(….) la Luna refleja del 7 al 11% de la luz que recibe. Para fines prácticos, la Luna es tan brillante como un carbón…¡es negra! Pero …¿Entonces por qué se ve tan blanca? Porque la luz del Sol es muy intensa. Si la Luna fuera verdaderamente blanca, sería imposible observarla sin dañar la vista, además que sería terriblemente molesta.

ANTECEDENTES

Después del Sol, la Luna es el objeto más brillante del cielo y es visible casi todos los días, de noche o a la luz del Sol. En la noche, es el objeto celeste más fácil de localizar y el más cercano a la Tierra. Ningún otro cuerpo se acerca tanto a la Tierra (salvo los meteoroides). Mitológicamente es muy importante y todavía trasciende hasta nuestros días que tiene “efectos misteriosos” en los seres vivos, sobre todo al tratarse de la Luna Llena. (Los lunáticos –se supone- son personas que sufren trastornos y llegan a la locura influenciados por la Luna) Los “efectos” de la Luna no son del todo misteriosos. Es sabido que el incremento en la iluminación ambiente mantiene alerta y activo al ser humano y en el pasado no fue la excepción: la luz de la Luna Llena se aprovechaba para ampliar el horario de actividades importantes para la supervivencia, como la caza, la recolección y la agricultura. No es casualidad que la divinidad asociada con la Luna sea Diana la Cazadora, puesto que la Luna “ayudaba” con su luz a que la caza mejorara. Hoy en día, gracias a la iluminación artificial, somos menos perceptivos al efecto de la Luna Llena, aunque no deja de llamar nuestra atención cada vez que la contemplamos.

Los romanos la llamaban Luna (lunae), nombre en latín que nosotros conservamos. Los griegos la nombraron Selene (de ahí viene que los habitantes de la Luna se llamen selenitas). El estudio de la Luna recibe el nombre de Selenografía. Otros la llamaban Diana o Cynthia.

Su símbolo es el de una Luna creciente, iluminada lateralmente.

La Luna ha sido visitada extensamente por los rusos y los norteamericanos. Primeramente se enviaron sondas (no tripuladas) que estudiaban la superficie de la Luna antes de impactarse en ella. Los rusos fueron los primeros en fotografiar el lado oculto de la Luna. La NASA fue la primera en poner hombres sobre la Luna el 20 de julio de 1969. En total, seis misiones Apollo entre 1969 y 1972 permitieron que los astronautas no sólo caminaran sino que recorrieran el paisaje lunar a bordo de un carro especial (lunar rover) para cubrir una mayor zona de exploración. De regreso, se trajeron unos 380 Kg. de rocas lunares. Los equipos de medición dejados en la Luna estuvieron enviando información hasta 1977, cuando por razones de presupuesto fue interrumpido su funcionamiento.

ORIGEN DE LA LUNA

Se ha especulado con una serie de teorías, pero una a una se han ido descartando. Algunos sugirieron que la Luna se había formado junto con la Tierra desde el principio, pero si fuera así, entonces su densidad sería la misma y la Luna es menos densa que la Tierra: tiene una densidad parecida a la de la corteza terrestre. Entonces sugirieron que había sido expulsada por la Tierra, pero no hay mecanismos que logren esto. Si suponemos que fue por una velocidad altísima de rotación que produjo un escape por fuerza centrífuga, la Tierra tendría que estar dando vueltas como loca, como si fuera un trompo. Otros sugieren que fue un planeta menor capturado, pero eso no explica la ausencia marcada de agua. Entonces la teoría que queda y prevalece hasta ahora es que la Luna es el resultado de un impacto colosal de un planeta del tamaño de Marte contra la Tierra. El impacto tendría que ser oblicuo de tal manera que se expulsaría una porción de la corteza terrestre y el núcleo metálico del otro planeta se sumaría al de la Tierra. Por un tiempo se cree, existió un anillo de escombros orbitando la Tierra, mismo que empezó a condensarse poco a poco hasta formar la Luna. El calor del impacto y la exposición de los fragmentos al vacío del espacio explicaría la ausencia de volátiles -agua- en las rocas lunares. Las rocas más antiguas de la Luna datan de unos 4,400 millones de años. Para la Tierra se calculan unos 4,600 millones de años.

DISTANCIA A LA TIERRA

La distancia promedio a la Tierra es de 384,400 Km. Su órbita, al igual que la de todos los planetas, describe una elipse. El punto más cercano de la Luna a la Tierra se llama Perigeo. Debido a las interacciones gravitatorias entre el Sol, la Tierra y la Luna la distancia del perigeo puede variar, sin embargo, la distancia mínima entre La Luna y la Tierra será de 356,410 Km.. A esa distancia, la Luna despliega un diámetro angular (aparente) de 33’ 06” de arco. Cuando la Luna está en el punto más alejado de su órbita, está en el Apogeo. La distancia máxima posible en un apogeo es de 406,740 Km., alrededor de 50,000 Km. más lejos que en el perigeo. A esta distancia mínima, la Luna presenta un tamaño aparente de 29’ 33” de arco. En promedio la Luna presenta un tamaño angular de 31’ 07” de arco.

La distancia a la Luna se puede medir con una precisión increíble ya que los astronautas del Apollo dejaron unos reflectores en la Luna. Un rayo láser es apuntado hacia la Luna y se mide el tiempo en que el rayo luminoso va y viene para entonces determinar la distancia que tuvo que haber recorrido. Este método permite una precisión de ¡unos cuantos centímetros!

DIÁMETRO ECUATORIAL

La Luna es tan grande con relación a la Tierra que algunos la consideran un planeta secundario. Su diámetro ecuatorial es de 3,476 Km., es decir 0.272 diámetros terrestres. Si la Tierra tuviera el tamaño de una pelota de baloncesto, el tamaño de la Luna correspondería a una pelota de tenis. Aristóteles había estimado –muy certeramente- que la Luna cabría de 3 a 4 veces atravesando la Tierra. ¿Cómo lo hizo? Observando el tamaño de la sombra de la Tierra durante los eclipses de Luna. La Tierra es de hecho 3.67 veces más grande que la Luna.

La Luna no es esférica. La fuerza centrífuga hace que el diámetro de sus polos sea menor (3,470 Km.) Además, así como la atracción gravitatoria de la Luna ejercida en el mar provoca las mareas – una alza en el nivel del agua-, la Tierra ha distorsionado la Luna al grado que presenta un abultamiento en dirección de nuestro planeta de unos 9.6 Km. de altura.

MASA

La masa de la Luna se midió por medio de la aceleración que produjo en las sondas de exploración. Se determinó entonces que es de 7.35 x 1022 Kg. Tiene apenas 0.0123 veces la masa de la Tierra. (1.23%). Es sorprendente que siendo tan poco masiva, sea tan grande, eso sólo se puede explicar si su densidad es muy baja.

DENSIDAD

En promedio cada metro cúbico de la Luna pesa 3,340 Kg., es decir, su densidad es de 3.34, ó 3.34 veces más densa que el agua. La Tierra tiene una densidad de 5.52. La Luna es menos densa incluso que Marte (3.95). Llama la atención su baja densidad, pues si se formó junto con la Tierra, es de esperarse que su densidad sea la misma. Probablemente la Luna haya sido agregada a la Tierra después de que ésta se formó.

COMPOSICIÓN

La composición de la Luna es muy parecida a la de la corteza de la Tierra: básicamente silicatos. Es incierto si posee un núcleo metálico. Está geológicamente inactiva. Hay evidencia de micro sismos (registrados en los sismógrafos colocados por las misiones Apollo) generados por la influencia de la Tierra y el impacto de meteoritos contra la Luna. La superficie está cubierta de material ígneo, muy parecido al de la Tierra, con la diferencia de que no se observa presencia de oxígeno libre ni de agua.

ATMÓSFERA

Inexistente. La Luna tampoco posee magnetosfera. Cada vez que la Luna atraviesa un torrente de meteoroides (en una lluvia de estrellas, por ejemplo) el impacto de miles de partículas en su superficie libera minerales que son arrastrados por el viento solar, produciendo una tenue y pasajera atmósfera que se pierde inmediatamente.

GRAVEDAD SUPERFICIAL (Relativa a la Tierra)

Si pudiéramos colocar una báscula sobre su superficie, notaríamos que nuestro peso se disminuye a sólo el 17% del peso en la Tierra. En otras palabras, una persona que aquí en la Tierra pesa 70 Kg. pesa en la Luna casi 12 Kg.

VELOCIDAD DE ESCAPE

Alcanzar una velocidad lo suficientemente alta como para escapar de los lazos gravitatorios de la Luna es mucho más fácil que en la Tierra. Las misiones Apollo despegaron fácilmente de la Luna utilizando la base del módulo como plataforma de lanzamiento. En nuestro planeta, la velocidad de escape es de 11.2 km/seg. En la Luna esta cifra es de sólo 2.4 km/seg.

PERIODO DE ROTACIÓN

El período de rotación de la Luna es de 27.32 días terrestres. Es un “día” inusualmente largo y más aún si consideramos que su traslación dura exactamente lo mismo. Los días transcurren tan lentamente en la Luna que si nos paramos viendo hacia el horizonte donde se va a ocultar el Sol y caminamos hacia él, la velocidad de nuestros pasos es tan alta que no le daríamos oportunidad al Sol de ocultarse desde nuestra perspectiva. Desde la Tierra es posible percibir su rotación, pues si la observamos detenidamente a través del telescopio, será aparente -después de 15 a 20 minutos- que las sombras no permanecen fijas sino que avanzan por la Luna de oeste a este. El avance de las sombras será útil pues irá dibujando la topografía lunar, subiendo por colinas y descendiendo al fondo de algunos cráteres. La rotación de la Luna sucede a una velocidad constante.

PERIODO DE TRASLACIÓN

Llamado también período sideral. Tiene una duración de 27.32 días, coincidiendo con el período de rotación. Después de este tiempo, la Luna ha dado una vuelta completa alrededor de la Tierra. Si en el “arranque” la Luna estaba en fase de Luna Nueva, después de una vuelta no volverá a ser Luna Nueva, pues en las casi 4 semanas transcurridas la Tierra también se habrá desplazado alrededor del Sol. La Luna Nueva llegará con un retraso aproximado de 2.2 días con respecto al período de traslación.

La velocidad orbital promedio de la Luna es de 3,683 km/hora, sin embargo, como se traslada en una órbita elíptica, la velocidad de su traslación es variable. Cerca de la Tierra (en el perigeo) su movimiento orbital es más veloz y se pone en evidencia cuando verificamos que su movimiento contra las estrellas del fondo es más apreciable. Lejos de la Tierra (en el apogeo) su velocidad se reduce y su movimiento es menos aparente.

¿En qué dirección se mueve la Luna con respecto a nuestros puntos cardinales? La rotación de la Tierra nos hace pensar que la Luna se mueve de este a oeste pero el movimiento orbital de la Luna es en contra de las manecillas del reloj (visto desde el espacio hacia el polo norte) por lo tanto su movimiento verdadero es de oeste a este. Aunque la Luna parece “caminar” hacia el oeste, una observación detallada nos permitirá verificar que viaja e sentido contrario, cuando utilicemos a las estrellas y planetas como referencia. Cada día la Luna avanza hacia el este unos 13.17° en promedio de tal modo que cada día la Luna parece salir 50 minutos más tarde que el día anterior.

PERIODO SINODICO

El tiempo en que la Luna vuelve a quedar alineada entre el Sol y la Tierra es en promedio de 29.53 días (29 días 12 horas 44 minutos) y coincide con las fases observadas de la Luna, pues cada vez que la Luna queda entre el Sol y la Tierra es imposible ver alguna porción de ella iluminada por el Sol y es Luna Nueva. Por tal motivo, el período sinódico de la Luna es conocido también como Lunación, entendiendo por ésta el tiempo para que transcurran todas las fases de la Luna.

INCLINACIÓN DE SU EJE DE ROTACIÓN (Relativa al plano de su órbita)

El eje de rotación de la Luna está inclinado por 6.7°. Como su inclinación es poca, hay algunos cráteres en sus polos cuyo fondo nunca alcanza a ser iluminado (y calentado) por los rayos solares y que están perpetuamente oscurecidos y fríos. Existe evidencia indirecta de que en el fondo de estos cráteres hay depósitos de hielo dejados ahí tras el impacto de algunos cometas.

INCLINACIÓN DE SU ORBITA (Relativa al plano de la órbita terrestre)

La órbita de la Luna está inclinada por 5° 08’ 43”.Si su órbita estuviera en el mismo plano que la órbita terrestre, observaríamos eclipses totales de Sol cada lunación, en Luna Nueva y eclipses totales de Luna cada Luna Llena. Debido a su inclinación orbital la Luna Nueva suele pasar por arriba o por debajo del Sol (Norte o Sur) y por eso los eclipses de Sol no son tan comunes, con los eclipses lunares pasa igual.

¿LA CARA OSCURA DE LA LUNA O LA CARA OCULTA DE LA LUNA?

La cara oscura de la Luna se refiere al lado de la Luna que no recibe iluminación directa del Sol. Como la Luna está constantemente rotando sobre su eje, su cara oscura está continuamente en movimiento. La cara oculta de la Luna es aquella que nunca podemos ver desde la Tierra, pues como la rotación y la traslación de la Luna están sincronizadas, la Luna parece estar “amarrada” hacia la Tierra de tal modo que siempre nos presenta una cara mientras que la otra está perpetuamente escondida para los observadores terrestres.

LAS LIBRACIONES LUNARES

Considerando que la rotación y la traslación de la Luna duran el mismo tiempo y que por consiguiente sólo vemos una cara podemos llegar a la conclusión de que vemos el 50% de la superficie lunar…¿es esto cierto?…¡NO!

En realidad vemos el 59% de la superficie lunar gracias a un fenómeno llamado libración.

LIBRACIÓN EN LATITUD.- Es la que nos permite ver un poco más hacia los polos de la Luna. Se debe a que su órbita está inclinada. Cuando alcanza su extremo más alto, hacia el Norte, es posible ver un poco más del polo sur de la Luna y cuando está en su extremo más bajo, hacia el Sur, es posible divisar algunos detalles de su polo norte. El movimiento Norte-Sur de la Luna hace parecer que la Luna se menea, como diciendo “sí”.

LIBRACIÓN EN LONGITUD.-  Es aquella que nos permite ver un poco más hacia los extremos Este y Oeste. Se debe a la diferencia de velocidad entre rotación y traslación. La velocidad de rotación de la Luna es constante. La velocidad de traslación no lo es. Como la Luna tiene una órbita elíptica la velocidad se incrementa en la medida que la Luna se acerca a la Tierra y se desacelera cuando empieza a alejarse. La diferencia en velocidad orbital mientras que la Luna rota a un paso constante hace que la Luna parezca menearse como diciendo “no”.

