ASTRONOMÍA EN LA ANTIGÜEDAD |
Constelaciones del zodíaco
Los astrónomos percibieron que el Sol realiza un recorrido anual por la esfera celeste, parte del cual se representa en la imagen con la banda azul. Los astrónomos asociaban las fechas con las constelaciones en este estrecho cinturón (conocido como zodíaco), y asignaban a cada una la fecha en la que el Sol pasaba por ellas. El astrónomo del siglo II Tolomeo dio nombre a los doce signos del zodíaco: Aries, Tauro, Géminis, Cáncer, Leo, Virgo, Libra, Escorpio, Sagitario, Capricornio, Acuario y Piscis. El Sol pasa por las constelaciones zodiacales en fechas diferentes a las marcadas tradicionalmente.
La curiosidad de los pueblos antiguos con respecto al día y la noche, al Sol, la Luna y las estrellas les llevó a la conclusión de que los cuerpos celestes parecen moverse de una forma regular, lo que resulta útil para definir el tiempo y orientarse. La astronomía solucionó los problemas que inquietaron a las primeras civilizaciones, es decir, la necesidad de establecer con precisión las épocas adecuadas para sembrar y recoger las cosechas y para las celebraciones, así como de orientarse en las largas travesías comerciales o en los viajes. Véase Arqueoastronomía.
Para los pueblos antiguos el cielo mostraba una conducta muy regular. El brillante Sol que separaba el día de la noche salía todas las mañanas desde una dirección, el Este, se movía uniformemente durante el día y se ponía en la dirección opuesta, el Oeste. Por la noche se podían ver miles de estrellas que seguían una trayectoria similar girando en agrupamientos permanentes llamados constelaciones.
En la zona templada del hemisferio norte comprobaron que el día y la noche no duraban lo mismo a lo largo del año. En los días largos, el Sol salía más al Norte y ascendía más alto en el cielo al mediodía; en los días con noches más largas el Sol salía más al Sur y no ascendía tanto. La observación de las estrellas que aparecen por el Oeste antes del ocaso o por el Este antes del amanecer mostraba que la posición relativa del Sol cambia de forma gradual.
Estudios posteriores pusieron de manifiesto que el Sol, la Luna y cinco planetas brillantes giran alrededor de la esfera de estrellas dentro de un estrecho cinturón llamado zodíaco. La Luna atraviesa el zodíaco con rapidez, adelantando al Sol una vez cada 29,5 días, periodo conocido como mes sinódico. Los que observaban las estrellas en la antigüedad intentaban fijar los días e incluso los meses y los años en un sistema de tiempo coherente, o calendario. Como ni un mes completo ni un año completo contienen exactamente un número entero de días, los creadores de calendarios asignaban a los sucesivos meses o años diferente número de días, que sacando una media, se aproximara al valor real. Así pues, el calendario moderno incluye 97 años bisiestos en cada periodo de 400 años, de modo que el número medio de días por año sea de 365,2425, muy próximo a 365,24220, el determinado astronómicamente.
El Sol y la Luna siempre atraviesan el zodíaco de Oeste a Este. No obstante, los cinco planetas brillantes: Mercurio, Marte, Venus, Júpiter y Saturno, que también se mueven hacia el Este sobre el fondo de las estrellas, tienen un movimiento hacia el Oeste, o retrógrado, de variada duración. Así pues, los planetas parecen seguir un recorrido hacia el Este de manera irregular, con curvas periódicas en sus trayectorias. Desde la antigüedad se ha pensado que los acontecimientos celestes, en especial los movimientos planetarios, tenían que ver con el destino de las personas. Esta creencia, llamada astrología, fomentó el desarrollo de esquemas matemáticos para predecir los movimientos planetarios y favoreció el progreso de la astronomía en el pasado.
