (del griego photos, «luz», y graphein, «dibujar»); «positivo» y «negativo».

3. Por sus fotografías del tránsito de Venus en 1874, el Congreso de Estados Unidos le concedió la medalla de oro.

1. Lista que hoy en día se sigue enseñando con la regla nemotécnica: Oh, be a fine girl, kiss me («Oh, se buena chica, bésame»).

2. Delta Cephei es la cuarta estrella en magnitud aparente de la constelación Cepheus o Cefeo. John Goodricke observó la variabilidad de esta estrella en 1784, la cual ocurre con una precisión de 5 días 8 horas 47 minutos y 32 segundos. Es una de las pocas estrellas variables cuyo cambio de brillo (entre las magnitudes 3,5 y 4,3) puede apreciarse a simple vista, sin ayuda de instrumentos.

1. Todavía en aquella época no había sido identificada como galaxia.

2. El hollín producido por una vela es muy similar al polvo cósmico de grafito, aunque el tamaño de sus partículas es al menos diez veces mayor que las cósmicas (con diámetros inferiores a un micrómetro o millonésima parte de un metro).

3. Literalmente, «polvo de estrellas».

4. Los granos de mayor tamaño recibieron el nombre de Hylabrook en honor a los voluntarios que las descubrieron.

5. Material que según la hipótesis de Laplace se aglutinará para formar los planetas.

6. Como su nombre indica, la supernova tuvo lugar en el año 2010.

1. El CO es unas 10.000 veces menos abundante que el hidrógeno.

2. Estas supermoléculas raramente se encuentran de forma natural en la Tierra. El fullereno, compuesto por 60 átomos de carbono, fue sintetizado en laboratorio por Kroto, Curl y Smalley, galardonados con el premio Nobel de Química en 1996.

1. Las E0 son prácticamente esféricas, mientras que las E7 tienen apariencia de cigarro aplastado.

2. Reciben este nombre en honor del astrónomo estadounidense Carl Keenan Seyfert (1911-1960), primero en observarlas en 1942.

1. La masa concentrada en el núcleo galáctico se estima en 20.000 millones de masas solares, y su luminosidad en 5.000 millones de veces la del Sol.

2. El brazo de Sagitario es el más brillante de todos.

3. El pársec (pc) es una unidad de longitud empleada en astronomía. Su nombre se deriva del inglés parallax of one arc second («paralaje de un segundo de arco»). Es decir, una estrella dista un pársec si su paralaje es igual a 1 segundo de arco. De la definición resulta que: 1 pársec = 206.265 ua = 3,2616 años luz = 3,0857 × 1016 m. Son múltiplos el kilopársec (kpc): mil pársecs, 3.262 años luz; y el megapársec (Mpc): un millón de pársecs, distancia equivalente a unos 3,26 millones de años luz.

4. La palabra griega zodiakos significa «círculo de animalitos». Debe su nombre a que las constelaciones del zodiaco se representan mediante distintas criaturas.

5. La masa en estrellas es de alrededor de 1.000 millones de masas solares.

6. Heracles significa «al servicio de la diosa Hera».

7. Codex Calixtinus, folio 162.

8. Los llamados proyectos de tipo Legado deben ser investigaciones relevantes y generar bases de datos a disposición de la comunidad científica.

9. El Gran Atractor o El Muro es una de las mayores concentraciones de galaxias del Universo. Su existencia fue propuesta en 1986. Se estima que está compuesto por varios miles de galaxias y se encuentra a una distancia de entre 150 y 250 millones de años luz.

10. Objeto 31 del catálogo Messier.

11. Es el objeto celeste más lejano visible sin ayuda óptica.

12. Berenice era la esposa del rey de Egipto Ptolomeo III Evergetes (el Bienhechor), tercer faraón de la dinastía ptolemaica, que vivió en el siglo III a.C.

1. El dominico fue quemado en la hoguera en Roma por orden de la Inquisición, no por su modelo cosmológico sino por sus planteamientos teológicos, calificados de herejía.