EXCENTRICIDAD DE SU ORBITA

La órbita de la Luna tiene una excentricidad de e=0.05. Es relativamente alta, la excentricidad de la órbita terrestre es de 0.017

ECLIPSES
Mr. Eclipses

ECLIPSES DE LUNA.- Ocasionalmente la Luna se zambulle en la sombra de la Tierra. A esto llamamos eclipse lunar. Si la Luna queda completamente inmersa en la sombra de la Tierra recibe el nombre de Eclipse Total de Luna y no es difícil que suceda puesto que la Tierra es casi 4 veces más grande que la Luna (3.67 veces, para ser precisos). Cuando sólo una parte de la Luna es oscurecida, recibe el nombre de Eclipse Parcial de Luna. Un observador situado en la Luna y parado sobre la parte oscurecida observaría un Eclipse Total de Sol. Ocasionalmente sucede un Eclipse Penumbral de Luna. ¿En qué consiste? En que la Luna se oculta en la sombra penumbral de la Tierra, es decir, en aquella donde el Sol ilumina parcialmente. Dicho de otro modo, un observador lunar durante un eclipse penumbral observaría un Eclipse Parcial de Sol. Los Eclipses de Luna ocurren siempre en la fase de Luna Llena y son vistos desde una gran parte de la Tierra.

ECLIPSES DE SOL.- La Luna puede también oscurecer el rostro del Sol a atravesarse frente a él, produciendo un eclipse Total o Parcial de Sol. En el caso de un Eclipse Total, el Sol desaparece tras la Luna Nueva. En un Eclipse Parcial, la Luna parece dar sólo una “mordida” al Sol, desde muy discreta hasta casi del 100%. Los Eclipses de Sol ocurren exclusivamente en fase de Luna Nueva y son visibles en regiones más discretas ya que siendo la Luna más pequeña que la Tierra, su sombra cubre sólo una parte relativamente pequeña.

MOVIMIENTOS DE LA LUNA

Visualmente podemos contemplar básicamente cuatro movimientos aparentes en la Luna:

Este a Oeste.- debido a la rotación de la Tierra.

Oeste a Este.- debido a la traslación de la Luna.

Norte a Sur y viceversa.- debido a la inclinación de su órbita.

Acercamiento y alejamiento.- debido a su órbita elíptica

ASPECTO A SIMPLE VISTA

A simple vista o con binoculares es un verdadero deleite observar a nuestro satélite. No hay otro objeto en el cielo que muestre tanta estructura como la Luna. Visibles inmediatamente están esas grandes manchas oscuras que reciben el nombre de mares. No es que la Luna tenga agua. Lo que sucede es que los antiguos creían que la Luna era como un espejo que reflejaba a la Tierra y que las manchas de la Luna eran un reflejo de los mares de la Tierra.

El HALO LUNAR

Sucede cuando se forma un gran círculo luminoso a 22° de la Luna a la redonda. Es un efecto atmosférico producido por cristales de hielo a gran altura. A veces un halo menor (o corona) es visible, presentando colores vistosos como los de un arco iris, pero la franja luminosa es de mayor espesor. Se dice por costumbre que la Luna tiene “casa” y que anuncia un cambio de clima. Coincide en el hecho de que los altos cirros (cristales de hielo) resultan cuando aire húmedo es empujado hacia arriba por una masa de aire entrante.

LAS FASES DE LA LUNA

La Luna siempre está iluminada por el Sol por un lado (mientras no haya eclipse de Luna) y del otro lado estará oscura. Sin embargo, la traslación de la Luna alrededor de la Tierra hace que veamos cambios de iluminación que llamamos fases. Cuando la Luna queda en línea entre el Sol y la Tierra no es posible ver su cara iluminada (está del otro lado). Su fase entonces es de Luna Nueva. Generalmente pasa por arriba o por abajo del Sol pero si coincide con él, habrá un eclipse de Sol. Además de que no es visible porque nos presenta su cara oscura, la Luna Nueva no es visible durante la noche porque acompaña al Sol en el amanecer y en el ocaso, alcanzando su máxima altura al mediodía, junto con el Sol. La separación angular Este-Oeste entre el Sol y la Luna Nueva es de 0°, entonces la Luna Nueva está en conjunción con el Sol.

Aproximadamente una semana después, la Luna ha recorrido unos 90° de cielo hacia el este y entonces podemos ver como una mitad de ella está iluminada por el Sol. Su fase es de Cuarto Creciente y está a 90° del Sol. La cara iluminada de la Luna ( la “panza”) apunta hacia el Oeste. La Luna en Cuarto Creciente sale por el este alrededor del mediodía y con la “panza” hacia arriba, hacia el Sol. Al atardecer, la Luna en Cuarto reciente estará alto en el cielo y cerca de la media noche se estará ocultando en el oeste.

Otros siete días y la Luna forma nuevamente una línea con el Sol y la Tierra, pero ahora está detrás de la Tierra, a 180° del Sol, en oposición. Es Luna Llena. Podemos ver el 100% de su cara iluminada por el Sol, debido a esto no se observa ni una sombra. Mientras el Sol se oculta en el Oeste, la Luna Llena sale por el Este. La Luna Llena es visible durante toda la noche, alcanzando su máxima altura a la medianoche. Al amanecer, cuando el Sol emerge del horizonte Este, la Luna Llena se oculta en el Oeste.

Técnicamente, las fases ocurren en un instante, no se conservan a lo largo de un período. La Luna Llena no “entra” a una hora ni “sale” en otra. La Luna está en constante movimiento, no se “estaciona” en ningún lugar. Por tal motivo es posible dar la hora exacta en que una fase ocurre. Aparentemente la Luna Llena –por ejemplo- dura toda la noche, pero si la estudiamos con atención (especialmente si la vemos por telescopio) notaremos que antes y después de la hora exacta de la Luna Llena habrá sombras muy sutiles primero en el lado Este y después en su lado Oeste.

Una semana más y la Luna alcanza su fase de Cuarto Menguante. Es muy parecida a la Luna en Cuarto Creciente excepto que ahora la mitad iluminada es la opuesta. Ahora la cara iluminada (la “panza”) está apuntando hacia el Este. Los horarios de visibilidad también cambian. La Luna en Cuarto Menguante sale del Este alrededor de la medianoche con la “panza” hacia abajo y alcanza su máxima altura al amanecer. Al mediodía, cuando el Sol está en su máxima altura, la Luna en Cuarto Menguante se estará ocultando por el Oeste, con la “panza” hacia arriba.

EL BRILLO DE LA LUNA LLENA

La Luna no es un cuerpo con luz propia. Su brillo se debe a la iluminación que recibe del Sol. La magnitud visual de la Luna Llena es de m=-12.7, es decir, unas 25,000 veces más brillante que las estrellas de primera magnitud. Por lo tanto, se convierte en un objeto celeste verdaderamente notorio. Uno podría pensar que la Luna Llena “emite” 2 veces más luz que cuando está en fase de Cuarto Creciente (iluminada al 50%) sin embargo, la Luna Llena es ¡10 veces más brillante! Esto se debe al efecto de dispersión luminosa provocada por el polvo lunar, que actúa como un potente retrorreflector cuando está en el punto antisolar (opuesto al sol, en oposición), como es el caso de los retrorreflectores de color rojo que utilizan los ciclistas para ser vistos en la oscuridad.

Más sorprendente aún es cuando consideramos que la Luna es un objeto terriblemente opaco y poco eficiente para reflejar luz. El Albedo de la Luna, es decir, su capacidad para reflejar luz es de apenas 0.07 a 0.11. En otras palabras, la Luna refleja del 7 al 11% de la luz que recibe. Para fines prácticos, la Luna es tan brillante como un carbón…¡es negra! Pero …¿Entonces por qué se ve tan blanca? Porque la luz del Sol es muy intensa. Si la Luna fuera verdaderamente blanca, sería imposible observarla sin dañar la vista, además que sería terriblemente molesta.

LA LUNA ES VISIBLE TAMBIEN DE DIA

Muchos tenemos la creencia errónea de que si el Sol se ve sólo durante el día entonces la Luna se ve sólo durante la noche, pero no es así. Como ya hicimos notar en la sección de fases lunares, la Luna puede estar también sobre el horizonte, junto con el Sol. De hecho, sólo en el día de Luna Nueva y los días inmediatos a ella (uno antes y uno después) la Luna no será visible de día, el resplandor del Sol no lo permitirá. El resto de la Lunación podremos ver la Luna pocas o muchas horas durante el día, dependiendo de la fase. Haz la prueba. Busca la Luna -muy esbelta- tres a cuatro días después de Luna Nueva hacia el Este del Sol, muy cerca de él. Si eres buen observador, la encontrarás. Recomendación, procura que el Sol quede oculto tras una azotea.

CAZANDO LA ESBELTA LUNA

Dos días antes de la Luna Nueva la Luna se presenta como una esbeltísima “uña” justo antes de amanecer, hacia el Este muy cerca del horizonte, Si hay montañas, no se ve. Debes tener un horizonte plano y despejado. Si pones muchísima atención, la seguirás viendo después de amanecer, aunque el fulgor del Sol resultará muy molesto. Estás viendo una Luna moribunda, a punto de concluir su Lunación.

Dos días después de Luna Nueva también será visible muy delgadita, como un sutil hilo de luz sonriente, en el cielo del atardecer, hacia el Oeste y muy cerca del horizonte. Es la Luna Recién Nacida, está iniciando una Lunación más. Vale la pena separar unos minutos de tu tiempo para disfrutar este bellísimo panorama que nos ofrece nuestro satélite con regularidad.

LA LUZ CENICIENTA

Seguramente has contemplado en alguna ocasión una delgadísima Luna Recién Nacida. Casi no está iluminada porque el Sol está detrás de ella. Sin embargo, es frecuente observar que la Luna se ve completa, casi negra, pero a fin de cuentas se ve toda su circunferencia. Si estuviera en realidad en completa oscuridad, sería invisible. Entonces, ¿de dónde puede recibir la Luna luz, si no es del Sol?…de la Tierra. La Tierra no tiene luz propia, pero así como la Luna Llena refleja la luz del Sol hacia la Tierra, la Tierra “Llena” refleja también la luz del Sol hacia la Luna. Ver la Tierra desde la Luna en esas condiciones ha de ser maravilloso. No sólo la Tierra es más grande que la Luna sino que –por unidad de superficie- es 3 veces más brillante que ella.

ASPECTO EN EL TELESCOPIO

Galileo Galilei (1609) fue el primero en registrar por medio de dibujos el aspecto de la Luna , según la veía a través de su modesto telescopio. Hevelio (1611-1687) fue el primero en realizar un mapa de la Luna. John Draper (1811-1882) fue el primero en registrarla fotográficamente, el 23 de marzo de 1840. Curiosamente, tan pronto el hombre plantó su pie sobre la Luna, perdió –para algunos- el encanto, el misterio y la leyenda que le rodean. Pasó a ser –dicen- un paseo turístico más. Por 360 años la Luna fue estudiada por telescopio y luego algunos observadores se sintieron desalentados cuando el hombre llegó finalmente a la Luna. Aparentemente, ya no quedaría más campo para el observador terrestre…se sintieron en franca desventaja y la Luna pasó a un segundo término en cuestiones de observación telescópica. Por otro lado y en fuerte contraste, los observadores de antaño conocían mejor a la Luna que nosotros, a pesar de que ahora tenemos mejores mapas y telescopios.

Si un observador con telescopio es distraído y no pone atención a lo que ven sus ojos, pronto se aburrirá con la Luna. Pero si escudriña con atención cada cráter, cada grieta y cada detalle, notará que las condiciones de iluminación y perspectiva cambian constantemente y no se repite el mismo paisaje ¡a lo largo de 19 años!

Enlaces lunares

About de Moon
Moon pictures
Lunar Prospector Missions
Mr. Eclipse

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Pues será en la película, tú.
Por El Perplejo Sideral

Tratemos nosotros de ser leves y gorjeantes; no seamos halcones si podemos ser colibríes. Germán Dehesa.

¿Cuál es el origen de la “predicción” de que el mundo como tal tendrá su fin en diciembre del año 2012?

La historia comenzó con las declaraciones de que Nibiru, un planeta supuestamente descubierto por los sumerios, se dirigía hacia la Tierra.

—De Tyco Brahe a Galileo y de Herschel a Edwin Hubble no ha habido tal conmoción en el ámbito voyerista celestial— ¡Los sumerios ya lo sabían! ¡Sabían algo, que incluso hoy, ni siquiera los poderosos telescopios espaciales han podido detectar!

¡Ozono en las alturas!

Pareciera que Nibiru se esconde a cualquier intención de ser visto; Nada ni nadie es capaz de poder medir su apariencia, su frecuencia electromagnética, fuente infrarroja, rayos X, o rayos gamma ¡Sólo los sumerios con su gran tecnología de hace 6,000 años lo pudieron lograr! ¡Ozono en las alturas!

Me encontré una tablilla con escritura cuneiforme que decía: —Favor de leer con voz Sumer engolada—“Los habitantes de Sumer, aunque estábamos muy ocupados por las inundaciones del Tigris y el Éufrates, nuestro profundo sentido de responsabilidad no permitió que dejáramos a un lado nuestra misión de orientar a las futuras civilizaciones, por lo que les hemos dejado el presente comunicado donde se establece que hay un planeta cuya órbita alrededor del Sol tiene una duración de 3,600 años terrestres. P.S. —Llámenle Nibiru por favor. El abuelito del jefe se llamaba así —

¡Ya sabían los sumerios que los planetas orbitan alrededor de una estrella! (sic)

¡Cuántos dolores de cabeza se hubiesen —y nos hubiesen— evitado Ptolomeo, Copérnico, Bruno, Galileo, Kepler, el cardenal Bellarmino y su escuelita del Santo Oficio si el mensaje es leído antes y que solo hizo que dejáramos de avanzar unas centenas de años! ¡Maldita sea!; Si así hubiera sido, a estas alturas el maestro Hawking, —mi Tarzán intelectual personal— ya nos habría  explicado el origen y composición de la energía y la materia oscura, calculado el paso a desnivel de los hoyos negros a hoyos de gusano, iluminado la parte oculta de Orión, pavimentado el camino a Santiago y nivelado la órbita de Plutón.