ASTRONOMÍA BABILÓNICA |
Diversos pueblos antiguos como los egipcios, mayas y chinos desarrollaron interesantes mapas de las constelaciones y calendarios de gran utilidad (véase Astronomía maya). Los babilonios estudiaron los movimientos del Sol y de la Luna para perfeccionar su calendario. Solían designar como comienzo de cada mes el día siguiente a la luna nueva, cuando aparece el primer cuarto lunar después del ocaso. Al principio este día se determinaba mediante la observación, pero después los babilonios trataron de calcularlo anticipadamente. Hacia el 400 a.C. comprobaron que los movimientos aparentes del Sol y la Luna de Oeste a Este alrededor del zodíaco no tienen una velocidad constante. Parece que estos cuerpos se mueven con velocidad creciente durante la primera mitad de cada revolución hasta un máximo absoluto y entonces su velocidad disminuye hasta el mínimo originario. Los babilonios intentaron representar este ciclo aritméticamente dando por ejemplo a la Luna una velocidad fija para su movimiento durante la mitad de su ciclo y una velocidad fija diferente para la otra mitad. Perfeccionaron además el método matemático representando la velocidad de la Luna como un factor que aumenta linealmente del mínimo al máximo durante la mitad de su revolución y entonces desciende al mínimo al final del ciclo. Con estos cálculos los astrónomos babilonios podían predecir la luna nueva y el día en que comenzaría el nuevo mes. Como consecuencia, conocían las posiciones de la Luna y del Sol todos los días del mes.
De forma parecida calculaban las posiciones planetarias, tanto en su movimiento hacia el Este como en su movimiento retrógrado. Los arqueólogos han desenterrado tablillas cuneiformes que muestran estos cálculos. Algunas de estas tablillas, que tienen su origen en las ciudades de Babilonia y Uruk, a las orillas del río Éufrates, llevan el nombre de Naburiannu (hacia 491 a.C.) o Kidinnu (hacia 379 a.C.), astrólogos que debieron ser los inventores de los sistemas de cálculo.
ASTRONOMÍA GRIEGA |
Sistema de Tolomeo
En el siglo II d.C., Claudio Tolomeo planteó un modelo de Universo con la Tierra en el centro. Cada cuerpo celeste giraba en un pequeño círculo denominado epiciclo, centrado en un punto que giraba a su vez alrededor de la Tierra en un gran círculo denominado deferente. El modelo representaba los movimientos de los cuerpos celestes de una forma bastante precisa, pero no ofrecía una explicación física de ellos. El modelo de Tolomeo fue aceptado durante más de mil años.
Los antiguos griegos hicieron importantes aportaciones a la astronomía. La Odisea de Homero se refiere a constelaciones como la Osa Mayor y Orión, y describe cómo las estrellas pueden servir de guía en la navegación. El poema Los trabajos y los días de Hesíodo informa al campesino sobre las constelaciones que salen antes del amanecer en diferentes épocas del año para indicar el momento adecuado para arar, sembrar y recolectar.
Las aportaciones científicas se asocian con los nombres de los filósofos griegos Tales de Mileto y Pitágoras, pero no se conserva ninguno de sus escritos. La leyenda de que Tales predijo un eclipse total de Sol el 28 de mayo de 585 a.C., parece ser apócrifa. Hacia el año 450 a.C., los griegos comenzaron un fructífero estudio de los movimientos planetarios. Filolao (siglo V a.C.), discípulo de Pitágoras, creía que la Tierra, el Sol, la Luna y los planetas giraban todos alrededor de un fuego central oculto por una ‘contratierra’ interpuesta. De acuerdo con su teoría, la revolución de la Tierra alrededor del fuego cada 24 horas explicaba los movimientos diarios del Sol y de las estrellas. Hacia el 370 a.C., el astrónomo Eudoxo de Cnido explicaba los movimientos observados mediante la hipótesis de que una enorme esfera que transportaba las estrellas sobre su superficie interna se desplazaba alrededor de la Tierra, girando diariamente. Además, explicaba los movimientos solares, lunares y planetarios diciendo que dentro de la esfera de estrellas había otras muchas esferas transparentes interconectadas que giran de forma diferente.
El más original de los antiguos observadores de los cielos fue otro griego, Aristarco de Samos. Creía que los movimientos celestes se podían explicar mediante la hipótesis de que la Tierra gira sobre su eje una vez cada 24 horas y que junto con los demás planetas gira en torno al Sol. Esta explicación fue rechazada por la mayoría de los filósofos griegos que contemplaban a la Tierra como un globo inmóvil alrededor del cual giran los ligeros objetos celestes. Esta teoría, conocida como sistema geocéntrico, permaneció inalterada unos 2.000 años.