2. Pegasi 51 es el nombre de la estrella, y la letra b hace referencia al planeta que gira a su alrededor y que toma el nombre de la estrella madre.

1. Se trata del proyecto Planethunters o «Cazadores de planetas», un programa que utiliza ordenadores de voluntarios para analizar los datos que recoge el telescopio espacial Kepler de la NASA.

2. Cármenes es el plural de Carmen, nombre de mujer típico en España que también se usa en Alemania. Un carmen es, además, una casa ajardinada con huerto, típica de la ciudad de Granada, y Carmen es el nombre de un asteroide descubierto en 1905 desde Heidelberg por M. F. Wolf y de la famosa ópera de Gerorges Bizet. Por último, Cármenes, en plural, es una pequeña localidad (397 habitantes) en la provincia de León. El nombre CARMENES fue elegido democráticamente por los miembros del consorcio.

3. El observatorio se encuentra a 2.168 m de altitud en la Sierra de Los Filabres, al norte de Almería. Es operado conjuntamente por el Instituto Max Planck de Astronomía, de Heidelberg (Alemania), y por el Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC) de Granada.

1. Es una ciencia pluridisciplinar que estudia la posible presencia de vida en otros planetas, y en la que participan científicos de diversos campos como geólogos, químicos, oceanógrafos, astrofísicos, biólogos moleculares, zoólogos y paleontólogos, entre otros.

2. Declaraciones de Carlos Briones al programa «A hombros de gigantes» de RNE, emitido el 24 de marzo de 2014.

3. Se han detectado rocas sedimentarias de esa antigüedad, lo que implica que en su génesis intervino el agua líquida.

4. Las evidencias provienen de los microfósiles de bacterias y estromatolitos —comunidades microbianas laminares fosilizadas— hallados en rocas de esa antigüedad en Warrawoona, Australia.

5. En 1903 el químico sueco Svante August Arrhenius propuso que una especie de esporas o bacterias pudieron viajar por el espacio a bordo de meteoritos, cometas y en el polvo interestelar y haber sembrado la vida en aquellos mundos con las condiciones adecuadas para su desarrollo.

6. Los elementos fundamentales para la vida —al menos, como la conocemos en la Tierra— son carbono, oxígeno, nitrógeno e hidrógeno. También es necesario contar con fósforo, hierro, silicio y magnesio, además de azufre, calcio, etcétera.

7. Elementos radiactivos como uranio 235 y 238, torio 232 y potasio 40 producen calor al desintegrarse en el interior de la Tierra.

8. Especie de cáscara esférica alrededor de una estrella, en cuyo interior se registran temperaturas que permiten el nacimiento y evolución de la vida.

1. El Telescopio Europeo Extremadamente Grande tendrá un diámetro de 39 metros y será construido en el cerro Armazones, en el desierto de Atacama (Chile). Cuenta con un presupuesto cercano a los 1.100 millones de euros. Con un año de retraso, España se unió al proyecto en mayo de 2014. Se espera que esté operativo en 2024.

1. El autor de la Crítica de la razón pura era famoso por la rigidez de sus hábitos. Se cuenta que todos los días daba su paseo después de comer recorriendo arriba y abajo el mismo trayecto, con tanta puntualidad, que sus vecinos de la prusiana ciudad de Königsberg, donde vivió toda su vida, sabían la hora que era por el momento en que pasaba el filósofo.

2. Lo mismo sucede cuando nos asomamos al mundo subatómico, que resulta inimaginablemente pequeño.

3. Si imaginamos que la Tierra tiene el tamaño de una pelota de tenis y se encuentra en Madrid, en esta escala el Sol sería una esfera de unos 11 m de diámetro situada en París (a 1.200 km de distancia).

1. Los astrónomos la clasifican como una estrella de tipo espectral G2 y clase de luminosidad V: una estrella «G2V». Es una manera técnica de decir que tiene un tamaño intermedio, color amarillo, y es un millón de veces menos luminosa que los luceros más brillantes de la Vía Láctea.