Pero no,  el mensaje no podía ser encontrado —y traducido menos—por cualquiera. Sólo alguien Totalmente Palacio, un ser iluminado podría ser capaz de encontrar el mensaje —Que por cierto no ha dicho dónde lo encontró ¿Cuánto daría cualquier museo del mundo por ese documento?—

Así es, pqrece ser que sólo Nancy Lieder, una autoproclamada médium que asegura ser la interprete de los alienígenas; la Malintzin de los hijos del Sol; la Elba Esther Gordillo de las tareas de los niños sumerios; la Paris Hilton de la Socialité —después hieródulas—de las fiestas paganas de la civilización que no era mezcla acadia-semita-elamita-amorita, sino de todo lo contrario o mejor  dicho de ninguna de las anteriores, y que escribió en su página web zetatalk que los habitantes de un planeta alrededor de la estrella Zeta Reticuli le advirtieron que la Tierra estaba en peligro a causa del planeta X o Nibiru. — ¿no es divina? —

¡Benditos Zigurats!

¡Qué bellas y funcionales resultaron estas pirámides-altares-holocaustos-observatorios! ¡Y nosotros, los posmodernos y enfermos usuarios de cuanto gadget se aparece, fabricando telescopios, radio telescopios, satélites y demás instrumentos inútiles! Los cimientos del cosmos se estremecen; Carl Sagan quiere salir de su descanso eterno. ¡Oh, Margot! —Sagan no diría ¡Oh my God!

La estrella Zeta Reticuli se encuentra —si aquí a mañana los Nibiruanianos no deciden otra cosa— a 39 años luz, pertenece a la constelación Reticulum y es un sistema binario; aseguran algunos ufólogos que allí viven unos alienígenas que aceptaron una franquicia de los EUA para instalar un proyecto común —parece que Wal Mart se quiere expandir, maldito capitalismo salvaje—

Pies resulta que una señora muy alivianada llamada Betty Hill, en hipnosis, dibujó un mapa que los muchachos extraterrestres le mostraron en su abducción. —Yo tenía un tío que siempre le contaba cosas parecidas a mi tía cuando se desaparecía varios días, pero nunca tuvo la suerte de que mi tía le creyera—

Por cierto ¿Alguno de los que me lee, sabe leer tablillas sumerias? Es muy fácil. Miren, el idioma de los cabezas negras —que así se autodenominaban los sumerios, que para mi eran descendientes de Cam, qué carámbas, yo también tengo derecho a tener mis propias teorías— nada más era una mezcla de varias lenguas mesopotámicas, muy sencillas todas ellas. En iTunes puedes descargar gratis el último diccionario actualizado llamado The New Webster Sumerian Dialogues por el profesor Güiri Güiri Morfema. —se incluye listado de dioses y planetas sin descubrir—

Pues bien, el sencillito idioma de los sumerios era casi un galimatías hecho y derecho; Se le conoce ahora como lenguaje aglutinante y no tiene conexión con ninguna lengua conocida. Era la escritura sumeria un sistema completo y complejo de más de 700 signos distintos. Pero eso es nimio, no tiene la menor importancia ya que doña Nancy sin haber estudiado nada al respecto, ni asistido en su espirituosa vida a una universidad a estudiar el tema, ella solita, en trance lumínico y presumiendo tener más canales que cualquier sistema de televisión de paga, e inspirada por un ser que le soplaba al oído, pudo leer perfectamente el mensaje en una tablilla sumeria. Es más, ¡no necesitó leerlo! ¡Faltaba más! ¿Para qué son los poderes? ¡Pues para ejercerlos! Ya vas, Nancy Lieder, el paradigma del Channeling.

No necesitó ni un minuto en las academias patrulla ni solicitar un traductor en Google; La inspiración, The Mother Mary Comes To Me, faltaba más, faltaba menos; un espíritu que llegó para quedarse con ella le hizo el favor de interpretarle el Power Point de los antiguos.

Me imagino a los adoradores de las creencias exóticas como bailarines tomados de la cintura en una larga fila cantando al ritmo de la canción La Boa, “Y ya los sumerios, lo saben, lo saben”; “y los de Nibiru, lo saben, lo saben…”

Un hombre llamado Zecharia Sitchin — ¿alguien se puede llamar así?

Por otro lado, un hombre llamado Zecharia Sitchin, quién escribe ocurrencias de ficción acerca de la antigua civilización mesopotámica de los sumerios, afirmó en varios libros (por ejemplo, The Twelfth Planet, publicado en 1976) que ha “encontrado” y traducido documentos sumerios (sic al cubo) que identifican el planeta Nibiru, que según esto orbita alrededor del Sol cada 3600 años.

Por cierto, qué bonito número. Es exactamente el número de dioses que la religión sumeria tenía. El panteón sumerio-acadio contenía hasta 3600 divinidades ¿coincidencia?

Zecharia Sitchin, dice haber descubierto (sic y recontra sic) en los “textos sumerios” —Me pregunto: ¿Dónde se consiguen tablillas sumerias? Porque digo, aparecen traductores de textos sumerios aquí y allá que pareciera que las tablillas se encuentran en forma de estampitas en las bolsas de los Churrumais de Sabritas o en los Gansitos de los Seven Eleven. — aparatos como cohetes y naves de los dioses. Y se atreven a preguntarse a sí mismos “¿Son descripciones de una civilización de origen extraterrestre que se desarrolló en esa zona del mundo hace más de 5000 años?”

Según Zecharia, estas fábulas sumerias incluyen historias de «antiguos astronautas» que visitan la Tierra y que pertenecen a una civilización de alienígenas llamados los Anunnaki. — ¡Mi vida!

Pues no, si a esas vamos, siento decirles y les quiero aclarar que no todo el mundo que se enfrenta a Chuck Norris muere; algunos se alejan y es entonces cuando reciben el nombre de “astronautas” —servidos—

Qué listo es Zecharia Sitchin

Fíjense, John North en su relato enciclopédico llamado  Historia Fontana de la Astronomía y la Cosmología  comenta que (…) la adivinación babilónica tomó un carácter cósmico desde épocas muy antiguas. Existe una gran colección de predicciones o augurios  —unas 7,000 en total — que contenían originalmente muchos de miles de fenómenos que estaban abiertos a la interpretación.

Sobra decir que los especialistas historiadores y expertos en la materia solo reconocen al planeta Nibiru en la imaginación del señor Sitchin.

¿Se imaginan la cantidad de material que Sitchin tiene para elucubrar cualquier tipo de historia fantástica? ¡Con siete mil relatos yo no solo invento un planeta, sino varios sistemas solares!

La serie de relatos es conocida por sus palabras iniciales, como “Enuma Anu Enlil”.  De acá tuvo la ocurrencia de los astronautas Anunnaki; Anu, Enlil y Ea eran los tres dioses mayores y se identificaban con el cielo, la tierra y el agua. Las predicciones llegaron hasta nosotros inscritas en tabletas que datan de la época en que la dinastía Casita gobernaba a los babilonios (alrededor de 1500-1250 a.C.)

Y la palabra Nibiru tiene una aparición en el poema Babilónico de la creación y fue escrito en el reinado de  Assurbanipal, rey de asiria (668-627 a.C). Los habitantes de Sumer hicieron su aparición un poquito antes: ¡del siglo 23 al 17 a.C!

Pero para el señor Sitchin y la señora Lieder eso no tiene la menor importancia. En las múltiples dimensiones en que ellos habitan las fechas no importan y todo es parte de lo mismo.

Muchas de estas predicciones tienen que ver con el planeta Venus, mismo que los babilonios asociaban con su dios Marduk.

Una de las tablillas más importantes es la número 63 porque se trata de los métodos astrológicos para calcular la salida y puesta del planeta Venus y sus interpretaciones astrológicas.

Los Mayas también le conocían muy bien el ritmo a Venus; Hoy sabemos que el edificio llamado El Caracol en la costa del Caribe mexicano era un observatorio especialmente dedicado a la observación del planeta Venus. Registraban también los tránsitos del planeta frente al Sol y sabían calcular cuando sucederían.

El año 2012, en junio 5-6, Venus pasará frente al Sol. Nomas les falta decir que el tránsito del brillante planeta es el preámbulo del gran final del 21 de diciembre. —Sí, me van a decir que  no de ideas—

El mundo se iba a acabar el 2003; Pero habían dejado los frijoles en la lumbre y cambiaron la fecha para el 2012. No importa, la fecha le volverán a cambiar.

Total, que según estos señores la catástrofe fue inicialmente prevista para mayo de 2003, pero cuando no pasó nada en la susodicha fecha, el fin del mundo se pospuso para diciembre de 2012. ¡Bendito calendario que le sobran años!

Recientemente han sido estas dos fábulas relacionadas, los Mayas y Nibiru que han tomado vuelo y hay quien se entretiene. Unos creyendo y otros cobrando por hacer las historias.

A los sumerios se les debe la invención de muchísimas cosas que para enterarnos de ellas solo nos basta dar un serchazo a Google, pero me aportan mis primos una perla: que la mejor invención de todas, la más grande y maravillosa invención del hombre, es de origen sumerio: la cerveza.

¿No será que bajo su influjo es que se gestan esta bola de teorías que francamente me parecen de origen espirituoso? No lo sé, pero lo pongo a consideración.

En fin, todo este baile que se ha organizado con las canciones de la señora y el señor este, me hacen recordar el nombre de una melodía (?) del sempiterno y legendario maestro del rock mexicano —nuestro Joe Cocker del huarache— Alex Lora, titulada algo así como “Yo me la fumo y aquellos se ponen  mariguanos”

Hasta la próxima

Voy y vengo a Nibiru. No le abran a Nancy.

El Perplejo Sideral
elperplejo@astronomos.org
www.astronomos.org

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En esta clasificación se incluyen Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. Estos planetas, llamados también exteriores o Jovianos -en honor a Júpiter-, se caracterizan como su nombre lo indica, por ser masivos y de gran tamaño, por su constitución gaseosa (baja densidad), todos tienen anillos y tienen una gran cantidad de lunas a su alrededor. Por su gran distancia al Sol, los períodos de traslación son bastante prolongados, no sólo porque el camino a recorrer es más largo sino porque la velocidad orbital es menor. Su rotación es relativamente rápida, por lo que sus días son más cortos que los de la Tierra. El Voyager I visitó a Júpiter y Saturno. El Voyager II los visitó a los cuatro.

ANTECEDENTES

Urano es un planeta relativamente “nuevo”…fue descubierto accidentalmente por William Herschel en 1781, por lo tanto no está considerado en la astronomía antigua (ni en la astrología de tiempos clásicos). El aspecto de Urano en el telescopio era el de una nebulosa planetaria: un pequeño disco luminoso de color azul-verde sin mucho detalle. Cuando Herschel notó que esa “nebulosa” se movía con respecto a las estrellas del fondo cayó en cuenta de que había encontrado un planeta. Herchel quiso nombrarlo como su patrocinador y monarca (“La estrella de Jorge” en honor de Jorge III) para congraciarse pero afortunadamente la comunidad científica internacional no estuvo de acuerdo con romper la tradición de que los planetas recibieran el nombre de alguna deidad. Existen evidencias de que Urano ya había sido registrado un siglo antes pero con tan mala pata que lo confundieron con una estrella.

[quote_left]Urano es el tercer planeta más grande del Sistema Solar. Su símbolo representa una esfera y una flecha que apunta hacia el cielo, es decir, la esfera celeste. Urano era el dios de los cielos que cargaba sobre su lomo la esfera celeste de modo similar a Atlas, quien carga el globo terrestre.[/quote_left]

Urano fue visitado por la sonda Voyager II en 1986, continuando su camino hacia Neptuno, asistido por el impulso gravitacional del planeta.

DISTANCIA AL SOL

Urano está 2 veces más lejos del Sol que Saturno. La distancia promedio entre el Sol y Urano es de 2,870.99 millones de Km., equivalentes a 19.2184 unidades astronómicas, es decir, Urano está 19.2 veces más lejos del Sol que la Tierra. La distancia mínima entre la Tierra y Urano -en una oposición- es de unos 2,721.4 millones de Km. Urano está tan lejos del Sol, que su luz demora casi 2 horas y 40 minutos en llegar a este planeta.

DIÁMETRO ECUATORIAL

El diámetro ecuatorial del planeta es de 51,118 Km., 2.29% mayor que el diámetro entre sus polos (49,946 Km.) Se desvía tan poco de la esfera que no es fácilmente detectable el achatamiento de sus polos. El diámetro ecuatorial de Urano es 4.007 veces mayor que el de la Tierra.

MASA

Urano es 14.529 veces más masivo que la Tierra. En kilos, la masa de Urano es de 8.683 x 1025 Kg.

DENSIDAD

Urano tiene una densidad promedio de 1.318 (muy parecida a la de Júpiter, 1.33), es decir, cada metro cúbico de Urano pesa alrededor de 1,318 Kg. La densidad de la Tierra es de 5.52.

COMPOSICIÓN  Y ATMOSFERA

La composición de Urano es muy parecida al resto de los planetas gigantes y el Sol: básicamente Hidrógeno y Helio. El aspecto verde-azulado de su atmósfera se debe al metano, que absorbe los colores amarillos y rojos del Sol, y refleja el resto. La actividad de su atmósfera es casi nula debido a su distancia al Sol. Sus temperaturas son muy bajas, de 58 a 100 grados kelvin (de -215 a – 173°C). sus vientos corren a 630 km/hora.

Según la abundancia molecular, encontraremos en Urano:

Hidrógeno molecular ( H2 )                 83 %
Helio ( He )                                          15 %
Agua ( H2O )                                       ¿?
Metano ( CH4 )                                    2 %

En Urano el Hidrógeno molecular está en estado gaseoso. El amoníaco está congelado. El núcleo estaría hecho básicamente de hielo de agua y un insignificante subnúcleo rocoso.

GRAVEDAD SUPERFICIAL (Relativa a la Tierra)

La atracción superficial de Urano es 0.7945 veces la de la Tierra, es decir, si pudiéramos colocar allí un báscula notaríamos que una persona de 70 Kg. reduce su peso a 55.61 Kg. Aunque Urano tenga una masa mayor que la Tierra, su baja densidad hace que nuestro peso sea menor en su superficie.

VELOCIDAD DE ESCAPE

Aunque la atracción gravitacional de Urano disimula la verdadera masa del planeta, su velocidad de escape refleja más fielmente la masa involucrada. Escapar de Urano requiere un impulso de 21.3 Km/seg. En la Tierra la velocidad de escape es de 11.2 km/seg.

