Introducción a la ciencia I. Ciencias Físicas (30 page)

Sin embargo, los astrónomos del «Observatorio Lowell», en Arizona, continuaron la búsqueda después de la muerte de Lowell. En 1929, un joven astrónomo, Clyde William Tombaugh, se hizo cargo de la investigación, empleando un nuevo telescopio que fotografiase una comparativamente sección mayor del cielo y con mayor agudeza.

También hizo uso de un
comparador de destellos
, que protegería a la luz a través de una placa fotográfica tomada cierto día, y luego a través de otra placa de la misma región de estrellas unos cuantos días después, y una y otra vez en rápida alternativa.

Las placas fueron ajustadas para que las estrellas de cada una fuesen enfocadas en el mismo lugar. Las verdaderas estrellas permanecerían por completo fijas, mientras la luz destellase a través de la primera placa, y luego por la otra. Sin embargo, cualquier planeta presente de poca luz, alteraría su posición al encontrarse aquí, allí, aquí allá, en rápida alternancia. Parpadearía.

El descubrimiento tampoco sería fácil de esta manera, puesto que una placa en particular contendría muchas decenas de millares de estrellas, y tendría que ser avizorada muy estrechamente en cada lugar para ver si una de esas miríadas de estrellas parpadeaba.

Pero a las cuatro de la tarde del 18 de febrero de 1930, Tombaugh se encontraba estudiando una región en la constelación de Géminis y vio un parpadeo. Siguió aquel objeto durante casi un mes y, el 13 de marzo de 1930, anunció que había encontrado el nuevo planeta. Se le llamó Plutón, por un dios del mundo inferior, dado que se encontraba tan lejos de la luz del Sol. Además, las dos primeras letras del nombre eran las iniciales de Percival Lowell.

La órbita de Plutón fue elaborada y demostró albergar numerosas sorpresas. No se encontraba tan lejos del Sol como Lowell y los otros astrónomos habían pensado. Su distancia media del Sol demostró ser de sólo 6.050.500.000 de kilómetros, es decir, únicamente un 30 % más lejos que Neptuno.

A mayor abundamiento, la órbita era más excéntrica que la de cualquier otro planeta. En su punto más alejado del Sol, Plutón se encontraba a 7.590.000.000 de kilómetros de distancia, pero en el lado expuesto de la órbita, cuando se encuentra más próximo al Sol, se hallaba sólo a 4.455.000.000 de kilómetros de distancia.

En el perihelio, cuando Plutón se halla más cerca del Sol, está en realidad aún más próximo del Sol que Neptuno, que se halla a unos 165.000.000 de kilómetros. Plutón gira en torno del Sol en 247,7 años, pero en cada una de esas revoluciones, existe un período de 20 años en que está más cerca de Neptuno, por lo que no es el planeta más alejado. En realidad, uno de esos períodos está sucediendo en las dos últimas décadas del siglo XX, por lo que ahora, cuando escribo, Plutón está más cerca del Sol que Neptuno.

No obstante, la órbita de Plutón, no cruza en realidad a Neptuno, pero está fuertemente sesgada en comparación con los otros planetas. Está inclinada hacia la órbita de la Tierra en unos 17,2 grados, mientras la órbita de Neptuno se halla inclinada sólo levemente hacia la de la Tierra. Cuando las órbitas de Plutón y Neptuno se cruzan, y ambos se encuentran a la misma distancia del Sol (cuando ambos planetas se hallan en el punto de cruce), uno se encuentra muy por debajo del otro, por lo que ambos nunca se aproximan mutuamente a menos de 2.475.000.000 de kilómetros.

Sin embargo, lo más perturbador acerca de Plutón fue su inesperada poca luminosidad, que indicó al instante que no se trataba de un gigante gaseoso. Si hubiera sido del tamaño de Urano o de Neptuno, su brillo habría sido considerablemente mayor. La estimación inicial fue que debía de ser del tamaño de la Tierra.