2. Su padre, David Fabricius, fue un destacado astrónomo. Se carteaba con Kepler y descubrió en 1596 la primera estrella variable conocida: Mira.

3. Scheiner dedicó este libro a Paulo Jordano II, duque de Bracciano, de la casa de Orsini, de donde deriva su nombre: el Sol sería la rosa de los Ursini.

4. El número de Wolf (R o W) se calcula a partir de la siguiente fórmula: R = K (10G + f), donde K es una constante que se asigna individualmente a cada observador teniendo en cuenta sus datos y telescopio, G es el número de grupos de manchas y f el número total de manchas individuales.

5. En diciembre de 2014, el Grupo de Investigación Espacial de la universidad de Alcalá, en colaboración con investigadores de la Complutense, puso en marcha el Servicio de Meteorología Espacial, un portal web (www.semes.es) que ofrece información sobre la actividad del Sol, advierte de las tormentas solares y calcula el impacto que pueden llegar a tener.

6. Reciben este nombre por el físico sueco Hannes Alfven (1908-1995) que ganó el premio Nobel de Física en 1970 por sus modelos teóricos en este campo de investigación.

1. El nombre hace referencia a las elevadas temperaturas que se registran en esa región del planeta.

2. Recibe este nombre en honor del científico italiano Giuseppe (Bepi) Colombo (1920-1984), que descubrió la resonancia 3:2 entre los periodos de rotación y de traslación de Mercurio: gira tres veces por cada dos vueltas alrededor del Sol.

1. Con este reconocimiento al físico James Clerk Maxwell se quiso destacar la importancia del radar y de las ondas de radio para el estudio de un planeta que, de otra forma, nos habría permanecido velado.

1. Las tres cuartas partes de la corteza terrestre se encuentran cubiertas por mares y océanos. De no haber sido por el antropocentrismo del Homo sapiens, un animal terrestre, lo más lógico hubiera sido denominar al planeta «Agua» en lugar de «Tierra».

2. En 1912 Alfred Wegener expuso por primera vez su teoría en una conferencia, que desarrollaría tres años más tarde en su obra El origen de los continentes y océanos. Según esta teoría, las tierras emergidas habrían estado unidas en un único «supercontinente» que llamó Pangea, el cual se escindió hace más de 200 millones de años en los continentes actuales, que han ido alejándose lentamente de sus posiciones de partida hasta alcanzar las que ahora ocupan.

1. Este poder de reflexión o albedo, es similar al del polvo de carbón.

2. Nombre del valle en el que alunizaron.

3. Llamado Tea, en recuerdo de la titánide madre de Selene.

4. El nombre fue propuesto por el astrónomo jesuita Giovanni Battista Ricoli (1598-1671), cuyo primer mapa lunar inauguró el sistema de nomenclatura que empleamos en la actualidad. Ricoli consideraba que Galileo, por su herejía, no merecía un cráter más grande.

5. Los maria más grandes son Oceanus Procellarum u Océano de las Tormentas (2.568 km de diámetro); Mare Frigoris o Mar del Frío (1.596 km) y Mare Imbrium o Mar de la Lluvia (1.123 km).

6. En la Luna y en el resto de mundos rocosos no hay océanos que sirvan de referencia y las alturas se miden con respecto al radio medio.

7. Taikonauta es un neologismo formado a partir del término chino tàikōng, «espacio», y del griego nautes, «navegante», en semejanza con astronauta y cosmonauta. Fue propuesto por Chiew Lee Yih en mayo de 1998 y aceptado rápidamente en el mundo anglosajón.

1. Su nombre es un homenaje a la sonda de la NASA Mariner 9, que lo descubrió en su vuelo orbital de 1971-1972. Sus dimensiones son de 4.500 km de longitud, 200 km de anchura y 11 km de profundidad máxima, llegando a cubrir un cuarto de la circunferencia ecuatorial del planeta. Es, en comparación, diez veces más largo, siete veces más ancho y siete veces más profundo que el Gran Cañón del Colorado.