PERIODO DE ROTACIÓN

Como todos los planetas gaseosos, Urano rota más rápido que la Tierra. Su período de rotación en el ecuador es de 17.9 horas. Urano también presenta rotación diferencial. Internamente el planeta sufre un ligero retraso y rota a razón de 1 vuelta cada 17.240 horas.

PERIODO DE TRASLACIÓN

El tiempo que necesita Urano para completar su período de traslación alrededor del Sol es de 84.01 años terrestres, es decir, 30,685 días terrestres ó ¡41,142 días uranianos! Urano se desplaza a una velocidad orbital promedio de 6.81 Km/seg.

PERIODO SINODICO

Después de un año, la Tierra no vuelve a encontrar a Urano en la misma posición, pues en ese intervalo Urano tiene la oportunidad de avanzar en su órbita. El período sinódico, es decir, el tiempo en que vuelven a quedar alineados Sol-Tierra-Urano es de 369.66 días terrestres.

INCLINACIÓN DE SU EJE DE ROTACIÓN (Relativa al plano de su órbita)

Urano tiene una inclinación sorprendente: el ángulo que describen sus polos con respecto a la vertical de su traslación es de ¡97.86 grados! Con esto, pareciera que Urano rota sobre su costado. No sólo eso, sino que sus anillos y sus satélites se desplazan de la misma manera. ¿Cómo explican los astrónomos esto? Existe la teoría de que posiblemente Urano haya sido impactado por otro planeta durante su formación, noqueándolo. Hubiera requerido otro impacto similar, en sentido opuesto, para devolverlo a una rotación vertical, pero como no sucedió y Urano ya se quedó así. Curiosamente, el eje del campo magnético de Urano está muy inclinado con respecto a su eje de rotación (60°). Además, no pasa por el centro del planeta.

INCLINACIÓN DE SU ORBITA (Relativa a la Tierra)

El plano orbital de Urano no lo aleja mucho de la eclíptica pues es de sólo 0.77°

EXCENTRICIDAD DE SU ORBITA

La órbita de Urano ( e=0.046) es parecida a la de Júpiter ( e= 0.0483)

SATELITES

Hasta hace poco se hablaba de que Urano poseía 17 satélites, pero se han descubierto varios más acercando la cifra a 25. Muy lejos del Sol y de Urano los objetos se mueven muy lentamente, por lo que es indispensable rastrear estos cuerpos por largo tiempo para asegurar que no sean descalificados posteriormente. Tal vez sean núcleos cometarios (Centauros) que pasaban por ahí, sufriendo modificaciones en su órbita por influencia de Urano.

Uno de los satélites más inquietantes es Miranda. Es el Frankenstein del Sistema Solar: su rostro está marcado por profundas cicatrices y su topografía parece estar parchada aquí y allá. O Miranda fue víctima y sobreviviente de un colosal impacto o su presión interna tiene la capacidad de extruir hielo de su interior y exponerlo a la superficie. Imagina que colocas un poco de masilla adentro de tu puño y luego aprietas hasta que parte de ella empieza a escapar entre los dedos. Los geólogos planetarios están desconcertados con su compleja estructura.

SATELITES MAYORES EN URANO

NOMBRE            TAMAÑO            DESCUBRIDOR

Cordelia            26 Km.            (1986) Voyager II
Ophelia            32 km              (1986) Voyager II
Bianca              44 Km.            (1986) Voyager II
Cressida            66 Km.            (1986) Voyager II
Desdemona      58 km                (1986) Voyager II
Julieta               84 km              (1986) Voyager II
Portia               110 Km.     (1986) Voyager II
Rosalinda            58 Km.            (1986) Voyager II
Belinda 68        (1986) Voyager II
Puck                154 Km.     (1986) Voyager II
Miranda            480 x 466 Km.(1948) G. Kuiper
Ariel                 1,159 km       (1851) W. Lassell
Umbriel            1,170 Km.     (1851) W. Lassell
Titania              1,580 km       (1787) W. Herschel
Oberon            1,520 Km.     (1787) W. Herschel
Caliban            60 km
Sycorax            120 km

SISTEMA DE ANILLOS

Los anillos de Urano fueron detectados por vez primera en 1977 cuando éstos produjeron una sombra intermitente en una estrella que se vio pasar por detrás del planeta. (En realidad la ocultación se debió al movimiento de Urano, que se atravesó frente a la estrella)  En aquel entonces encontraron que la estrella fue ocultada intermitentemente por un complejo de 9 anillos. Cuando la sonda Voyager II sobrevoló este planeta, encontró estructura más fina. Son muy delgados. Están compuestos por hielo y polvo oscuro muy fino. Son tan oscuros como el carbón y no son visibles en ningún telescopio. El Telescopio Espacial Hubble los ha captado usando técnicas avanzadas de procesamiento de imágenes.

NOMBRE                   ANCHO            DISTANCIA DEL CENTRO DE SATURNO

1986U 2R                   2,500 Km.     38,000 Km..
6                                  1 – 3 Km.     41,840 Km..
5                                  2 – 3 Km.     42,230 Km..
4                                  2 – 3 Km.     42,580 Km.
Alfa                             7 -12 Km.     44,720 Km.
Beta                             7 – 12 Km.     45,670 Km.
Eta                               0 – 2 Km.     47,190 Km.
Gama                           1 – 4 Km.     47,630 Km.
Delta                            3 – 9 Km.     48,290 Km.
1986U 1R                               1 – 2 Km.     50,020 Km.
Epsilon                         20 – 100 Km.            51,140 Km.

ASPECTO VISUAL A SIMPLE VISTA

Es increíble que no se haya descubierto Urano antes de 1781 ¿Por qué? ¡Pues porque Urano es visible a simple vista! Tan es así, que como ya comentamos, efectivamente Urano ya había sido observado, pero por descuido fue interpretado como una de tantas estrellas más. No es sobresaliente. De hecho, su brillo se encuentra en el límite de la capacidad del ojo humano, algunos aseguran poder verlo sin necesidad de binoculares: su magnitud en condiciones favorables (oposición) es de m=6. En condiciones de tan poca luz es difícil detectar a simple vista color alguno en Urano.

ASPECTO VISUAL EN EL TELESCOPIO

El diminuto disco de Urano a través de un telescopio es muy modesto. No revela estructura. El color verde-azulado es evidente. Se requieren telescopios mayores a 6” para observar sus elusivos satélites. Una práctica posible con este planeta consiste en registrar su posición exacta entre las estrellas del fondo y verificar su movimiento contra ellas. De este modo estarías compartiendo el experimento que Herschel realizó para comprobar que estaba observando un planeta nuevo en el Sistema Solar.

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Un hoyo negro es un objeto tan masivo y con un campo gravitatorio tan concentrado que ni siquiera la luz puede escapar de sus lazos. El concepto de lo que hoy llamamos hoyo negro no es nuevo, pero….

¿Cómo suponer que la luz pudiera ser capturada por un objeto así?

¡Si la luz parece viajar a una velocidad infinita! Tan pronto encendemos una linterna, parece que su luz llega instantáneamente a los objetos que tenemos delante. Uno de los primeros hombres en tratar de determinar si la luz tenía velocidad fue Galileo.

Corría la primera década de 1600. El y un ayudante se colocaron a distancia en dos cumbres. El ayudante sostuvo una linterna (antorcha) tapada, misma que en repetidas ocasiones descubrió rápidamente y Galileo –ingenuamente- intentó contar el tiempo desde que la linterna era destapada hasta que la luz era visible. La luz pareció llegar simultáneamente. (Es obvio que no consideró que la misma imagen de su ayudante viajaba también a la misma velocidad de la luz.) Resultado: la luz viajaba demasiado rápido para ser medida o efectivamente, tenía una velocidad infinita.

De alguna manera, los descubrimientos de Galileo sí llevaron a la determinación de que la luz tenía una velocidad.

En 1609, Galileo descubrió que Júpiter estaba siempre acompañado por cuatro astros –satélites- y fue muy evidente para él que las cuatro “estrellitas” orbitaban a Júpiter. Hoy se conocen éstos cuatro como los satélites galileanos. Observaciones detalladas posteriores permitieron calcular con mucha precisión el período orbital de cada uno, de modo que se podía predecir cuándo y dónde aparecería uno de estos satélites en fechas futuras.

En 1676, Ole Christensen Roemer fue el primero en descubrir “accidentalmente” que la luz tenía una velocidad limitada. El astrónomo danés notó que los satélites de Júpiter llegaban “tarde” a su cita, pues llegaban retrasados a la posición calculada. Roemer notó que esto sucedía sólo cuando Júpiter estaba más lejos de la Tierra, pero cuando se reducía nuevamente la distancia al planeta gigante las cosas se normalizaban y los satélites llegaban puntuales a la posición calculada. No era posible que la cercanía de la Tierra influyera de alguna manera para hacer que los satélites galileanos giraran más rápido alrededor de Júpiter. Lo más evidente para Roemer era que cuando Júpiter estaba más lejos de la Tierra, su luz –y la de sus satélites- se tardaba más en llegar a nosotros porque tenía que recorrer una distancia mayor. Roemer calculó, en base a esto, que la luz viajaría a unos 225,000 km/seg. ¡Nada mal! Considerando la época en que se realizó este experimento y que el valor actual es de poco menos de 300,000 km/seg.

Once años después, en 1687, Newton publicó su famosa obra Principia, donde expone las leyes fundamentales del movimiento de los cuerpos y de la gravitación universal. En sus enunciados, queda claro (entre otras cosas) que toda masa genera un campo gravitacional. Este campo actuará en los objetos que le rodean. La atraccióngravitacional dependerá de la masa y de la distancia. A mayor masa mayor atracción. A mayor distancia menor atracción. Los objetos de mayor masa dominan sobre losobjetos de menor masa. Y la luz…¿tiene masa? Si así es, entonces la luz debe ser dominada por los objetos masivos. Si la luz tiene masa ésta debe ser terriblemente pequeña, sin embargo, en la mayoría de las situaciones la luz tiene un comportamiento ondulatorio, es decir, se propaga como una onda, como el sonido, como el oleaje sobre el agua.

Basándose en la Teoría de Gravedad de Newton y en el supuesto de que la luz tuviera masa, en 1783 John Michell escribió que si una estrella fuera lo suficientemente masiva y compacta la atracción gravitacional sería tan alta que hasta la luz sería atraída por la estrella y ¡no podría escapar de ella! Michell las llamó estrellas oscuras.

Poco después el marqués de Laplace –científico francés- sugirió independientemente una idea similar pero ante la prevaleciente idea de que la luz era una onda y no una partícula, dejó de promover sus “descabelladas” ideas.

Con el nacimiento de la Teoría de la Relatividad General de Albert Einstein, en 1915, nació una nueva forma de ver el Universo, en que la topografía del espacio dependía de la distribución de la materia. Además se agregaba el concepto del tiempo como una dimensión más: la Cuarta Dimensión. De acuerdo con esto la materia tiene la capacidad de curvar el espacio-tiempo y a su vez la materia se ve obligada a moverse siguiendo la curvatura del espacio-tiempo. A mayor masa, la curvatura del espacio-tiempo se pronuncia más. Suena complicado. Lo es.

Una forma de visualizarlo es imaginarse que el espacio-tiempo se manifiesta como una malla elástica plana y horizontal que se deforma donde se le aplica una masa: Una masa mayor deformará más la malla. Imagina que colocas en la “malla” del espacio-tiempo una bola de boliche.

La bola de boliche produce una cavidad en la malla. Si ponemos a rodar una pelota de ping pong por esta malla (una masa desplazándose en la curvatura del espacio-tiempo), cuando la pelota de ping pong se acerque a la distorsión producida por la bola de boliche en la malla (espacio-tiempo) su desplazamiento cambiará y se desviará hacia la cavidad. Así, todas las partículas en el Universo –la luz incluida- serán inexorablemente arrastradas por las distorsiones del espacio-tiempo en aquellas regiones donde se concentre masivamente la materia.

La Teoría de Relatividad General tenía profundas implicaciones en situaciones extremas, donde la materia es compactada en objetos de alta densidad. Pero Einstein no resolvió estas situaciones, simplemente demostró matemáticamente cómo se comportaba la estructura del espacio-tiempo.

En 1916 un matemático alemán, Karl Schwarzschild, demostró –utilizando la física de Einstein- que el campo gravitacional de una estrella súper masiva podría no sólo desviar el curso de la luz, sino ¡llegar al extremo de atraparla! La curvatura del espacio-tiempo sería tan pronunciada que terminaría doblándose sobre sí misma.

Schwarzschild envió su propuesta a Einstein y éste quedó muy complacido y sorprendido por la simpleza de la solución matemática y presentó el resultado a la academia como “singularidad de Schwarzschild”. Pocos meses después, Schwarzschild murió. El modelo de Schwarzschild era bastante exótico, describía que la curvatura del espacio-tiempo alrededor de un objeto masivo cuyo material estaría confinado a un solo punto: la Singularidad. Cuando Einstein estudió el caso de la singularidad, se sintió perturbado al descubrir que el modelo predecía que alrededor de ella existía una “superficie” que –una vez cruzada- no conocía retorno. Los objetos serían trasladados a una dimensión desconocida (música). Desde entonces, Einstein hizo todo lo posible por demostrar que un objeto así no podría existir. (Tal vez se sintió como el Dr. Frankenstein …¡¡¡-He creado un monstruo!!!) Después de todo, las estrellas más densas que se conocían eran las enanas blancas, y éstas no eran lo suficientemente densas.

La tranquilidad de Einstein nunca llegó. En 1928, un estudiante hindú graduado,  de nombre Subrahmanyan Chandrasekhar (Chandra para sus amigos) descubrió matemáticamente que una estrella “fría” y densa como una enana blanca no sería capaz de detener el colapso gravitacional si su masa llegaba a unas 1.5 veces la masa del Sol. El rechazo entre electrones (la degeneración de electrones) no tendría suficiente fuerza para evitar que la estrella fuera comprimida a una mayor densidad. Casi simultáneamente, el científico ruso Lev Davidovich Landau llegó a la misma conclusión, si bien fue un poco más lejos al concluir que la masa resultante sería una “estrella” de neutrones. Landau se adelantó a su época.

La primer estrella de neutrones fue descubierta hasta 1967. Chandrasekhar fue duramente criticado por su mentor, Sir

Arthur Eddington. Este famoso astrónomo fue tan escéptico al respecto del límite impuesto por Chandra que lo persuadió a incursionar en otras áreas de investigación astronómica. Chandra encontró oposición también en Einstein, quien afirmaba que no era posible que una estrella continuara contrayéndose ilimitadamente. Chandra tenía razón y recibió el premio Nóbel en 1983.