Pero esto demostró ser también una sobreestimación. En 1950 Kuiper consiguió ver a Plutón como un diminuto disco de sólo 5.950 kilómetros de diámetro, incluso menor que el diámetro de Marte. Algunos astrónomos se mostraron reluctantes a creer esta estimación, pero, el 28 de abril de 1965, Plutón pasó muy cerca de una estrella muy poco luminosa y no consiguió superarla. Si Plutón hubiese sido más grande que lo que Kuiper había estimado, habría oscurecido a la estrella.

Así, quedó claro que Plutón era demasiado pequeño para influir en la órbita de Urano de cualquier manera perceptible. Si un planeta distante tenía algo que ver en el último fragmento de discrepancia respecto de la órbita de Urano, no se trataba de Plutón.

En 1955, se observó que el brillo de Plutón variaba de una forma regular que se repetía cada 6,4 días. Se dio por supuesto que Plutón giraba en torno de su órbita en 6,4 días, es decir, un desacostumbradamente largo período de rotación. Mercurio y Venus tienen unos períodos aún más largos, pero se hallan fuertemente afectados por las influencias de marea del cercano Sol. ¿Cuál era, pues, la excusa de Plutón?

Luego, el 22 de junio de 1978, llegó un descubrimiento que pareció explicarlo. Ese día, un astrónomo norteamericano, James W. Christy, al examinar fotografías de Plutón, se percató de una clara protuberancia en un lado. Examinó otras fotografías y finalmente decidió que Plutón tenía un satélite. Está muy cerca de Plutón, a no más de 20.600 kilómetros de distancia, de centro a centro. A esta distancia de Plutón, es una separación muy ligera para detectarla, de ahí lo mucho que se retrasó el descubrimiento. Christy llamó al satélite Caronte, por el barquero que, en los mitos griegos, lleva a las sombras de los muertos al otro lado de la Laguna Estigia, hasta el reino subterráneo de Plutón.

Caronte gira en torno de Plutón en 6,4 días, que es exactamente el tiempo que tarda Plutón en dar una vuelta sobre su eje. Esto no es una coincidencia. Es probable que ambos cuerpos, Plutón y Caronte, se enlentezcan mutuamente a través de la acción de la marea y siempre presentan la misma cara el uno al otro. Giran en torno a un centro común de gravedad, como las dos mitades de una pesa que giran unidas por la atracción gravitatoria.

Es la única combinación planeta-satélite que gira en esa forma de pesas. Así, en el caso de la Tierra, la Luna siempre presenta un lado hacia la Tierra, pero ésta aún no se ha enlentecido hasta el punto de hacer frente sólo un lado a la Luna, porque la primera es mucho más grande y le costaría mucho más enlentecerse. Si la Tierra y la Luna fuesen iguales en tamaño, la forma de revolución de pesas habría sido el resultado final.

A partir de la distancia entre ellos y del tiempo de revolución, es posible calcular la masa total de ambos cuerpos: demostró ser de no más de un octavo de la masa de la Luna. Plutón es más pequeño que lo previsto por las estimaciones más pesimistas.

Dado el brillo comparativo de los dos, Plutón parece tener sólo 3.000 kilómetros de diámetro, casi el tamaño de Europa, el menor de los siete grandes satélites. Caronte tiene 1.250 kilómetros de diámetro, casi el tamaño de Dione, el satélite de Saturno.

Los dos objetos no son muy diferentes en tamaño. Plutón es, probablemente, sólo 10 veces más masivo que Caronte, mientras que la Tierra tiene 81 veces más masa que la Luna. Esta diferencia de tamaño explica el porqué Plutón y Caronte giran uno en torno del otro a la manera de unas pesas, mientras que la Tierra y la Luna no lo hacen así. Se trata de la cosa que está más cerca en el Sistema Solar de lo que conocemos como un «planeta doble». Hasta 1976, se había creído que la Tierra y la Luna lo eran.