2. Mangalyaan, en hindi, significa «vehículo marciano». El nombre oficial es Mision Mars Orbiter (MOM).

3. Hermano de la poetisa Amy Lowell, y miembro de una famosa familia aristocrática estadounidense.

4. El nombre contiene las iniciales de Allan Hills, el área antártica donde fue encontrado, y hace referencia en que fue el primer meteorito hallado en 1984.

1. IBM desarrolló en 1954 la computadora más rápida y poderosa de la época, la NORC (Naval Ordinance Research Computer, «Computadora de Investigación de la Ordenanza Naval»), capaz de realizar diez millones de cálculos por hora.

1. En el hemisferio sur sólo las tormentas que giran en el sentido del reloj se denominan técnicamente ciclones.

2. Es la nave más rápida lanzada hasta ahora. Puede alcanzar velocidades de hasta 270.000 km/h.

1. Durante trescientos años, los anillos de Saturno fueron los únicos conocidos en el Sistema Solar hasta que en 1977 se descubrieron unos muy tenues alrededor de Urano y, más recientemente, en Júpiter (1979) y Neptuno (1989).

2. Fue descubierta en 1837 por el astrónomo alemán Johann Encke (1791-1865). Su asistente, Johann Gottfried Galle, descubrió en 1838 el anillo oscuro interior C, y en 1846 Neptuno.

3. En la Tierra, entre el 90 y 95 por ciento del metano es de origen biológico.

4. Estos microorganismos capaces de sobrevivir en condiciones extremas se conocen con el nombre de «extremófilos». Se han hallado en géiseres y fumarolas submarinas a más de 100 °C, en los hielos antárticos a 20 °C bajo cero, en ambientes ácidos como el vinagre, básicos como lagos cársticos, salinas, sometidos a grandes presiones y en medios radiactivos.

1. Urano (y Neptuno) nunca han recibido una nave orbital y por el momento ni siquiera hay una misión en fase de diseño.

1. La «X» se refería a desconocido, no al número romano 10, ya que sólo se conocían ocho planetas en aquella época.

2. La búsqueda del planeta X continuó sin éxito y no parece que se vaya a encontrar.

3. En la mitología griega, Caronte es el barquero que transporta las almas de los muertos por la laguna Estigia hasta el Hades, los dominios de Plutón.

4. La denominación de estos satélites está relacionada con el Plutón mitológico. Cerbero era el perro de tres cabezas guardián del Averno y Estigia la laguna que marcaba el límite del inframundo.

1. Descubierto el 5 de enero de 2005. Su nombre hace referencia a la diosa griega de la discordia.

2. Makemake era el creador de la humanidad y el dios de la fertilidad en la mitología del pueblo rapa nui, que vivía en la isla de Pascua. El plutoide fue descubierto el 5 de marzo de 2005.

3. En la mitología hawaiana, Haumea es la diosa de la fertilidad y los partos. Este plutoide fue descubierto en marzo de 2003.

4. Diosa griega del desorden y la anarquía.

5. Hijas de la diosa Haumea.

6. El equipo español había propuesto para el plutoide el nombre de Ataecina, una de las deidades ibéricas más importantes. Era la diosa del renacer (la primavera), la fertilidad, la naturaleza, la luna y la curación (en muchas inscripciones se le adjunta el sobrenombre servatrix, conservadora de la salud).

7. El nombre hace referencia a una isla situada en el Nilo, al sur de Egipto, donde fueron trasladados los templos de la isla de Philae para evitar que quedasen sumergidos tras la construcción de la presa de Asuán.

8. Sedna es la diosa inuit de los océanos.

9. Los científicos lo han apodado «Biden», en referencia al vicepresidente estadounidense Joe Biden.

1. Una micra es la millonésima parte de un metro (10⁻⁶ m).

2. En meteorología, un meteoro es un fenómeno atmosférico que puede ser aéreo como el viento, acuoso como la lluvia o la nieve o eléctrico como el rayo o el fuego de Santelmo. En astronomía, el término meteoro se refiere al rastro luminoso que deja en la atmósfera cualquier cuerpo que entre en ella a gran velocidad, como las estrellas fugaces.