En 1939 un joven norteamericano –Robert Oppenheimer- ayudado por Hartland Snyder dio con una solución matemática integral, considerando la relatividad general, de lo que sucedería si una estrella masiva se colapsara infinitamente. La muerte de la estrella sería el nacimiento de la singularidad. El resultado fue confirmativo: su luz ya no podría escapar. Finalmente, las singularidades de Schwarzschild fueron “bautizadas” con el nombre de Hoyos Negros por John Releer en 1967-69.

LA FORMACION DE UN HOYO NEGRO

Este es el capítulo final en lo que se refiere a colapso gravitacional. El núcleo de una estrella puede contraerse al grado de adquiera el tamaño de un planeta (enanas blancas) o de una ciudad (estrellas de neutrones) ¿Puede acaso contraerse más? La respuesta es un rotundo sí. Cuando el límite de resistencia entre neutrones (degeneración) es superada, el colapso gravitacional continúa. Si bien la estrella de neutrones puede resultar de un proceso que dura apenas una décima de segundo, en una fracción menor de tiempo los neutrones generados desaparecen y cesa la producción de neutrinos. Los neutrinos liberados previamente podrán contribuir de todos modos a la explosión de la estrella pero su núcleo se contrae hasta alcanzar una densidad infinita. Nace un hoyo negro.

VELOCIDAD DE ESCAPE

La velocidad de escape es la velocidad requerida para que un objeto pueda salir despedido de un cuerpo masivo en una trayectoria parabólica. Si la velocidad es menor el objeto queda capturado en una órbita elíptica. Si es mayor, dibuja una trayectoria hiperbólica. Una vez alcanzada la velocidad de escape, el objeto despedido no regresa jamás al origen. Si el objeto es lanzado a una velocidad muy baja, éste describirá de todos modos una parábola, pero regresará a la superficie del cuerpo masivo.

La velocidad de escape se calcula de la siguiente manera:

G= Constante Gravitacional (descubierta por Newton) = 6.672 x 10 –11  N m2 kg-2.
M=Masa del cuerpo masivo (no del objeto a escapar)
r = Radio. Distancia entre el centro del cuerpo masivo y el objeto a lanzar.

La constante gravitacional es la fuerza de atracción entre dos unidades de masa por unidad de distancia
A mayor masa, el cuerpo masivo tendrá una velocidad de escape mayor.
A menor radio (distancia al centro), la velocidad de escape será mayor.

Generalmente la velocidad de escape se calcula para la superficie del cuerpo celeste.

1.- Velocidad de escape de la Tierra.- 11.2 km/seg                              1M = 1 masa solar
2.- Velocidad de escape de la Luna.- 2.4 km/seg
3.- Velocidad de escape del Sol .- 617.7 km/seg
4.- Velocidad de escape de enana blanca de 1M .- 5,500 km/seg
5.- Velocidad de escape de estrella de neutrones de 1M * .- 125,000 km/seg

(*En el supuesto que existieran, pues las estrellas de neutrones son de 1.4 M en delante)

Observa que en los puntos 3, 4 y 5 la masa es exactamente la misma pero los tamaños se van reduciendo, entonces la velocidad de escape se dispara. Si reducimos el tamaño de la Tierra a la cuarta parte (un radio de 1,595 Km.) sin modificar su masa, la velocidad de escape se duplica: 22.4 Km/seg. Si pudiéramos reducirla aún 1,000 veces más, a un radio de 1.6 Km. la velocidad de escape sería de 630 km/seg…¡mayor que la velocidad de escape del Sol!

¿Qué pasaría si pudiéramos reducir el tamaño de la Tierra al tamaño de una uva? (r = 8mm).

¡¡¡La velocidad de escape sería de unos 300,000 km/seg!!!

DEFINICION DE HOYO NEGRO

Un hoyo negro es un objeto tan masivo y denso que la gravedad superficial eleva la velocidad de escape a 300,000 km/seg o más. Siendo igual o mayor su velocidad de escape que la velocidad de la luz ya ni siquiera ésta puede escapar del hoyo negro. Los hoyos negros no son aspiradoras, no se la pasan succionando estrellas y planetas como uno pudiera imaginar. Si el Sol fuera compactado a tal grado de convertirse en un hoyo negro, los planetas conservarían sus órbitas. No pasaría nada (Eso sí, el frío nos haría paleta)

RAREZAS.- Así como se deduce la existencia de hoyos negros producto de la concentración masiva de materia, se ha postulado la existencia de hoyos negros de antimateria.

RADIO DE SCHWARZSCILD  Rs

El Radio de Schwarzschild es la distancia entre el centro del cuerpo masivo y el punto donde la velocidad de escape iguala a la velocidad de la luz. Un cuerpo se convierte en hoyo negro cuando el colapso gravitacional lo lleva a alcanzar el Radio de Schwarzschild.

Cuando una estrella de neutrones se excede de 3M el colapso gravitacional reduce su radio por debajo del Rs y ésta termina por transformarse instantáneamente en un hoyo negro.

La ecuación que encontró Karl Schwarzschild fue la siguiente:

Si observas con atención notarás que incluye las mismas variables que se requieren para determinar la velocidad de escape: La Constante Gravitacional y la masa. El radio no está determinado pues es precisamente su valor el que deseamos conocer en función de la velocidad de la luz y es por eso que se incluye en la ecuación. c = Velocidad de la Luz

Todos los objetos en el universo tienen un radio de Schwarzschild. Para la Tierra el Rs es de 8mm, ya lo habíamos deducido ¿recuerdas? La diferencia entre un objeto normal y un hoyo negro es que en el hoyo negro toda su masa está contenida dentro de su Rs. El Rs es proporcional a la masa del cuerpo. A mayor masa, el Rs será mayor.

El Rs para la Tierra es de 8mm
El Rs para el Sol es de aproximadamente 3 Km.
El Rs para una estrella de neutrones de 1.4 M es de unos 4.2 Km.
El Rs para una estrella de neutrones de 3 M es de unos 9 Km.
El Rs para una estrella de neutrones de 10 M es de unos 30 Km.

Debido a que los hoyos negros que parten del colapso de una estrella son de 3M y que su Rs es de 9Km, entonces podemos decir que su tamaño mínimo será de 18 Km. de diámetro. Esto parece una contradicción. De acuerdo con Schwarzschild la masa se concentraba en un punto, no en un objeto de 18 Km. Lo que sucede es que los 18km representan el diámetro del horizonte de eventos.

HORIZONTE DE EVENTOS

El Rs marca una frontera que conocemos con el nombre de horizonte de eventos u horizonte de sucesos. Un rayo de luz podrá escapar del hoyo negro siempre y cuando no cruce esta frontera. El horizonte de eventos es la frontera del hoyo negro. Una vez traspasada esta frontera, toda información es inalcanzable. Recibe el nombre de horizonte de eventos porque “detrás” de él los eventos ya no son visibles, del mismo modo que el horizonte aquí en la Tierra nos impide ver que es lo que hay mas allá. Cualquier radiación emitida, cualquier fenómeno se pierde de vista más allá del horizonte de eventos. En teoría, el horizonte de eventos en un hoyo negro sin rotación tendría una forma o “superficie” esférica. Esta superficie es imaginaria, pero representa la frontera del no retorno. El “tamaño” del hoyo negro es proporcional a su masa, así que el radio de su horizonte (Rs) crecerá con el tiempo, pues la tendencia del hoyo negro será la de capturar material interestelar aunque sea a un paso muy lento.

ATENCION TURISTAS.- En un hoyo negro de masa estelar (nacido de una estrella masiva) la marea gravitacional es tan marcada que un astronauta sería destrozado antes de acercarse siquiera al horizonte de eventos, pero si se acercara a un hoyo negro súper masivo (en el centro de una galaxia) entonces sería posible cruzar su horizonte de eventos de una sola pieza. (-Lo sentimos, el destino no aparece publicado en la PROMOCION)

LA SINGULARIDAD

Es posible que un objeto orbite un hoyo negro sin caer en él, pero si tiene la mala fortuna de cruzar el horizonte de los eventos, se perderá para siempre. El objeto se contraerá inevitablemente hacia la singularidad, en el centro de hoyo negro. La singularidad es un punto matemático donde el espacio y el tiempo se distorsionan con valores infinitos. En otras palabras, la singularidad es un punto en el espacio ¡con una densidad infinita!.¿Cómo es posible que un objeto de masa finita alcance una densidad infinita? En nuestro Universo eso es imposible pero en el hoyo negro se rompe toda conexión con el mundo físico. Las leyes universales quedan fuera de un hoyo negro y traspasando el horizonte de eventos impera una física distinta, inalcanzable para el entendimiento humano. Nadie sabe qué sucede en la singularidad de un hoyo negro. Las condiciones en las que nace una singularidad son tan exóticas que es imposible no sólo predecir sino describir su comportamiento.

PRINCIPIO DE CENSURA COSMICA.

Existe un teorema sobre hoyos negros llamado “Principio de Censura Cósmica” que establece que las singularidades nunca estarán al descubierto o “desnudas”, es decir, siempre estarán encerradas por un horizonte de eventos de modo que no exista intercomunicación entre el Universo y la singularidad. Bajo ciertas condiciones –parece ser- este teorema sería roto.

ESFERA DE FOTONES

Cuando un rayo de luz se aproxima a un hoyo negro, la distorsión en la curvatura del espacio-tiempo lo desvía de modo que el rayo luminoso parece doblarse hacia el horizonte de eventos. Pero si un rayo luminoso pasa a 1.5 Radios de Schwarzschild de la singularidad o menos, está condenado.

Esta frontera –también esférica en el caso de un hoyo negro sin rotación- recibe el nombre de esfera de fotones y no deja escapar la luz a menos que ésta esté dirigida hacia afuera. Cualquier rayo de luz que pase por dentro de la esfera de fotones se verá obligado a dibujar una apretada espiral alrededor de la singularidad hasta que no le quede alternativa y traspase el horizonte de eventos.

Pero si el rayo de luz pasa “rozando” a la esfera de fotones, estará seguro. Nunca cruzará el horizonte de eventos ni caerá hacia la singularidad, pero está atrapado y jamás saldrá tampoco de la esfera de fotones. En la esfera de fotones los rayos luminosos dibujan una órbita circular alrededor de la singularidad. Es algo así como un “limbo” para los fotones: ni aquí ni allá.

EL CONO DE SALIDA

Si una estrella se acercara al hoyo negro al grado de quedar justo en la esfera de fotones (mitad adentro-mitad afuera) entonces la mitad de la luz de la estrella caería hacia la singularidad y la otra mitad alcanzaría a escapar, sus rayos más curvados cuanto más se acerquen a la esfera de fotones, pero de todos modos escaparían. Aquellos rayos de luz que salgan despedidos de la estrella en trayectorias paralelas a la esfera de fotones, quedarán atrapados en ésta.

Si la estrella imaginaria se empieza a “sumergir” en la esfera de fotones, la cantidad de luz que escapa del hoyo negro se reduce a un cono de luz que irá cerrándose en la medida que se acerque a la singularidad. Este se conoce con el nombre de cono de salida y cuando nuestra estrella llegue al horizonte de eventos el cono de salida se habrá angostado tanto que sólo los rayos que salgan en dirección opuesta al hoyo negro podrán escapar.

PROPIEDADES DE UN HOYO NEGRO

La Teoría dicta que una vez que la materia (o antimateria) se ha colapsado en un hoyo negro, sólo se conservarán 3 propiedades de la estrella que lo formó:

– Masa total
– Carga eléctrica neta y
– Momento angular total

MASA TOTAL.-Como el hoyo negro resulta del colapso gravitacional en el núcleo ferroso de una estrella masiva, es inevitable que aquella masa que se contrajo pueda escapar, de tal modo que se conserva la masa aún después de que ésta esté concentrada en la singularidad.

CARGA ELECTRICA NETA..-Es posible que un hoyo negro conserve un campo magnético residual, heredado de la estrella masiva. Si un hoyo negro tenía –al nacer- un exceso de protones o electrones, entonces tendría una carga eléctrica, sin embargo, existe un proceso llamado neutralización, que tiende a equilibrar las cargas en un hoyo negro, al grado de desaparecerlas o reducirlas a una expresión despreciable.

MOMENTO ANGULAR TOTAL.- Del modo como una estrella de neutrones acelera su rotación al nacer, gracias a que la fuerza que mueve a la estrella se concentra ahora en un pequeñísimo cuerpo, así también un hoyo negro deberá rotar a una gran velocidad. Pero si su diámetro se ha reducido a cero…¿rotará a una velocidad infinita? No lo sabemos

¿Cómo nos daríamos cuenta de que un hoyo negro rota? Si un conejillo de indias es dirigido en línea recta hacia un hoyo negro y sin previo aviso empieza a orbitar alrededor suyo, es porque el hoyo negro está rotando y el conejillo de indias está siendo arrastrado junto con la topografía del espacio-tiempo que lo envuelve. En otras palabras, el hoyo negro no sólo distorsiona el espacio tiempo: si el hoyo negro rota, el espacio-tiempo también rotará justo afuera de éste.

LA ERGOSFERA

El arrastre de la curva espacio-tiempo justo afuera del horizonte de eventos en un hoyo negro que rota generará una ergósfera: Una región donde el espacio-tiempo rota junto con el hoyo negro. La fuerza centrífuga generada por la veloz rotación del hoyo negro permitiría al conejillo de indias permanecer a salvo en la ergósfera. Técnicamente, los objetos que estén en la ergósfera no están necesariamente orbitando al hoyo negro, pero no les queda otra alternativa que viajar de ride junto con la geometría del espacio-tiempo. En la ergósfera no es el objeto el que se mueve, sino el espacio que lo contiene.

El borde externo de la ergósfera se llama límite estático. El límite estático toca al horizonte de eventos en sus polos y alcanza su máxima separación encima del ecuador del hoyo negro. En 1969 Roger Penrose demostró que se podía extraer energía de un hoyo negro utilizando su ergósfera.