En el siglo II d.C. los griegos combinaban sus teorías celestes con observaciones trasladadas a planos. Los astrónomos Hiparco de Nicea y Tolomeo determinaron las posiciones de unas 1.000 estrellas brillantes y utilizaron este mapa estelar como base para medir los movimientos planetarios. Al sustituir las esferas de Eudoxo por un sistema más flexible de círculos, plantearon una serie de círculos excéntricos, con la Tierra cerca de un centro común, para representar los movimientos generales hacia el Este alrededor del zodíaco a diferentes velocidades del Sol, la Luna y los planetas. Para explicar las variaciones periódicas en la velocidad del Sol y la Luna y los retrocesos de los planetas, decían que cada uno de estos cuerpos giraba uniformemente alrededor de un segundo círculo, llamado epiciclo, cuyo centro estaba situado en el primero. Mediante la elección adecuada de los diámetros y las velocidades de los dos movimientos circulares atribuidos a cada cuerpo se podía representar su movimiento observado. En algunos casos se necesitaba un tercer cuerpo. Esta técnica fue descrita por Tolomeo en su gran obra, el Almagesto (véase Sistema de Tolomeo). Otra pensadora que, como Tolomeo, mantuvo viva la tradición de la astronomía griega en Alejandría en los primeros siglos de la era cristiana, fue Hipatia, discípula de Platón. Escribió comentarios sobre temas matemáticos y astronómicos y está considerada como la primera científica y filósofa de Occidente.
ASTRONOMÍA EN LA EDAD MEDIA |
La astronomía griega se transmitió más tarde hacia el Este a los sirios, indios y árabes. Los astrónomos árabes recopilaron nuevos catálogos de estrellas en los siglos IX y X y desarrollaron tablas del movimiento planetario. El astrónomo árabe Azarquiel, máxima figura de la escuela astronómica de Toledo del siglo XI, fue el responsable de las Tablas toledanas, que influyeron notablemente en Europa. En 1085, año de la conquista de la ciudad de Toledo por el rey Alfonso VI, se inició un movimiento de traducción del árabe al latín, que despertó el interés por la astronomía (entre otras ciencias) en toda Europa (véase Escuela de traductores de Toledo). Se tradujeron las Tablas toledanas y el Almagesto de Tolomeo y en 1272 se elaboraron las Tablas alfonsíes bajo el patrocinio de Alfonso X el Sabio; estas tablas sustituyeron a las de Azarquiel en los centros científicos europeos. En el siglo XV comenzaron a surgir dudas sobre la teoría de Tolomeo: el filósofo y matemático alemán Nicolás de Cusa y el artista y científico italiano Leonardo da Vinci cuestionaron los supuestos básicos de la posición central y la inmovilidad de la Tierra.
LA TEORÍA DE COPÉRNICO |
Sistema de Copérnico
En el siglo XVI, Nicolás Copérnico desarrolló el modelo heliocéntrico del Sistema Solar, en el que el Sol está inmóvil en el centro. Los planetas, entre los que se encuentra la Tierra, giran a su alrededor. Esta visión del Sistema Solar contradecía el modelo geocéntrico de Tolomeo, que había sido aceptado desde el siglo II. En el modelo de Tolomeo, la Tierra está fija en el centro del Sistema Solar y el Sol, la Luna y los planetas, que son de una naturaleza bastante distinta a la de la Tierra, giran alrededor de ella. Aunque era casi tan complejo como el modelo de Tolomeo, el sistema de Copérnico fue consiguiendo aceptación poco a poco. Consiguió el éxito final a comienzos del siglo XVII, debido a los descubrimientos hechos con el nuevo telescopio astronómico y el desarrollo de una nueva física.
La historia de la astronomía dio un giro drástico en el siglo XVI como resultado de las aportaciones del astrónomo polaco Nicolás Copérnico. Dedicó la mayor parte de su vida a la astronomía y realizó un nuevo catálogo de estrellas a partir de observaciones personales. Debe gran parte de su fama a su obra De revolutionibus orbium caelestium (Sobre las revoluciones de los cuerpos celestes, 1543), donde analiza críticamente la teoría de Tolomeo de un Universo geocéntrico y muestra que los movimientos planetarios se pueden explicar atribuyendo una posición central al Sol más que a la Tierra.
