Introducción a la ciencia I. Ciencias Físicas (29 page)

En los tiempos anteriores al telescopio, Saturno era el planeta conocido más alejado, y el que se movía con mayor lentitud. Era asimismo el más apagado, pero seguía siendo un objeto de primera magnitud. Durante miles de años después del reconocimiento de que existían los planetas, no pareció haber especulaciones respecto de la posibilidad de que hubiese planetas tan distantes y, por ello, demasiado poco luminosos para ser visibles.

Incluso después de que Galileo demostrase que existían miríadas de estrellas con demasiada poca luz para ser vistas sin telescopio, la posibilidad de planetas poco luminosos no armó mucho revuelo.

Y luego, el 13 de marzo de 1781, William Herschel (que aún no era famoso), comenzó a realizar mediciones de las posiciones de las estrellas y, en la constelación de Géminis, se encontró mirando a un objeto que no era un punto de luz, sino que en vez de ello presentaba un pequeño disco. Al principio, dio por supuesto que se trataba de un cometa distante, puesto que los cometas eran los únicos objetos, aparte de los planetas, que se mostraban en forma de disco bajo la observación telescópica. Sin embargo, los cometas son nebulosos y este objeto mostraba bordes aguzados. Además, se movía contra el fondo de estrellas más lentamente que Saturno e incluso estaba más alejado. Se trataba de un planeta distante, mucho más alejado que Saturno, y mucho menos luminoso. El planeta, llegado el momento, se denominó Urano (en griego
Ouranos)
, por el dios de los cielos y padre de Saturno (Cronos) en la mitología griega.

Urano se encuentra a 2.942.000.000 de kilómetros del Sol de promedio, y está así exactamente dos veces más alejado del Sol que Saturno. Además, Urano es más pequeño que Saturno, con un diámetro de 54.000 kilómetros. Esto equivale a cuatro veces el diámetro de la Tierra, y Urano es un gigante gaseoso como Júpiter y Saturno, pero mucho más pequeño que estos otros dos planetas. Su masa es 14,5 mayor que la de la Tierra, pero sólo 1/6,6 en relación a Saturno y 1/22 respecto de Júpiter.

A causa de su distancia y de su relativamente pequeño tamaño, Urano es mucho menos luminoso en apariencia que Júpiter y Saturno. Sin embargo, no es totalmente invisible para el ojo desnudo. Si se mira en el lugar adecuado, en una noche oscura, Urano es visible como una estrella muy débil, incluso sin ayuda de un telescopio.

¿Por qué no fue detectado por los astrónomos, incluso en los tiempos de la Antigüedad? Indudablemente lo hicieron, pero una estrella muy poco luminosa no atrajo su atención, cuando se daba por supuesto que los planetas que eran muy brillantes. Y aunque lo hubiesen contemplado en noches sucesivas, su movimiento es tan pequeño que su cambio de posición pasaría inadvertido. Y lo que es más, los primitivos telescopios no eran muy buenos y, cuando se les apuntaba en la dirección correcta, no mostraban con claridad el pequeño disco de Urano.

De todos modos, en 1690, el astrónomo inglés John Flamsteed enumeró una estrella en la constelación del Toro y le dio el nombre de 34 del Toro. Más tarde, los astrónomos no pudieron localizar esa estrella, pero, una vez Urano fue descubierto y su órbita elaborada, un cálculo hacia atrás mostró que se encontraba en el lugar que había informado Flamsteed que se hallaba 34 del Toro. Y medio siglo después, el astrónomo francés Fierre Charles Lemonnier vio a Urano en trece diferentes ocasiones y lo registró en trece lugares distintos, imaginándose que había visto en realidad trece estrellas.

Existen informes conflictivos acerca de su período de rotación. Las cifras usuales son las de 10,82 horas, pero, en 1977, se ha alegado que ese período es de 25 horas. Probablemente no estaremos seguros hasta que recibamos datos de las sondas.

Una certidumbre acerca de la rotación de Urano versa respecto de su inclinación axial. El eje está inclinado en un ángulo de 98 grados, o exactamente un poco más que un ángulo recto. Así, Urano, mientras gira en torno del Sol una vez cada ochenta y cuatro años, parece estar rodando sobre un lado, y cada polo se halla expuesto a una iluminación continua durante cuarenta y dos años, y luego a una noche continua durante otros cuarenta y dos años.

A la distancia de Urano del Sol, eso significa una escasa diferencia. No obstante, si la Tierra girase de esa forma, las estaciones serían tan extremadas que es dudoso que la vida hubiera llegado a desarrollarse alguna vez en nuestro planeta.

Tras el descubrimiento de Urano por parte de Herschel, se mantuvo observándolo a intervalos y, en 1787, detectó dos satélites, a los que llegado el momento llamó Titania y Oberón. En 1851, el astrónomo inglés William Lassel descubrió otros dos satélites, más cerca del planeta, a los que se les puso los nombres de Ariel y Umbriel. Finalmente, en 1948, Kuiper detectó un quinto satélite, más cerca aún: se trata de Miranda.