CLASIFICACION DE HOYOS NEGROS DE ACUERDO A SUS PROPIEDADES

Considerando las propiedades que un hoyo negro puede conservar, se han clasificado cuatro tipos distintos de hoyo negro. De las propiedades que hereda una estrella al hoyo negro final, las menos comprendidas son la carga eléctrica y el momento angular. Las condiciones en cada caso pueden ser muy exóticas y por eso pasaron casi 50 años antes de que se resolvieran todos los modelos. Las fechas indican cuándo se resolvieron las ecuaciones de relatividad general para cada caso. Casi desde un principio existió la propuesta para cada tipo de hoyo negro, pero no estaba demostrada su factibilidad, matemáticamente hablando:

1.- Hoyo Negro de Schwarzschild (1916)                  Sin Carga Eléctrica y Sin Rotación
2.- Hoyo Negro de Reissner-Nordstrom (1918)       Con Carga Eléctrica y Sin Rotación
3.- Hoyo Negro de Kerr (1963)                                              Sin Carga Eléctrica y Con Rotación
4.- Hoyo Negro de Kerr-Newman (1965)                 Con Carga Eléctrica y Con Rotación

Por simplicidad, los astrofísicos trabajan a menudo con el modelo de Schwarzschild, sin embargo, en condiciones reales es mucho más factible encontrar un hoyo negro en rotación y con una carga eléctrica despreciable. Dadas estas condiciones se establece que el modelo de Kerr es el que probablemente refleja más fielmente la realidad.

HOYO NEGRO DE SCHWARZSCHILD

Si pudiéramos cruzar su horizonte de eventos y ver hacia atrás nos parecería que se aleja de nosotros a la velocidad de la luz y en un relámpago ¡veríamos pasar el futuro frente a nuestros ojos!

HOYO NEGRO DE REISSNER-NORDSTROM

En este hoyo suceden cosas extrañas (Jo-Jo…¡como si todo lo demás fuera tan normal!)

En la medida que a un hoyo negro sin rotación se añade carga (en los simulacros matemáticos, los astrofísicos calculan la respuesta de un hoyo negro como si pudieran incrementar esta propiedad) una nueva estructura se forma. ¡Aparece un segundo horizonte de eventos! Este aparecerá justo afuera de la singularidad. Si la carga aumenta, entonces ambos horizontes empezarán a acercarse entre sí. El horizonte de eventos externo se contraerá y el interno se dilatará. Al añadir más carga, ambos horizontes se fusionan en uno sólo. Si continúa esta tendencia, el nuevo horizonte de eventos se contraerá hasta el punto de llegar a la singularidad y ¡desaparecer!

Al final quedaría la singularidad desnuda. Es un escenario tan poco probable que por eso inventaron (con algo de humor asociado) el Principio de Censura Cósmica, que no permite jamás que una singularidad sea vista desnuda… siempre habrá un horizonte de eventos arropándola.

HOYO NEGRO DE KERR

Al añadir rotación (algunos le llaman spin) a un hoyo negro ¡vuelve a surgir otro horizonte de eventos! También se desarrolla justo afuera de la singularidad. Además, cuando un hoyo negro rota, la singularidad deja de ser puntual y se convierte en una singularidad anular…¡en forma de anillo!

A mayor velocidad de rotación los dos horizontes de eventos se procurarán como en el modelo Reissner-Nordstrom: el interno se extenderá y el externo se contraerá. Afuera del horizonte de eventos se desarrollará una región llamada ergósfera, donde la rotación del hoyo negro arrastra consigo al espacio-tiempo. En teoría el horizonte de eventos interno desarrolla su propia ergósfera secundaria, a la par del primero. Eventualmente los dos horizontes de eventos y sus respectivas ergósferas se fusionarán en un punto intermedio y al añadir aún más velocidad ambas estructuras se contraen hasta desaparecer en la singularidad. Otra vez tenemos una singularidad desnuda. Parece que a los hoyos negros les importa poco la Censura Cósmica.

La cosa no para aquí…¿se acuerdan de la esfera de fotones?, pues ahora el hoyo negro de Kerr tiene también dos esferas de fotones. La exterior se ha desarrollado justo afuera de 1.5 Radios de Schwarzschild y la interior justo adentro. Con el incremento de velocidad de rotación las esferas de fotones se separarán entre sí.

La respuesta de un rayo luminoso al incidir en las esferas de fotones de un hoyo negro de Kerr dependerá de su dirección. Vamos a suponer que los rayos inciden sobre el ecuador del hoyo negro: Si llegan en contra del sentido de la rotación, quedarán capturados en la esfera de fotones externa. Si inciden por dentro de esta esfera, será “devorados” por el horizonte de eventos. Por otro lado, si llegan a favor del sentido de la rotación, quedarán capturados en la esfera de fotones interna. Si inciden por dentro de esta esfera, también será devorados por el horizonte de eventos. Aquellos rayos luminosos que pasen afuera de estas esferas –bajo las condiciones ya mencionadas- quedarán libres, si bien saldrán desviados.

¿Qué pasa con aquellos rayos que no inciden sobre el ecuador del hoyo negro, sino que dibujan un ángulo con respecto a éste? Todos serán atrapados en órbitas circulares entre las dos esferas de fotones. Bajo esta perspectiva se pueden desarrollar un número ilimitado de esferas de fotones…( ¡Qué revoltura! )

HOYO NEGRO DE KERR-NEWMAN

Parecido al hoyo negro de Kerr, con la diferencia de que éste posee carga. El panorama es similar al de Kerr, sin embargo, es menos factible.

CLASIFICACION DE HOYOS NEGROS SEGÚN SU MASA

Si bien ya fue señalado que un hoyo negro normal nace de la implosión de un núcleo que alcanza 3 M , existen otros panoramas que nos permiten clasificar a un hoyo negro de acuerdo con su masa. Entonces, podemos hablar de 3 tipos de hoyo negro:

1.- Hoyos negros estelares
2.- Hoyos negros súper masivos
3.- Mini hoyos negros (!)

HOYOS NEGROS ESTELARES

Los candidatos más comunes a formar hoyos negros son las supernovas que dejan tras de sí un núcleo ferroso mayor a 3 M . Pasando este límite, se rebasan las condiciones necesarias para formar una estrella enana blanca o una de neutrones y terminan por formar un hoyo negro. Los hoyos negros estelares son el resultado del colapso gravitacional de una sola estrella.

HOYOS NEGROS SUPERMASIVOS

Existen también los hoyos negros súper masivos con una masa portentosa de 106 a 109 M (de un millón a mil millones de M ). Estos se localizan en el centro de algunas galaxias y se cree son el origen de las galaxias activas y de los cuasares. Se desconoce el mecanismo de su formación, pero serían el resultado del colapso gravitacional entre muchas estrellas o de una nube súper masiva.

Se habla también de hoyos negros hiper masivos, pues ya se detectó un sistema de dos galaxias en colisión, en donde una de las dos contiene una masa ¡de 100,000 millones de M ! Hasta ahora sólo se ha encontrado un espécimen así.

MINI HOYOS NEGROS

Teóricamente, se han desarrollado también los Mini hoyos negros con una masa de hasta 1011 Kg. y un radio de 10-10 metros, es decir 100 millones de toneladas concentradas en ¡¡¡una diez millonésima de milímetro!!! Estos Mini hoyos negros se habrían formado en las condiciones turbulentas y de alta presión imperantes en el recién formado Universo, es decir, justo después del Big Bang. Son hoyos negros de “corta” duración y pueden explotar en cualquier momento, emitiendo en el proceso una copiosa radiación de rayos gamma y micro ondas.

Aparentemente no han sido detectados.

Si los Mini hoyos negros tienen caducidad, ¿qué podemos esperar de los otros hoyos negros? ¿son eternos?

EVAPORACION DE HOYOS NEGROS
RADIACION HAWKING

Se ha demostrado matemáticamente que la distorsión espacio-tiempo justo afuera del Radio de Scwarzschild produce partículas y radiaciones que gradualmente restan energía al hoyo negro y eventualmente disminuyen su masa. Este fenómeno se conoce como Radiación Hawking, propuesta por Stephen Hawking en 1974.

Este famoso científico ocupa la cátedra que alguna vez fue de Newton y es una de las personas más brillantes de la humanidad. Su mente está siempre despierta si bien su cuerpo está totalmente paralizado. No puede hablar. Sorprendentemente este hombre se comunica moviendo los ojos y un sintetizador le da voz.

El mecanismo que explica la radiación Hawking es muy complejo y arroja resultados que van más allá de la lógica.

En algunos aspectos parece ser francamente contradictoria. Estamos en el mundo de la mecánica cuántica, donde los objetos y partículas no responden como la materia normal a la que estamos familiarizados y se puede comportar de un modo que sólo puede predecirse matemáticamente. La mecánica cuántica permite que en cualquier parte del espacio exista la generación espontánea de pares: una partícula y su antipartícula. (electrón y positrón, por ejemplo, las dos tienen las mismas propiedades, sólo difieren en su carga eléctrica que es opuesta) De principio suena disparatado. Estas partículas no tienen cabida en nuestro Universo y se aniquilan mutuamente en un instante, produciendo un destello de rayos gamma. Pero ¿qué sucede si se produce un par justo afuera del hoyo negro? La antipartícula podrá se absorbida por el hoyo negro mientras que la partícula quedará libre en nuestro Universo. Esta creación de materia sucede a costa de la energía del hoyo negro, por lo que el hoyo negro pierde masa equivalente a la partícula producida. ¿y qué le pasó a la antipartícula? ( -¿Están seguros de querer saberlo?) ¡¡¡La antipartícula viajó en el tiempo!!! Si no me creen, ahí está Hawking para rebatirlo.

La radiación Hawking depende inversamente de la masa del hoyo negro de tal modo que los hoyos negros más masivos se evaporan más lentamente, por lo tanto, tienen una larga vida pero no son eternos. Suponiendo un hoyo negro con la masa del Sol ¿Cuánto tardaría en evaporarse? ¡Se tardaría 1066 años! Aunque la Teoría predice su desaparición, el tiempo necesario para que un hoyo negro normal se evapore es tanto que los astrónomos no tienen esperanzas de ver la evaporación de uno.

Tomando en cuenta que la producción de partículas es más lenta cuanto mayor sea la masa del hoyo negro, resulta entonces que los hoyos negros súper masivos producen muy poca radiación Hawking y se consideran fríos, mientras que los hoyos negros estelares son más calientes. Los Mini hoyos negros son los más calientes de todos y por eso terminan por explotar, porque la radiación Hawking se dispara hacia el final de su existencia. La temperatura del hoyo negro es inversamente proporcional a su masa. En la medida que un hoyo negro pierda masa se irá calentando cada vez más. El incremento de temperatura y luminosidad acelera la pérdida de masa hasta que el hoyo negro explota en una súbita emisión de rayos gamma.

¿QUÉ TANTO NOS PODEMOS ACERCAR A UN HOYO NEGRO?

Ya mencionamos que en los hoyos negros súper masivos es posible cruzar el horizonte de eventos de una pieza, pero en los hoyos negros estelares la misión sería muy riesgosa. El cuerpo humano no puede soportar una aceleración superior a 10 G. La distancia mínima recomendada a un hoyo negro de 10M es de 3,000 Km. Más cerca de esto y seríamos destrozados. Como la atracción gravitacional depende –además de la masa- de la distancia, la concentración masiva de materia produce una marea gravitacional que desintegra cualquier cosa que se acerque. Si uno estira la mano hacia el horizonte de eventos, el hoyo irá arrancando por orden aquellas partes que se acerquen primero. El cuerpo sería estirado a una longitud infinita y sería más delgado que un fideo.

¿Desea ser más esbelto? ¡Visite un hoyo negro!  No se aceptan reclamaciones

La caída tan violenta y la fricción entre las partículas remanentes produciría un calentamiento tan elevado que radiación de alta energía –rayos X- sería emitida y todo sin necesidad de fusión nuclear. La aceleración de neutrones produce radiación sincrotrónica, similar a la observada en los laboratorios que tienen aceleradores de partículas (sincrotrones).  El hoyo negro estelar más cercano se encuentra cuando menos a 15 años-luz de distancia.

COMO DETECTAR UN HOYO NEGRO

Una vez colapsado, la única característica que podemos detectar y medir en un hoyo negro con relativa facilidad es su masa (además, ya se ha detectado rotación en tres casos). La masa se determina en función de su campo gravitacional y los efectos que éste tiene en su entorno.

HOYOS NEGROS AISLADOS

Es casi imposible detectar un hoyo negro de unos cuantos kilómetros si está sólo en el espacio. Un hoyo negro no tiene el aspecto de un hueco oscuro flotando entre las estrellas. La curvatura del espacio-tiempo a su alrededor lo vuelve invisible. A menos que se dirija directo al hoyo negro, la luz de las estrellas le saca la vuelta, lo rodea y prosigue su camino si bien en otra dirección, enmascarando la presencia del horizonte de eventos. Por tal motivo un hoyo negro flotando sólo en el espacio será una presa difícil…a menos que produzca –aleatoriamente- cambios aparentes en las estrellas de fondo. Si dos rayos de una misma estrella son desviados de tal modo que simultáneamente incidan en nosotros, nos parecerá que la luz de la estrella se duplica sin haber modificado su temperatura. Entonces no es una estrella variable, sino una cuya luz ha sido enfocada por el hoyo negro como si se tratara de un lente.

HOYOS NEGROS EN SISTEMAS BINARIOS

Es más fácil medir los efectos gravitacionales de un hoyo negro cuando éste forma parte de un sistema binario. Afortunadamente más de la mitad de las estrellas en la Galaxia tienen pareja. Los efectos se observarán tanto en el arrastre que tiene el hoyo negro sobre su compañera como por la transferencia de masa de la compañera hacia el hoyo negro.

HOYOS NEGROS EN SISTEMAS BINARIOS SIN TRANSFERENCIA DE MATERIAL

Si una estrella es lo suficientemente masiva para arrastrar a otra estrella en su movimiento, entonces debería ser visible. Si no lo es, entonces no es una estrella normal, es un hoyo negro. En el caso de que el hoyo negro y la estrella compañera estén atados gravitacionalmente pero la compañera no tenga fuga de material, los astrónomos estudiarán al hoyo negro en función del movimiento del sistema. Cuanto más cercano sea el sistema binario entre sí, los efectos del hoyo negro sobre su compañera serán más evidentes. El hoyo negro nunca se verá jamás, pero será muy sospechoso encontrar a una estrella bailando al compás acelerado que le marca una compañera invisible.

El hoyo negro y la estrella normal orbitarán alrededor de un centro común de masas. La medición de la masa de la estrella normal (en función de su luminosidad y temperatura) y masa total del sistema (en función del movimiento observado) permite determinar la masa de la compañera invisible:

Masa Total del Sistema Binario – Masa de estrella normal = Masa de compañera invisible

Si la masa de la compañera invisible excede 3 M ¡voila! Estamos ante un hoyo negro.