No se prestó mucha atención al sistema de Copérnico, o sistema heliocéntrico, hasta que Galileo descubrió pruebas para defenderlo. Gran admirador secreto de la obra de Copérnico, Galileo vio su oportunidad de probar la teoría copernicana sobre el movimiento de la Tierra cuando se inventó el telescopio en Holanda. En 1609 construyó un pequeño telescopio de refracción, lo dirigió hacia el cielo y descubrió las fases de Venus, lo que indicaba que este planeta gira alrededor del Sol. También descubrió cuatro lunas girando alrededor de Júpiter. Convencido de que al menos algunos cuerpos no giraban alrededor de la Tierra, comenzó a hablar y a escribir a favor del sistema de Copérnico. Sus intentos de difundir este sistema le llevaron ante un tribunal eclesiástico. Aunque se le obligó a renegar de sus creencias y de sus escritos, esta teoría no pudo ser suprimida.
LAS LEYES DE KEPLER Y LA TEORÍA DE NEWTON |
Desde el punto de vista científico la teoría de Copérnico sólo era una adaptación de las órbitas planetarias, tal como las concebía Tolomeo. La antigua teoría griega de que los planetas giraban en círculos a velocidades fijas se mantuvo en el sistema de Copérnico. Desde 1580 hasta 1597 el astrónomo danés Tycho Brahe observó el Sol, la Luna y los planetas en su observatorio situado en una isla cercana a Copenhague y después en Alemania. Utilizando los datos recopilados por Brahe, su ayudante alemán, Johannes Kepler, formuló las leyes del movimiento planetario, afirmando que los planetas giran alrededor del Sol y no en órbitas circulares con movimiento uniforme, sino en órbitas elípticas a diferentes velocidades, y que sus distancias relativas con respecto al Sol están relacionadas con sus periodos de revolución.
El físico británico Isaac Newton adelantó un principio sencillo para explicar las leyes de Kepler sobre el movimiento planetario: la fuerza de atracción entre el Sol y los planetas. Esta fuerza, que depende de las masas del Sol y de los planetas y de las distancias entre ellos, proporciona la base para la explicación física de las leyes de Kepler. Al descubrimiento matemático de Newton se le denomina ley de la gravitación universal.
ASTRONOMÍA MODERNA |
Observatorio astronómico
El Observatorio Nacional de Kitt Peak, en Estados Unidos, alberga una gran variedad de instrumentos, entre los que se halla el gran telescopio solar McMath. El espejo principal del telescopio mide 150 cm de diámetro y tiene una distancia focal de 91,5 m. El observatorio también alberga un telescopio reflector de 400 cm y un radiotelescopio de 11 metros.
Tras la época de Newton, la astronomía se ramificó en diversas direcciones. Con esta ley de gravitación el viejo problema del movimiento planetario se volvió a estudiar como mecánica celeste. El perfeccionamiento del telescopio permitió la exploración de las superficies de los planetas, el descubrimiento de muchas estrellas débiles y la medición de distancias estelares. En el siglo XIX, un nuevo instrumento, el espectroscopio, aportó información sobre la composición química de los cuerpos celestes y nuevos datos sobre sus movimientos (véase Espectroscopia).
Rayos X celestes
Las fuentes de rayos X se muestran como puntos coloreados en esta imagen del cielo generada por ordenador a partir de datos enviados a la Tierra por el satélite internacional ROSAT. Aquí aparecen alrededor de 50.000 objetos. Aunque muchos son densos y forman parte de nuestra galaxia, como los restos de supernovas, los más débiles son casi todos quasares situados a una distancia de miles de millones de años luz de la Galaxia.
Durante el siglo XX se han construido telescopios de reflexión cada vez mayores. Los estudios realizados con estos instrumentos han revelado la estructura de enormes y distantes agrupamientos de estrellas, denominados galaxias, y de cúmulos de galaxias. En la segunda mitad del siglo XX los progresos en física proporcionaron nuevos tipos de instrumentos astronómicos, algunos de los cuales se han emplazado en los satélites que se utilizan como observatorios en la órbita de la Tierra. Estos instrumentos son sensibles a una amplia variedad de longitudes de onda de radiación, incluidos los rayos gamma, los rayos X, los ultravioletas, los infrarrojos y las regiones de radio del espectro electromagnético. Los astrónomos no sólo estudian planetas, estrellas y galaxias, sino también plasmas (gases ionizados calientes) que rodean a las estrellas dobles, regiones interestelares que son los lugares de nacimiento de nuevas estrellas, granos de polvo frío invisibles en las regiones ópticas, núcleos energéticos que pueden contener agujeros negros y radiación de fondo de microondas, que puede aportar información sobre las fases iniciales de la historia del Universo. Véase Astronomía radar; Astronomía gamma; Astronomía ultravioleta; Astronáutica.