Todos los satélites de Urano giran en torno de él en el plano de su ecuador, por lo que no sólo el planeta, sino todo el sistema de satélites parece girar sobre su lado. Los satélites se mueven al norte y sur del planeta, más bien que de este a oeste como es usual.

Los satélites de Urano están bastante cerca del planeta. No existe ninguno distante (por lo menos, según podemos ver). El más alejado de los cinco conocidos es Oberón, que se halla a 600.000 kilómetros del centro de Urano, sólo media vez más de la Luna respecto de nuestra Tierra. Miranda se halla a 133.000 kilómetros del centro de Urano.

Ninguno de los satélites es grande, de la forma en que les ocurre a los satélites galileanos, a Titán o a la Luna. El mayor es Oberón, que tiene unos 1.600 kilómetros de diámetro, mientras que el más pequeño es Miranda con un diámetro de sólo 250 kilómetros.

Durante mucho tiempo no pareció haber nada de particularmente excitante en el sistema de satélites de Urano, pero luego, en 1973, un astrónomo británico, Cordón Tayler, calculó que Urano se movía enfrente de una estrella de novena magnitud, la SA0158687. Este suceso excitó a los astrónomos puesto que, mientras Urano pasaba por delante de la estrella, habría un período, poco antes de que la estrella quedase oscurecida, en que la luz atravesaría la atmósfera superior del planeta. Una vez más, cuando la estrella saliese de detrás del planeta, atravesaría su atmósfera superior. El hecho de que la luz de la estrella pasase a través de la atmósfera podría decirles algo a los astrónomos acerca de la temperatura, la presión y la composición de la atmósfera de Urano. La
ocultación
se calculó que tendría lugar el 10 de marzo de 1977. A fin de observarla, aquella noche un astrónomo norteamericano, James L. Elliot, y varios colaboradores, se encontraban en un avión que les llevó más arriba de los distorsionantes y oscurecientes efectos de la atmósfera inferior.

Antes de que Urano alcanzase la estrella, la luz de ésta brilló de repente muy apagada durante unos 7 segundos, y luego se iluminó de nuevo. Mientras Urano continuaba aproximándose, ocurrieron cuatro breves períodos más de atenuación de la luz de 1 segundo cada uno. Cuando la estrella emergió por el otro lado, se produjeron los mismos episodios de apagamiento, aunque en orden inverso. La única forma de explicar este fenómeno era suponer que existían unos tenues anillos de material en torno de Urano, anillos de ordinario no visibles desde la Tierra por ser demasiado tenues, muy esparcidos y harto oscuros.

Cuidadosas observaciones de Urano durante la ocultación de otras estrellas, tales como una el 10 de abril de 1978, mostraron un total de nueve anillos. El más interior se encuentra a 41.000 kilómetros del centro de Urano, y el más exterior a 50.000 kilómetros del centro. Todo el sistema de anillos se halla en realidad dentro del límite de Roche.

Puede calcularse que los anillos uranianos son tan tenues, dispersos y oscuros que sólo tienen 1/3.000.000 del brillo de los anillos de Saturno. No resulta sorprendente que los anillos de Urano no puedan detectarse de ninguna otra forma que no sea una de tipo indirecto.

Más tarde, cuando se detectó el anillo de Júpiter, comenzó a parecer evidente que los anillos no formaban, a fin de cuentas, un fenómeno desacostumbrado. Tal vez los gigantes gaseosos tengan un sistema de anillos además de numerosos satélites. Lo único que hace a Saturno único no es que tenga anillos, sino que los mismos sean tan extensos y brillantes.

Poco después de descubrirse Urano, se elaboró su órbita. Sin embargo, a medida que los años pasaban, se comprobó que Urano no seguía la órbita calculada, no del todo. En 1821, el astrónomo francés Alexis Bouvard calculó de nuevo la órbita de Urano, tomando en consideración las primeras observaciones como las de Flamsteed. Pero Urano tampoco siguió esa nueva órbita.

La pequeña atracción sobre Urano de otros planetas (perturbaciones), afectaban levemente el movimiento de Urano, originando que se hallase detrás, o delante, de su posición teórica, en unas cifras muy pequeñas. Esos efectos se calcularon de nuevo con cuidado, pero Urano siguió sin portarse correctamente. La conclusión lógica era que, más allá de Urano, , debía de existir un planeta desconocido que ejercía una atracción gravitacional que no había sido tenida en cuenta.

En 1841, un estudiante de matemáticas de veintidós años, en la Universidad de Cambridge, en Inglaterra, se hizo cargo del problema y lo calculó en su tiempo libre. Su nombre era John Couch Adams, y, en setiembre de 1845, acabó dichas elaboraciones. Había calculado dónde debía de estar localizado un planeta desconocido, si tuviese que viajar de una forma relacionada con el factor que faltaba en la órbita de Urano. Sin embargo, no consiguió que los astrónomos ingleses se interesasen por su proyecto.