HOYOS NEGROS EN SISTEMAS BINARIOS CON TRANSFERENCIA DE MATERIAL

Si además de pertenecer a un sistema binario, la estrella compañera envejece y se dilata, los gases de su más alta atmósfera serán canalizados hacia el hoyo negro y se formará un puente de material. El gas de la estrella envejecida se transferirá poco a poco hacia el hoyo negro. Este material no se deposita directamente sobre el horizonte de los eventos del hoyo negro sino que la fuerza centrífuga contribuye a desarrollar un disco de acreción alrededor del hoyo negro. Cuando la porción interna del disco de acreción pierde momento angular (velocidad) a causa de la fricción, se precipita hacia el hoyo negro dibujando una apretada espiral. Justo antes de caer en el horizonte de los eventos la fricción entre partículas produce temperaturas altísimas y se emiten rayos X en abundancia. Todo el disco de acreción emitirá un amplio espectro de radiación, pero sólo la porción más interna de éste emitirá rayos X.

Como el disco de acreción no es uniforme, se observarán variaciones en su brillo. La duración de las variaciones da una idea directa del diámetro del objeto en tiempo luz, pues ya conocemos a qué velocidad viaja la luz. Por ejemplo: si un pulso de radiación dura 200 segundos entonces el diámetro máximo del objeto emisor será de 60 millones de Km. (200 segundos x 300,000 Km/seg = 60’000,000 Km.) Si los cambios observados en la emisión e Rayos X son muy breves, entonces la región emisora estará confinada a un espacio muy reducido.

Si contamos con el tamaño máximo de un objeto invisible y por otros medios detectamos su masa entonces podemos obtener la densidad mínima del objeto. Esto nos confirmará si efectivamente el sistema binario hospeda a un hoyo negro.

Ya han localizado aproximadamente  una decena de hoyos negros residentes en sistemas binarios con masas que van de 7 a 14 M . El 85% de los hoyos negros estelares encontrados por el Telescopio Espacial Hubble tienen una masa de 7M . Este resultado es sorpresivo. ¿Existe algún mecanismo que  ponga “topes” a la masa que puede alcanzar un hoyo negro estelar al nacer? No lo sabemos, faltará tener una muestra mas abundante para confirmarlo.

EVIDENCIAS

Los astrónomos hacen todo lo posible por tener en su mano los elementos necesarios para declarar contundentemente que han hallado un hoyo negro. Por eso mismo la cantidad de hoyos negros cosechados es muy corta. Bajo la perspectiva de que pueden existir factores desconocidos, los astrónomos frecuentemente se referirán a cada caso como “candidato” a hoyo negro.

El primer candidato a hoyo negro fue el sistema binario Cygnus X-1, una estrella tipo B0 de 20 M orbitada por una compañera invisible que emite rayos X abundantemente. De acuerdo a los panoramas propuestos los rayos X son emitidos por el disco de acrección que caen hacia un objeto invisible. El hoyo negro de este sistema tiene una masa de 6 a 15M .

Otros hoyos negros se han encontrado en los siguientes sistemas:

TIPO                 NOMBRE                 MASA                                   CONSTELACION

Estelar                LMC X-3                    10M                       Dorado

Estelar                A0620-00                   3M                        Monoceros

Estelar                V404 Cygni                 6M                        Cygnus

Súper masivo     Messier 51                  2 millones M              Canes Venatici

Súper masivo     Sagittarius A*              >2.5millones M          Sagittarius (Núcleo de Vía Láctea)

Súper masivo     Messier 106                36 millones M             Canes Venatici

Súper masivo     Messier 87                  3,000 millones M       Virgo

Hipermasivo       NGC 6240                  100,000 millones M      Ophiuchus

EFECTOS DE LA RELATIVIDAD GENERAL EN LOS HOYOS NEGROS

La Relatividad General de Einstein puntualiza dos consideraciones que afectarán el comportamiento del hoyo negro:

1.- Nada puede viajar más rápido que la luz.

2.- Todo, hasta la luz, es atraído por un campo gravitacional.

Cuando la curvatura del espacio-tiempo es distorsionada alrededor de un hoyo negro se genera un efecto que permite a los rayos luminosos que no fueron capturados enfocarse o concentrarse en un punto del espacio más adelante, actuando como un gigantesco lente (De hecho, como un portentoso telescopio refractor). A este fenómeno se le conoce como Lente Gravitacional. Un hoyo negro puede enfocar la luz de una estrella haciendo que su brillo aparente aumente súbitamente al pasar frente a ella. Se pueden contar con los dedos de una mano los hoyos negros que han localizado bajo estas circunstancias, pues son casos de hoyos negros aislados.

La distorsión en el espacio-tiempo por un objeto masivo produce, además, dilatación del tiempo. ¿qué quiere decir esto? Que el tiempo corre más lentamente en la medida que nos acercamos al horizonte de eventos de un hoyo negro. Si en la cercanía del horizonte pudiéramos voltear hacia fuera, veríamos los eventos en franca aceleración…veríamos hacia el futuro!!! Después de todo, lejos del hoyo negro el tiempo corre a mayor velocidad. ¿Es verdaderamente posible esta marihuanad… perdón, este panorama? Claro que sí. Por sorprendente que parezca esto ya ha sido contundentemente comprobado. No tenemos que ir a un hoyo negro para ver cómo el tiempo se aletarga cerca de una concentración de masa. Nosotros vivimos en un tiempo aletargado ¡gracias a la masa de la Tierra! Cuando se sincronizan dos relojes atómicos con precisión y uno de los dos es llevado al espacio por un tiempo, de regreso a Tierra el reloj espacial se habrá adelantado. Los efectos son lo suficientemente medibles como para que los Satélites de Posicionamiento Global (GPS) se vean obligados a compensar la dilatación del tiempo producida por la distorsión del espacio-tiempo en la superficie de la Tierra.

La dilatación del tiempo produce un corrimiento hacia el rojo medible en enanas blancas, estrellas de neutrones y más aún, en hoyos negros. Como el tiempo corre más lentamente cerca del hoyo negro, las crestas de la radiación electromagnética producidas en la cercanía del hoyo negro se espaciarán más entre sí, alterando la longitud de onda observada. Las crestas de la longitud de onda irán saliendo atrasadas, entonces veremos una longitud de onda mayor (hacia el rojo) que la que fue originalmente emitida. La luz no pierde velocidad, pero el campo gravitacional del hoyo negro le habrá restado energía. Este corrimiento al rojo gravitacional no está relacionado con el efecto Doppler observado en el corrimiento al rojo de los objetos que se alejan de nosotros en la expansión universal.

¡Existe otro corrimiento hacia el rojo! El hoyo negro no sólo distorsiona la topografía del espacio-tiempo como si los objetos cayeran directamente hacia él. Si el hoyo negro gira velozmente, la curvatura del espacio-tiempo será también arrastrada por la rotación produciendo la ergósfera ¿recuerdas? En consecuencia, la porción de la ergósfera que se aleja de nuestra línea de visión estará produciendo un corrimiento al rojo adicional. Este corrimiento hacia el rojo producido por la ergósfera servirá de evidencia para señalar qué hoyos negros está rotando. Gracias a la observación detallada se han detectado ya tres hoyos negros con rotación evidente: dos en la Vía Láctea y otro en la galaxia Seyfert MCG-6-30-15.

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Los árabes la conocían simplemente como “El Río”, los hebreos “El Río de Luz” Job la llamaba “La Serpiente Tortuosa”. Los chinos y japoneses veían también un río. Los chinos la llamaban le llamaron “Tien Ho” es decir “El Río Celestial o Plateado”

Por Lonnie Pacheco

Recuerdo la primera vez que acompañé a un grupo de astrónomos aficionados al campo para observar el cometa Halley. 
Era la primavera de 1986. Llevaban un gran telescopio. Me mostraron objetos que eran nuevos para mí, no los conocía ni en fotografía. Excepto por el cometa, no recuerdo los demás objetos.  Lo que sí me impresionó fue una gran nube de luz que cruzaba el firmamento de horizonte a horizonte. No necesitaba el telescopio para verla.  Parecía estar hecha de polvo de estrellas.  –“Es la Vía Láctea”- me dijeron.  Han pasado muchos años y aún me asombra su suave resplandor suspendido en el espacio.

ANTECEDENTES

La Vía Láctea ha fascinado a muchos más.
Se han tejido mitos y leyendas a su alrededor.  Los antiguos la conocieron por muchos nombres.  Anaxágoras y Aratos ( 500 a. de C. ) le llamaban To Gala : La Rueda Brillante  ¿Rueda?  ¿De dónde? A mí me pareció una sola franja.  Resulta que esa franja continuaba por debajo de mis pies (del otro lado de la Tierra) hasta cerrarse.

Esa parte invisible para mí esa noche aparecería en las madrugadas de otoño.  ¡Vaya que los primeros astrónomos eran buenos observadores!  Y también tenían imaginación, una imaginación a veces predictiva: Demócrito, el padre del átomo, sugirió que La Vía Láctea estaba formada por una multitud de estrellas … ¡En el año 430 a. de C.! Eratóstenes, quien midió la circunferencia de la Tierra la llamó  “El círculo de la Galaxia” ó “ Círculo Galáctico “ ¡Wow! ¡Que avanzados! ¿Cómo sabían que la Vía Láctea era una Galaxia? No lo sabían.

Su interpretación del término “Galaxia”  era distinto a la actual.  Galaxia sólo había una y se refería a la lechosa luz que cruzaba  el cielo nocturno ( Nótese la similitud entre los términos Lácteo y Ga-laxia ) Hoy, cuando escuchamos la palabra “Galaxia” nos imaginamos un gran remolino de estrellas, nubes y polvo, con un centro brillante.  En aquel entonces “Galaxia” no era otra cosa que el nombre propio de nuestra Vía Láctea.  En al año 175 a. de C. Hiparco la llamó simplemente “La Galaxia”. Aún hoy, cuando vemos la palabra Galaxia -con mayúscula- sabemos que se refiere a la nuestra.

Otros veían la Galaxia como un gran río.

Le llamaban “El Río del Cielo”.  Los árabes la conocían simplemente como “El Río”, los hebreos “El Río de Luz” Job la llamaba “La Serpiente Tortuosa”. Los chinos y japoneses veían también un río.  Los chinos la llamaban le llamaron “Tien Ho” es decir “El Río Celestial o Plateado”, y tenían una creencia muy singular (A mí me parece simpática).  Ellos decían que cuando los peces del río (las estrellas) veían aproximarse el anzuelo (una delgada Luna creciente) se ocultaban para no ser atrapados.  Las estrellas y la Vía Láctea no son  compatibles con la Luna.  En realidad, sucede que la resplandeciente Luna supera y opaca la débil luz de nuestra Galaxia.

[quote_left] Los armenios y los sirios le llamaban “El gran Vendaje”.  Los romanos (Plinio), al estilo de Erastótenes, le llamaban el “Círculo Lácteo” además de “El Cinturón Celestial” “Vía Celeste Regia” (me gusta ese nombre) y Vía Láctea”, como hoy la conocemos. [/quote_left]

¿De dónde salió tanta leche?
Cuenta una leyenda que cuando el pequeño Hércules era amamantado por su madre,  mordió uno de sus pechos con tanta fuerza que ella terminó por derramar su leche por el cielo.(¡Que productiva!) De ahí a que Vía Láctea signifique “Camino de Leche” ó “Milky Way”  en inglés.  Además de que el significado se conserva en inglés y español, sucede lo mismo en francés, portugués, italiano, danés, ruso, alemán, etc.

Los indios norteamericanos y algunos pueblos de Noruega decían que la Vía Láctea era “El camino de los Fantasmas” por donde ascendían los espíritus de héroes y guerreros.  Los espíritus se detenían a descansar de vez en cuando y encendían fogatas, que son las estrellas más brillantes.

Los esquimales y algunos pueblos africanos veían en ella “El camino de las cenizas” que se elevaba sobre una gran pira.

En México nuestros abuelos o en los pueblitos la conocen  como “El Camino de San Lorenzo” o “El Camino de Santiago”.

PRIMERAS OBSERVACIONES TELESCOPICAS

A pesar de la riqueza cultural que todos estos nombres reflejan, ninguno describe su naturaleza real.  No fue sino hasta 1610, que Galileo Galilei pudo ver por vez primera de qué estaba hecha la Galaxia.  No era leche, ni cenizas, ni fogatas… era una multitud de estrellas. ¡Demócrito tenía razón!

Con su telescopio, Galileo observó que miles de estrellas formaban una textura de fondo impresionante. Parecían incontables.  Sin embargo, a los astrónomos les seducen los retos casi imposibles: en 1780, William Heschel echó mano de su telescopio –el más potente de la época- e inició un conteo de estrellas en la Vía Láctea con el fin de cartografiarla.  El primer mapa de la Vía Láctea fue elaborado por él.

No fue muy preciso y –en realidad- no llegó a conclusiones muy distintas que los primeros astrónomos: “-La Vía Láctea es circular, aplanada y rodea a la Tierra”. Herschel observó la distribución y densidad de estrellas en la Galaxia, y no encontró que hubiera una particular abundancia en alguna dirección especial. Por eso concluyó que el sol se encontraba en el centro de la Vía Láctea.

Por otra parte y en su continua exploración del firmamento, Herschel encontró  -aquí y allá- grupos de estrellas (cúmulos) así como nubes de gas y polvo (nebulosas).}

La mayoría de las nebulosas tenía forma irregular pero algunas nubes parecían sutiles remolinos de luz. Eran circulares y aplastadas. Seguramente –pensaron en ese tiempo- se trataba de sistemas planetarios en formación cuya estrella central se vislumbraba débilmente.  Recibieron el nombre de nebulosas espirales. ¡Qué extraño! Las nebulosas espirales aparecían lejos de la Galaxia, como si tuvieran “aversión” por la Vía Láctea mientras que las estrellas ya terminadas eran muy abundantes en ella. Pero si la mayoría de las estrellas se concentraban  en la Vía Láctea… ¿Por qué  aquellas estrellas en plena formación no estaban también ahí?  La formación de estrellas no debía suceder lejos de la Galaxia.

Tal vez la respuesta a este enigma es que las nebulosas espirales no son estrellas o sistemas planetarios en formación.  Al menos eso pensaron Thomas Wright, de Durban e Immanuel Kant de Königsberg a fines del siglo XVIII. En aquel entonces hablar de la Galaxia era hablar de todo el Universo y no pensaban que pudiera existir algo más allá.  Kant sospechó que algunas nebulosas espirales, como M31 en Andrómeda podrían ser otras “Vías Lácteas” ó “Galaxias” y creó el concepto de “Universos Islas”.  Existe un sólo Universo, pero en aquel entonces la Galaxia era nuestro “Universo” y por eso Kant propuso que había otros “Universos Islas”. De algún modo Wright y Kant se adelantaron al concepto de los Universos Paralelos.