EL SISTEMA SOLAR |
Venus
Venus es el objeto más brillante de nuestro cielo, después del Sol y la Luna. Nubes arremolinadas de ácido sulfúrico oscurecen la superficie de Venus e impedían el estudio del planeta desde la Tierra hasta que la tecnología permitió visitarlo con vehículos espaciales dotados de sondas. Las sondas determinaron que Venus es el más cálido de los planetas, con una temperatura en la superficie de unos 462 ºC. Los científicos creen que esta temperatura se debe a las espesas nubes y la atmósfera densa que atrapan la energía del Sol (un ‘efecto invernadero’).
La ley de gravitación de Newton proponía una fuerza de atracción entre el Sol y cada uno de los planetas para explicar las leyes de Kepler del movimiento elíptico. Sin embargo, esto también implica que deben existir fuerzas más pequeñas entre los planetas y entre el Sol y cuerpos tales como los cometas. Las fuerzas gravitatorias interplanetarias hacen que las órbitas de los planetas se desvíen del movimiento elíptico simple. La mayoría de estas irregularidades, predichas sobre la base de la teoría de Newton, se podían observar con el telescopio. Véase Sistema Solar.
Cometa Halley
El cometa Halley reaparece aproximadamente cada 76 años. Esta fotografía, tomada en Nueva Zelanda en 1986, muestra al cometa durante su aproximación al Sol más reciente. El cometa se hace visible porque la radiación solar vaporiza partes del núcleo de hielo, formando la cabellera y la cola del cometa.
La observación de las posiciones planetarias se mejoró con el desarrollo de instrumentos astronómicos más precisos y de técnicas fotográficas. Además, los cálculos matemáticos permiten hoy a los astrónomos predecir las posiciones planetarias con años de antelación y de modo muy preciso.
Imagen del asteroide 243 Ida
Los asteroides son pequeños cuerpos rocosos que orbitan en torno al Sol y están situados sobre todo entre las órbitas de Marte y Júpiter. La nave Galileo, una sonda espacial lanzada por la NASA en octubre de 1989, fotografió el asteroide 243 Ida (en la imagen) en agosto de 1993. La sonda espacial también detectó una luna que orbita en torno a Ida.
Jet Propulsion Laboratory/Liaison Agency
Con el uso del telescopio se descubrieron muchos nuevos miembros del Sistema Solar. Entre ellos el planeta Urano, descubierto en 1781 por William Herschel, astrónomo británico nacido en Alemania; el planeta Neptuno, descubierto en 1846 por el astrónomo británico John Couch Adams e independientemente por el astrónomo francés Urbain Le Verrier, y Plutón, descubierto en 1930 por el astrónomo estadounidense Clyde William Tombaugh. El número de satélites naturales conocidos aumentó cuando sondas no tripuladas sobrevolaron los planetas exteriores, y puede seguir aumentando cuando los astrónomos consigan mejores imágenes de estos planetas. Se ha comprobado que más de 1.600 asteroides giran alrededor del Sol, la mayor parte de ellos entre las órbitas de Marte y de Júpiter. También se han catalogado varios cientos de cometas y hay innumerables cuerpos más pequeños, tales como meteoroides pétreos y metálicos.
El análisis químico y el estudio físico de cuerpos celestes lejanos se hicieron posibles gracias al invento del espectroscopio en 1814 por el físico alemán Joseph von Fraunhofer y el posterior descubrimiento de que cada elemento químico exhibe un conjunto o conjuntos de líneas espectrales únicos. Los análisis de los espectros planetarios y estelares han demostrado que los cuerpos celestes se componen de elementos químicos conocidos en la Tierra. Los estudios espectroscópicos han aportado claves sobre la temperatura y la gravedad de la superficie de los cuerpos celestes y sobre sus movimientos.
Sondas portadoras de instrumentos se han aproximado a todos los planetas, excepto Plutón, para recolectar datos químicos y físicos. Han descubierto anillos finos y oscuros en Júpiter, Urano y Neptuno y han proporcionado información que pone en duda la posibilidad de vida en otros planetas del Sistema Solar. Estos planetas parecen ser demasiado calientes, demasiado fríos o poseer atmósferas demasiado inhóspitas para albergar vida tal como la conocemos.