Cada planeta, con una única excepción, se halla de alguna forma entre 1,3 y 2,0 veces tan alejado del Sol en relación al siguiente planeta más cercano. La única excepción es Júpiter, el quinto planeta: se halla 3,4 veces más alejado del Sol de lo que lo está Marte, el cuarto planeta.

Este extraordinario hueco intrigó a los astrónomos tras el descubrimiento de Urano (en aquel momento, la posibilidad de nuevos planetas se hizo excitante). ¿Podría existir un planeta en el hueco, un planeta 4,5, por así decirlo, uno que se nos haya escapado durante todo este tiempo? Un astrónomo alemán, Heinrich W. M. Olbers, dirigió un grupo que planeaba comprometerse en una búsqueda sistemática del cielo tras un planeta de este tipo.

Mientras efectuaban sus preparativos, un astrónomo italiano, Giuseppe Piazzi, que observaba los cielos sin pensar en absoluto en nuevos planetas, localizó un objetivo que variaba de posición de un día al siguiente. Dada la velocidad de su movimiento, parecía encontrarse en algún lugar entre Marte y Júpiter; y según su poca luminosidad, tenía que ser muy pequeño. Se efectuó el descubrimiento el 1 de enero de 1801, el primer día de un nuevo siglo.

Según las observaciones de Piazzi, el matemático alemán Johann K. F. Gauss fue capaz de calcular la órbita del objeto, y en efecto, se trató de un nuevo planeta con una órbita que se encontraba entre la de Marte y la de Júpiter, exactamente donde debía de haberse efectuado la distribución de los planetas. Piazzi, que había estado trabajando en Sicilia, llamó al nuevo planeta Ceres, según la diosa romana del trigo, que había estado particularmente asociada con la isla.

Dado su poco brillo y distancia, se calculó que Ceres debía ser asimismo muy pequeño, más pequeño que cualquier otro planeta. Las últimas cifras muestran que tiene 1.025 kilómetros de diámetro. Probablemente, Ceres posee una masa de sólo un quinto de la de nuestra Luna, y es mucho más pequeño que los satélites mayores.

No parecía posible que Ceres fuese todo lo que había allí en el hueco entre Marte y Júpiter, por lo que Olbers continuó la búsqueda a pesar del descubrimiento de Piazzi. En 1807, fueron descubiertos tres planetas más en ese hueco. Se les llamó Palas, Juno y Vesta, y cada uno de ellos resultó más pequeño que Ceres. Juno, el menor, tal vez sólo tenga unos 100 kilómetros de diámetro.

Esos nuevos planetas son tan pequeños que, incluso con el mejor telescopio de la época, no mostraban disco. Seguían siendo puntos de luz, al igual que las estrellas. En realidad, por esta razón, Herschel sugirió llamarles
asteroides
(«parecidos a estrellas»), y la sugerencia fue adoptada.

No fue hasta 1845 cuando un astrónomo alemán, Karl L. Hencke, descubrió un quinto asteroide, al que llamó Astrea; pero, a continuación, se fueron sucediendo de una manera firme los descubrimientos. En la actualidad, se han detectado unos 1.600 asteroides, cada uno de ellos considerablemente menor que Ceres, el primero en ser encontrado; e, indudablemente, quedan aún millares más por detectar. Casi todos se encuentran en el hueco existente entre Marte y Júpiter, una zona que ahora se denomina
cinturon de asteroides
.

¿Por qué existen los asteroides? Ya muy pronto, cuando sólo se conocían cuatro de ellos, Olbers sugirió que eran los restos de un planeta que había estallado. Sin embargo, los astrónomos se muestran dudosos acerca de esta posibilidad. Consideran más probable que el planeta nunca llegara a formarse, mientras que en otras regiones la materia de la nebulosa original, gradualmente, se soldó en planetesimales (el equivalente a asteroides) y éstos en planetas individuales (con estos últimos dejando al unirse sus marcas como cráteres), pero en el cinturón de asteroides esta unión no pasó nunca del estadio planetesimal. La creencia general es que el responsable de esto es el perturbador efecto del gigante Júpiter.