Mientras tanto, un joven astrónomo francés, Urban Jean Joseph Leverrier, estaba también trabajando con el problema de forma por completo independiente. Completó su trabajo casi medio año después que Adams y obtuvo la misma respuesta. Leverrier fue lo suficientemente afortunado para conseguir que un astrónomo alemán, Johann Gottfried Galle, comprobase la indicada región del firmamento en busca de la presencia de un planeta desconocido. Dio la casualidad que Galle tenía una nueva carta de las estrellas de aquella porción del espacio. Comenzó a investigar la noche del 23 de setiembre de 1846, y él y su ayudante, Heinrich Ludwig D'Arrest, llevaban apenas trabajando una hora cuando encontraron un objeto de octava magnitud que no figuraba en la carta.

¡Se trataba del planeta! Y estaba muy cerca del lugar donde había pronosticado el cálculo. Llegado el momento se le puso el nombre de Neptuno, el dios del mar, a causa de su color verdoso. En la actualidad, el mérito de su descubrimiento se halla dividido a partes iguales entre Adams y Leverrier.

Neptuno viaja en torno del Sol en una órbita que lo lleva a 4.125.000.000 de kilómetros de distancia, por lo que de nuevo se halla a una mitad más allá del Sol que Urano (o unas 30 veces más distante del Sol que nuestra Tierra). Completa una revolución en torno del Sol en 164,8 años.

Neptuno es el gemelo de Urano (en el sentido de que Venus es el gemelo de la Tierra, por lo menos en lo que se refiere a sus dimensiones). El diámetro de Neptuno es de 51.000 kilómetros, sólo un poco menor que Urano, pero el primero es más denso y un 18 % más masivo que Urano. Neptuno tiene 17,2 veces más masa que la Tierra, y es el cuarto gigante gaseoso que circunda al Sol.

El 10 de octubre de 1846, menos de tres semanas después de que Neptuno fuese avistado por primera vez, se detectó un satélite del mismo, al que se llamó Tritón, por un hijo de Neptuno (Poseidón), según los mitos griegos. Tritón demostró ser otro de los grandes satélites, con una masa igual a la de Titán. Ha sido el séptimo de tales satélites descubiertos, y el primero desde el descubrimiento de Titán, casi dos siglos antes.

Su diámetro es de unos 3.900 kilómetros, haciéndolo así un poco mayor que el de nuestra Luna, y su distancia al centro de Neptuno es de 365.000 kilómetros, casi la distancia de la Tierra a la Luna. A causa de la mayor atracción gravitatoria de Neptuno, Tritón completa una revolución en 5,88 días, o en una quinta parte del tiempo que emplea nuestra Luna.

Tritón gira en torno de Neptuno en dirección retrógrada. No es el único satélite que gira de esa forma. Sin embargo, los otros (los cuatro satélites exteriores de Júpiter y el satélite más exterior de Saturno) son muy pequeños y muy distantes del planeta en torno del que giran. Tritón es grande y se halla cerca de su planeta. Pero sigue siendo un misterio el porqué tiene una órbita retrógrada.

Durante más de un siglo, Tritón continuó siendo el único satélite conocido de Neptuno. Luego, en 1949, Kuiper (que había descubierto Miranda el año anterior), detectó un pequeño objeto de luz muy débil en las cercanías de Neptuno. Se trataba de otro satélite y se le llamó Nereida (las ninfas de los mares de los mitos griegos).

Nereida tiene un diámetro de casi 250 kilómetros y viaja en torno de Neptuno de forma directa. Sin embargo, posee la órbita más excéntrica de los satélites conocidos. En su aproximación más cercana a Neptuno, se encuentra a 1.420.000 kilómetros de distancia; pero en el otro extremo de su órbita está alejado 9.982.000 kilómetros. En otras palabras, se encuentra siete veces más lejos de Neptuno en un extremo de su órbita que en el otro. Su período de revolución es de 365,21 días, o 45 minutos menos que el año terrestre.

Neptuno aún no ha sido visitado por una sonda, por lo que no resulta sorprendente que no conozcamos más satélites o un sistema de anillos. Ni siquiera sabemos si Tritón posee atmósfera, aunque, dado que Titán la tiene, Tritón puede asimismo poseerla.

La masa y posición de Neptuno tienen mucho que ver con la mayor parte de las discrepancias en la órbita de Urano. No obstante, en lo que se refería al resto de ellos, algunos astrónomos pensaban que un planeta desconocido, más distante aún que Neptuno, debía ser investigado. El astrónomo más asiduo en sus cálculos y búsqueda fue Lowell (que se había de hacer famoso por sus puntos de vista acerca de los canales marcianos).

La búsqueda no resultaba fácil. Cualquier planeta más allá de Neptuno tendría tan escasa luminosidad que se hallaría perdido en las multitudes de igualmente apagadas estrellas ordinarias. Y lo que es más, un planeta así se movería tan despacio, que su cambio de posición no sería fácil de detectar. Para cuando Lowell murió, en 1916, aún no se había encontrado el planeta.