ESTRELLAS CERCANAS |
Antony Hewish
El astrónomo británico Antony Hewish fue galardonado con el Premio Nobel de Física en 1974 por sus investigaciones en radioastronomía; descubrió los objetos celestes denominados púlsares.
© The Nobel Foundation
Para el estudio de una estrella es fundamental conocer la distancia a la que se encuentra de la Tierra, que en el caso de las estrellas más cercanas se halla midiendo la posición de la estrella en el cielo a intervalos de seis meses, cuando la Tierra está en los lados opuestos de su órbita. Al girar la Tierra alrededor del Sol, la estrella parece desplazarse en el cielo. Este desplazamiento anual se llama paralaje. Cuanto mayor es la distancia, menor es el paralaje de la estrella. La estrella más cercana, Alpha Centauri, está unas 260.000 veces más lejos de la Tierra que el Sol. Las primeras distancias de estrellas fueron medidas de forma independiente en 1838 por tres astrónomos.
Todas las estrellas son cuerpos gaseosos y calientes como el Sol, pero se diferencian de él y entre ellas por varias razones. Los datos físicos más importantes sobre una estrella son su brillo intrínseco, su masa, su tamaño y su composición química. Aunque todas las estrellas fijas parecen mucho más pálidas que el Sol a causa de las grandes distancias que las separan de la Tierra, algunas son intrínsecamente más brillantes (véase Magnitud estelar). Las masas de las estrellas se pueden determinar de forma directa para el Sol y para los pares de estrellas, como las binarias eclipsantes, que giran una alrededor de la otra. Los astrónomos aplican la ley de la gravitación para determinar matemáticamente las masas estelares. De las 50 estrellas más cercanas sobre las que se tiene una información bastante completa, el 10% son más brillantes, más grandes y con más masa que el Sol. Los estudios espectroscópicos muestran que la mayoría de las estrellas están compuestas en gran parte de hidrógeno.
La fuente de la gran energía irradiada por el Sol constituyó un misterio durante mucho tiempo. El Sol emite energía a razón de 3,86 × 1026 vatios. Pruebas geológicas demuestran que la vida ha existido en la Tierra desde hace miles de millones de años, lo que indica que la energía solar debe haber estado consumiéndose a su ritmo actual durante cientos de millones de años. En 1938 el físico estadounidense Hans Bethe formuló la teoría de que la energía solar se produce por la fusión de núcleos de hidrógeno en helio. Su descubrimiento preparó el camino para el desarrollo de una bomba de hidrógeno de fusión nuclear 15 años después.
Las estrellas con una masa igual o superior a 1,4 veces la del Sol consumen su ciclo vital mucho más rápido que el Sol. Los telescopios ópticos han revelado las etapas principales de este ciclo. Primero, la estrella comienza a condensarse desde el interior, pero por lo general cerca de un extremo de una nube de gas interestelar relativamente densa y fría. Esta condensación inicia un periodo de contracción y de recalentamiento interno, seguido de un largo periodo quemando hidrógeno. Cuando se acerca el final de su vida la estrella se expande transformándose en una gigante roja, se vuelve a contraer y entonces se encoge y se enfría hasta convertirse en una enana blanca.
En la década de 1960, una radioastrónoma británica, Jocelyn Bell, descubrió señales de radio de variación rápida provenientes de objetos semejantes a estrellas. Los estudios de su supervisor, Antony Hewish, demostraron que éstos eran fuentes pulsantes, ahora denominadas púlsares, compuestas de materia más condensada incluso que la de las enanas blancas. Un púlsar es una estrella de neutrones que gira a gran velocidad, una masa de neutrones herméticamente cerrada, el objeto más denso del Universo exceptuando a los agujeros negros, cuya materia es tan densa que nada, ni siquiera la radiación luminosa, puede escapar de él. En 1974 se sospechó de la existencia de un agujero negro en la constelación Cisne por la detección de rayos X emitidos por un gas cuya aceleración se aproximaba a la velocidad de la luz. Desde entonces, se han propuesto otras posibilidades, incluidos los enormes agujeros negros localizados en los centros de galaxias con radiación intensa. En 1994 el telescopio espacial Hubble aportó pruebas que vinieron a confirmar la existencia de un agujero negro en la galaxia M87. Los científicos estimaron que tenía una masa de 2.500 a 3.500 millones de veces la del Sol. Posteriormente los astrónomos encontraron agujeros negros en el centro de otras galaxias, y muchos científicos opinan que un gran número de galaxias podría contener agujeros negros en su centro.