En 1866, ya se habían descubierto los suficientes asteroides para mostrar que no se hallaban esparcidos al acaso en el hueco. Había regiones donde las órbitas asteroidales se hallaban ausentes. No había asteroides a una distancia promedia del Sol de 380 millones de kilómetros, o 450 millones de kilómetros, o 500 millones de kilómetros, o 560 millones de kilómetros.

Un astrónomo estadounidense, Daniel Kirkwood, sugirió en 1866 que en esas órbitas, los asteroides girarían en torno del Sol en un período que era una fracción simple de la de Júpiter. Bajo tales condiciones, el efecto perturbador de Júpiter sería desacostumbradamente grande, y cualquier asteroide que girase por allí se vería forzado, o bien a acercarse más al Sol o a alejarse más de él. Esos
huecos de Kirkwood
dejaban claro que la influencia de Júpiter era penetrante y podía impedir la solidificación.

Más tarde se hizo clara una conexión aún más íntima entre Júpiter y los asteroides. En 1906, un astrónomo alemán, Max Wolf, descubrió el asteroide 588. Era inusual, puesto que se movía con una sorprendente baja velocidad y, por lo tanto, se encontraba muy alejado del Sol. En realidad, era el asteroide más alejado de los descubiertos. Se le llamó Aquiles, por el héroe de los griegos en la guerra de Troya. (Aunque, por lo general, se ha dado a los asteroides nombres femeninos, los que poseen órbitas desacostumbradas han recibido nombres masculinos.)

Una cuidadosa observación mostró que Aquiles se movía en la órbita de Júpiter, 60 grados por delante del mismo. Antes de que el año concluyera, se descubrió el asteroide 617 en la órbita de Júpiter, 60 grados por detrás de Júpiter, y se le llamó Patroclo, por el amigo de Aquiles en la
Ilíada
de Homero. Se han descubierto otros asteroides que forman un grupo en torno de cada uno de ellos y que han recibido nombres de héroes de la guerra troyana. Fue el primer caso del descubrimiento de auténticos ejemplos de estabilidad, cuando se encontraron tres cuerpos en los vértices de un triángulo equilátero. A esta situación se la denominó
posiciones troyanas,
y a los asteroides
asteroides troyanos
. Aquiles y su grupo ocupan la posición L-4, y Patroclo y su grupo la posición L-5. Los satélites exteriores de Júpiter, que parecen satélites capturados, es posible que en un tiempo fuesen asteroides troyanos.

El satélite exterior de Saturno, Febe, y el satélite exterior de Neptuno, Nereida, pueden, concebiblemente, haber sido también satélites capturados, una indicación de que, por lo menos, existe un esparcimiento de asteroides en las regiones de más allá de Júpiter. Tal vez, originariamente, se encontraban en el cinturón de asteroides y, a través de perturbaciones particulares, se vieron forzados hacia delante y luego, llegado el momento, fueron capturados por un planeta en particular.

Por ejemplo, en 1920, Baade descubrió el asteroide 944, al que llamó Hidalgo. Cuando se calculó su órbita, se descubrió que este asteroide se movía mucho más allá de Júpiter, y que tenía un período orbital de 13,7 años, tres veces más que el asteroide medio e incluso más largo que el de Júpiter.

Tiene una elevada excentricidad orbitaria de 0,66. En el perihelio se encuentra sólo a 300 millones de kilómetros del Sol, por lo que se halla claramente dentro del cinturón de asteroides en ese momento. Sin embargo, en el afelio, se halla a 1.475 millones de kilómetros del Sol, tan lejos entonces del Sol como Saturno. La órbita de Hidalgo, sin embargo, está inclinada, por lo que en el afelio se encuentra muy por debajo de Saturno, y no existe peligro en que sea capturado, pero cualquier satélite en una órbita tan alejada estaría muy cerca de Saturno y llegado el momento sería capturado por éste o por cualquier otro de los planetas exteriores.