LA GALAXIA |
Nebulosa del Cangrejo
Una supernova que explota deja tras de sí una nube de material gaseoso que se expande rápidamente llamada nebulosa. La nebulosa del Cangrejo surgió cuando explotó una estrella en nuestra galaxia. La luz de la explosión fue observada por astrónomos chinos en el año 1054. En el centro de la nebulosa se halla un púlsar, una estrella densa que gira a gran velocidad.
Hale Observatories/Science Source/Photo Researchers, Inc.
A finales del siglo XVIII, William Herschel construyó los mayores telescopios de su época y los utilizó para explorar los cielos. No sólo descubrió el planeta Urano, sino también cantidad de satélites y estrellas dobles, además de innumerables cúmulos de estrellas y nebulosas. Sus recuentos de estrellas en diferentes regiones de los cielos convencieron a Herschel de que el Sol es sólo una más de una amplia nube de estrellas dispuestas en forma de disco. Véase Vía Láctea.
Modernas investigaciones confirman este cuadro, excepto que hoy se sabe que el Sistema Solar está situado a unos tres quintos del radio galáctico desde su centro. El nombre de Vía Láctea suele aplicarse a todo el sistema o galaxia, también conocida como la Galaxia. Las estrellas del sistema están todas unidas por la gravedad y giran alrededor de un centro distante. En el estudio de la estructura de la Vía Láctea es de fundamental importancia el conocimiento de la distancia a la que se encuentran las estrellas. El método de paralaje para determinar estas distancias sólo se puede aplicar a unos pocos miles de las estrellas más próximas. Hay una clase especial de estrellas, las variables cefeidas, que varían de brillo en periodos que dependen de su intensidad intrínseca. La comparación del brillo observado en una estrella de este tipo con el brillo intrínseco conocido nos proporciona un medio de determinar su distancia. Siguiendo el descubrimiento de Henrietta Swan Leavitt de la relación entre el periodo y la luminosidad, Harlow Shapley utilizó las variables cefeidas, esparcidas por toda la Vía Láctea, para medir su tamaño. Un rayo de luz a una velocidad de unos 300.000 km/s necesitaría 400.000 años para atravesar la Vía Láctea de extremo a extremo de su halo (se describe más abajo). La espiral visible mide unos 100.000 años luz. En conjunto, la Vía Láctea está compuesta por unos 100.000 millones de estrellas que giran alrededor de un centro común. El Sol, situado a unos 30.000 años luz del centro de la Vía Láctea, viaja a una velocidad de unos 210 km/s y completa una revolución entera cada 200 millones de años.
Vía Láctea
El Sistema Solar se encuentra en uno de los brazos espirales de la galaxia con forma de disco llamada Vía Láctea. Esta fotografía muestra el centro de la Vía Láctea, a 30.000 años luz. En la imagen se ven cúmulos de estrellas brillantes con áreas oscuras de polvo y gas.
Morton-Milon/Science Source/Photo Researchers, Inc.
La Vía Láctea incluye gran cantidad de polvo y partículas de gas esparcidas entre las estrellas. Esta materia interestelar intercepta la luz visible emitida por estrellas distantes, de modo que los observadores en la Tierra no pueden contemplar con detalle las regiones lejanas de la Vía Láctea. Se inició una nueva rama de la astronomía cuando el ingeniero electrónico estadounidense Karl G. Jansky descubrió en 1932 que las radioondas se emitían desde la Vía Láctea. Un estudio posterior situó parte de esta radiación en la materia interestelar y parte en fuentes discretas, denominadas al principio radioestrellas. Las radioondas emitidas por las regiones distantes de la Vía Láctea pueden penetrar la materia interestelar opaca a la luz visible y permitir de esta forma a los astrónomos observar regiones ocultas a los instrumentos ópticos. Estas observaciones han revelado que la Vía Láctea es una galaxia espiral con un engrosamiento central de estrellas viejas, un disco exterior de estrellas tanto viejas como jóvenes y calientes que constituyen los brazos espirales y un gran halo de estrellas débiles.
El núcleo de la Vía Láctea ha sido hasta hace poco una región misteriosa, oculta a la vista por oscuras nubes de polvo interestelar. Los astrónomos obtuvieron la primera descripción detallada en 1983, cuando fue lanzado el Satélite de Astronomía Infrarroja (IRAS). Liberados de los efectos atmosféricos de la Tierra, los sensores del IRAS grabaron con un detalle sin precedentes las posiciones y las formas de innumerables fuentes de energía infrarroja que ocupan el corazón de la Vía Láctea. Entre éstas se descubrió un objeto macizo que no era una estrella y demasiado compacto para ser un cúmulo de estrellas; se pensó que podría ser un agujero negro. Véase Astronomía infrarroja; Radioastronomía.
EL COSMOS |
Quasar
Este radiomapa en color falso de un quasar fue realizado por el VLA, un radiotelescopio con una enorme multiantena en Nuevo México (EEUU). El núcleo extremadamente brillante del quasar (mancha roja de arriba) emite un chorro concentrado de materia de gran potencia (línea de manchas rojas). Se cree que los quasares son los núcleos de alta energía de galaxias jóvenes muy lejanas y que sus extraordinarias cantidades de energía pueden provenir de grandes agujeros negros en sus núcleos. Como la luz de un quasar tarda miles de millones de años en llegar a la Tierra, los astrónomos pueden estudiarlos para aprender sobre las etapas más primitivas de la historia del Universo.
NRAO/Photo Researchers, Inc.
A pesar de su gran tamaño, la Vía Láctea es sólo uno de los muchos grandes sistemas de estrellas, llamados galaxias, que pueblan el Universo conocido. Los estudios dirigidos por el astrónomo estadounidense Edwin Hubble resolvieron en 1924 el problema de la naturaleza de las nebulosas espirales, mostrándolas como galaxias individuales igual que la Vía Láctea pero situadas a distancias muy grandes. Ciertas galaxias tienen forma espiral, otras son esferoidales y carecen de brazos espirales, y otras tienen un contorno irregular, mostrando a veces rastros de brazos espirales. Uno de los mayores telescopios del mundo, el telescopio Keck del Observatorio Mauna Kea, reveló la existencia de galaxias situadas a una distancia de la Tierra de más de 10.000 millones de años luz.
Radiomapa
El radiotelescopio Parkes de Australia, de 64 m, produjo este radiomapa de la Gran Nube de Magallanes. Los colores de la imagen corresponden a la intensidad de las ondas radioeléctricas: el negro es la menos intensa y el rojo, la más intensa. Un radiomapa revela estructuras que no pueden apreciar los telescopios ópticos.
Max-Planck-Institut for Radioastronomie/Science Source/Photo Researchers, Inc.
Los análisis espectrales de la luz de las galaxias muestran que las estrellas que constituyen estos sistemas se componen de elementos químicos conocidos en la Tierra. Además demuestran que todas se mueven respecto a la Vía Láctea: cuanto más alejada está una galaxia, mayor es su recesión (véase Efecto Doppler). Esto se ha tomado como prueba de que el Universo se expande y que surgió de un estado de la materia extremadamente caliente y denso en un gran estallido llamado el Big Bang, la Gran Explosión. Las posibles condiciones que pudieron haber iniciado esta explosión se tratan en una teoría cosmológica propuesta a comienzos de la década de 1980 que se conoce como teoría inflacionaria. La radiación que llena el Universo se ha ido enfriando desde la Gran Explosión. Su temperatura actual es de unos 3 K (-270 °C); se conoce como radiación de fondo de microondas y proviene de todas las direcciones. Fue descubierta en 1965 por los físicos estadounidenses Arno Penzias y Robert W. Wilson, y suele ser el mejor indicador de las fases iniciales de la historia del Universo. La teoría relativista de la gravedad de Albert Einstein también apoya la teoría de la Gran Explosión.
La mayoría de los astrónomos creen que los quasares, descubiertos en la década de 1960, son los núcleos energéticos de galaxias muy distantes. Por razones que todavía no conocemos, son tan brillantes que ocultan la luz de las galaxias que los rodean. Las líneas espectrales de los quasares exhiben desplazamientos hacia el rojo muy grandes, indicativos de que estos objetos se alejan de nuestra galaxia a velocidades por encima del 80% de la velocidad de la luz. Su gran velocidad también significa que en apariencia se encuentran entre los objetos cosmológicos más distantes. Astrónomos del Observatorio Monte Palomar descubrieron en 1991 un quasar a una distancia de 12.000 millones de años luz.