EL TAMAÑO DE LA GALAXIA

Si Kant y Wright estaban en lo cierto ¿Cómo podrían demostrarlo? No había manera de medir la distancia a las estrellas y menos a las nebulosas espirales.  Friedrich Bessel (1784-1846) encontró que utilizando trigonometría y el movimiento de la Tierra alrededor del Sol era posible determinar la distancia a algunas estrellas pero sólo a las más cercanas. Aún así las nebulosas espirales seguían estando demasiado lejos. ¿Cómo medir distancias mayores en nuestra Galaxia? ¿Qué tamaño tenía la Vía Láctea?  No existía  un método apropiado.

En 1908 Henrieta Leavitt encontró la llave mágica para medir distancias en la Galaxia: las estrellas variables. Estas estrellas ya se conocían pero nadie sospechaba que podían ser utilizadas como indicadoras de distancia. Leavitt encontró que la regularidad ( o período) de unas estrellas variables –llamadas ceféidas- estaba directamente  relacionada con su brillo.  Es decir, que midiendo el período de una ceféida, se podía conocer su magnitud absoluta (brillo verdadero). Al comparar la magnitud o brillo aparente de una estrella con su magnitud absoluta se aplica la ley del cuadrado inverso y se determina la distancia con una precisión muy aceptable (la ley del cuadrado inverso establece la forma en que una estrella pierde brillo en la medida que la ubicamos a mayor distancia ) Leavitt abrió el camino a las estrellas: las ceféidas y otras estrellas conocidas como RR Lyrae se empezaron a utilizar para medir distancias en la Vía Láctea. Las ceféidas son más brillantes y por lo tanto se ven a mayor distancia. Las RR Lyrae son menos brillantes y sólo sirven para medir distancias “relativamente” cortas, pero son más abundantes  así que algunos astrónomos encontraron más fácil trabajar con estrellas de este tipo. Harlow Shapley (1915) fue uno de ellos.

Las estrellas RR Lyrae son abundantes en los cúmulos globulares. Los cúmulos globulares son conjuntos masivos de estrellas que se distribuyen alrededor de la Galaxia. Shapley se dio a la tarea de determinar la distribución y distancia de éstos en la Galaxia. Así –pensó él- podría medir la extensión de la Vía Láctea. Efectivamente, encontró que los cúmulos globulares estaban a grandes distancias. En teoría, los cúmulos globulares estaban uniformemente distribuidos alrededor de la Galaxia, por lo que Shapley esperó encontrar una distribución regular en toda la esfera celeste (porque se suponía que el Sol estaba en el centro de la Galaxia). Pero Shapley encontró que los cúmulos globulares estaban concentrados hacia un extremo del cielo, en dirección de Sagitario. ¡El Sol no estaba en el centro de la Galaxia sino en una orilla!

Bueno, pero ¿qué tan alejados podríamos estar del centro de la Vía Láctea? Cuando Shapley midió la distancia a más de un centenar (+-120) de cúmulos globulares usando las estrellas RR Lyrae, ubicó el centro de la Galaxia a más de 20,000 años-luz, del sol. ¿¿Qué?? ¡Shapley desalojó al Sol de la Zona Rosa y nos mandó a los FOMERREYES de la Galaxia! Ya había sido difícil asimilar que la Tierra no estaba en el centro del Sistema Solar. ¡Y ahora vienen con la noticia de que estamos en el traspatio de una galaxia!  Por si fuera poco, Shapley encontró –además- que la distribución de los cúmulos  indicaba que la Galaxia medía aproximadamente ¡100,000 años-luz de diámetro! ¡Era increíble! Nadie había sospechado que La Vía Láctea fuera tan grande. Imagínate, viajando a la velocidad de la luz, 100,000 años son apenas suficientes para cruzar nuestra Galaxia de lado a lado. Harlow Shapley se convirtió en el primer hombre en medir la Galaxia.

LA DISTANCIA A OTRAS GALAXIAS

¿Y qué pasó con las nebulosas espirales? La Vía Láctea resultó ser tan grande que seguramente formaban parte de ella… ¿Y si no? Si eran “Universos Islas” ( otras galaxias) entonces tendrían sus propias estrellas. Y si tenían estrellas, algunas serían variables  y si tenían estrellas variables, se podría entonces medir su distancia … ¡Manos a la obra! Alrededor de 1920 otro astrónomo notable, Edwin Hubble buscó estrellas variables en la nebulosa espiral más notable: M31 ¡Y las encontró! Cuándo midió los períodos observados y los cotejó con su brillo aparente encontró que la nebulosa espiral de Andrómeda estaba ¡ 100 veces más lejos que el centro de la Vía Láctea! M31 estaba afuera de la Vía Láctea. Era otro Universo Isla. Era otra Galaxia. Wright y Kant tenían razón.

Si M31 (la galaxia de Andrómeda) se veía tan grande en el telescopio ¿Qué podían esperar de las otras “nebulosas espirales” que se veían pequeñitas? Seguramente eran otras galaxias a distancias increíblemente lejanas. El Universo “creció” de la noche a la mañana a dimensiones insospechadas.

ASPECTO Y CLASIFICACION BASICA DE GALAXIAS

En el telescopio y mediante el recurso de la fotografía resultó evidente que las galaxias se presentan en diferentes “formas”. Hay galaxias cuyo aspecto es el de un remolino o huracán con un centro brillante y brazos que le rodean.  Estas son conocidas como galaxias espirales. Las galaxias espirales son relativamente redondas y planas –como una tortilla-. Cuando una galaxia espiral es vista de canto, se ve delgada y abultada en el centro. También hay galaxias lenticulares: se parecen mucho a las espirales excepto que no contienen brazos espirales. Tienen el aspecto de una tortilla inflada con aire caliente (lista para comerse). Otras galaxias son las elípticas: no tienen pies ni cabeza, por cualquier lado que las vea uno tienen el aspecto de un huevo; algunas son más redondas que otras. Finalmente hay galaxias irregulares y peculiares, con formas caprichosas y frecuentemente son el resultado de una colisión entre dos o más galaxias. La Vía Láctea es una galaxia espiral.

ANATOMIA DE LA VIA LACTEA

¿Cómo podemos estar seguros de que la Vía Láctea es una Galaxia espiral? Evidentemente nadie se ha salido de ella para fotografiarla desde afuera. Describir la forma de la Vía Láctea desde nuestro Sistema Solar es tan fácil como describir toda una casa que no conocemos encerrados en un ropero. ¿En qué se basan los astrónomos  para asegurar que vivimos en una Galaxia espiral? ¿Acaso tenemos Rayos X para ver hacia fuera? No. Los Rayos X son una pésima alternativa para estudiar la Vía Láctea. A simple vista es notorio que grandes nubes oscuras cruzan la Galaxia de un extremo a otro. Estas nubes impiden el paso de Rayos X,  Rayos UV y casi toda la luz blanca (por eso se ven negras). Prácticamente todos lo objetos emisores de Rayos X que podemos detectar desde la Tierra están relativamente cerca.. Afortunadamente otras formas de radiación pueden atravesar estas nubes de polvo: las ondas de Radio y la radiación infrarroja llegan hasta nosotros desde los rincones más lejanos de la Galaxia.

Mucho de lo que sabemos acerca de la estructura de la Vía Láctea es gracias a las observaciones de radioemisión e infrarrojo. Desde 1932 es conocido que el centro de la Galaxia –llamado núcleo- emite una cantidad importante de ondas de radio. Y las observaciones –en radio- de nubes gaseosas nos permiten conocer su distribución a lo largo de los brazos espirales. El aspecto de nuestra Galaxia en la emisión de rayos infrarrojos es increíblemente similar al de otras galaxias espirales a millones de años luz de distancia. El movimiento de las estrellas –apenas perceptible- pone en evidencia que la Vía Láctea está rotando lentamente dando una vuelta sobre sí misma cada 225 millones de años. El “corrimiento al rojo” en la luz de algunas nubes de gas indica que se están alejando de nosotros, y es posible medir su velocidad. Del mismo modo, las nubes que presentan “corrimiento al azul” son aquellas que se dirigen hacia nosotros. En el núcleo de la Galaxia se presenta un enorme corrimiento en ambas direcciones (rojo y azul). Esto quiere decir que ahí hay “algo” que da vueltas a una velocidad increíble: Un lado de ese objeto se acerca hacia nosotros mientras que el otro se aleja, es –por tanto- un movimiento de rotación. Hay un gran “trompo” en el núcleo de la Vía Láctea. Otras galaxias presenta también esta rotación. Las estrellas que están más cerca del núcleo se ven obligadas también a orbitar a velocidades altísimas. Un objeto súper masivo debe ser el responsable. Este objeto debe ser muy pequeño. Los únicos objetos tan pequeños y tan masivos que se conocen son los hoyos negros. Seguramente hay un hoyo negro súper masivo en el núcleo de la Vía Láctea. No lo podemos ver (es negro) pero se estima que se alimenta de 0.2 M(masas solares) cada año.  Cuando este material (gases y polvo) se precipita al hoyo negro la fricción genera tanta energía que las estrellas más cercanas son erosionadas por ella.  Los astrónomos han encontrado evidencia de esto. La excitación de los gases en la cercanía del hoyo negro central impide además que éstos se puedan organizar para formar nuevas estrellas, por tal motivo ha sido imposible observar  estrellas “nuevas” en esta región.

Con mucha dificultad, se ha detectado radiación gamma desde el núcleo de la Galaxia, ésta es producida cuando nubes de materia común se impactan contra nubes de antimateria. Al encontrarse, ambas se aniquilan, produciendo radiación de energía altamente mortífera. Seguramente ha de ser un espectáculo impresionante ver más de un millón de estrellas a simple vista cerca del núcleo galáctico, pero tenemos por seguro que las radiaciones en este lugar se encargan de esterilizar cualquier forma de vida. El núcleo es una región inhóspita.

Alrededor del núcleo sólo encontraremos estrellas viejas, dilatadas y enrojecidas. Esta región central de estrellas viejas y dilatadas se llama Bulbo Galáctico, su forma es abultada y aplastada (elipsoide). El bulbo de la Vía Láctea tiene un espesor de casi 15,000 años-luz. Del Bulbo se desprenden los brazos espirales que parecen enrollarse alrededor del núcleo. Se han contado más de 4 brazos espirales en nuestra Galaxia.

El Sistema Solar se encuentra entre dos brazos, el brazo de Sagitario (interno) y el brazo de Perseo, (externo). Actualmente la distancia estimada al núcleo es de unos 23,500 años-luz y nos encontramos a 51 años-luz por debajo del plano principal de la Galaxia. Como se describió anteriormente, hay tanto polvo en la Galaxia que la vista en el plano galáctico se ve terriblemente reducida. Por tal motivo, este plano se conoce también como la “zona prohibida”, pues el paso de luz está severamente limitado.

Las nubes de gas y polvo más cercanas al Sistema Solar están en dirección de Orión. En esa región se desprende hacia nosotros un pequeño bracito de la Galaxia. Es conocido como El Ramal de Orión y está a unos 1,000 años-luz de nosotros. La nebulosa de Orión -donde aún hoy se forman estrellas- está a unos 1,600 años-luz. Se estima que hace 10 millones de años el Sistema Solar cruzó este brazo secundario de la Vía Láctea y ahora nos dirigimos hacia el brazo de Perseo. Entre brazo y brazo, el Sol se desplaza durante unos 80 millones de años y luego –se cree- demoraremos unos 40 millones de años en cruzar el brazo de Perseo. ¿Qué veremos del otro lado? No nos tocará a nosotros, pero ha de ser fascinante ver un cielo nuevo. Tendremos que inventar nuevas constelaciones.

Aquí surge una duda … si la Galaxia está girando ¿Por qué el Sol parece llevar prisa? Si el Sol girara junto con la Galaxia, entonces debería conservar su lugar entre los brazos de Perseo y Sagitario. Pero no es así. De hecho, no sólo el Sol sino todas las estrellas se mueven a mayor velocidad que los brazos espirales ( El Sol lleva ya unas 20 vueltas). Cada vez que la Galaxia cumple una rotación se dice que cumple 1 Año Cósmico. 1 Año Cósmico dura aproximadamente 225 millones de años terrestres.

Los brazos espirales se van rezagando a pesar de que se mueven en la misma dirección que las estrellas. Lo que pasa es que los brazos espirales solamente indican el sector en el que viven las estrellas gigantes azules. De hecho los brazos espirales son azules, como azules son las estrellas más brillantes y calientes de la Galaxia. Aquí está el secreto: si vemos los brazos espirales es porque ahí habitan las estrellas más brillantes. Curiosamente están estrellas son una minoría (< 1%) pero su brillo las denota con facilidad.

En los brazos espirales la densidad de los gases y las estrellas es sólo 5%  mayor. Más del 95% de las estrellas, distribuidas en el resto de la Galaxia pasan desapercibidas, son tan tenues que no se ven a distancia. Aún así … ¿por qué  se atrasan los brazos con respecto al movimiento general de la Galaxia? Porque las estrellas azules tienen una vida muy corta y al poco tiempo de nacer ( en cuestión de 5 a 10 millones de años) mueren en una colosal explosión. Una gigante azul no tiene la más remota posibilidad de completar una vuelta alrededor de la Galaxia ( recuerda: la Galaxia de una revolución cada 225-250 millones de años). Sin embargo la muerte de estas estrellas es tan violenta ( explosión de supernovas) que estimulan la formación de nuevas generaciones de estrellas, incluyendo algunas estrellas azules gigantes. La nueva generación de estrellas se forma cerca de donde fueron las explosiones –en el borde externo de los brazos espirales- Así, el brazo espiral parece avanzar, pero es en realidad un reemplazo de aquellas estrellas ya desaparecidas. El avance de los brazos espirales de la Galaxia es -por lo tanto- una carrera de relevos, donde continuamente participan nuevas estrellas que al poco tiempo dan lugar a una nueva generación, una y otra vez. Por eso tanto la explosión de supernovas como la formación de nubes fértiles y el subsiguiente nacimiento de estrellas acontece en el borde externo de los brazos espirales. La cadena de explosiones a lo largo del brazo espiral (alrededor de 1 supernova cada 30 a 50 años) genera una oleada de presión que empuja los gases y polvo, los comprime y estimula la producción de nuevas estrellas.

Por algún mecanismo no comprendido en su totalidad los brazos espirales no se enrollan al grado de “apretarse”. La lógica nos dice que deben hacerlo pero la realidad es distinta. La Galaxia podría dar muchísimas vueltas y al parecer sus brazos seguirán igual de abiertos ¿Por qué? Porque las estrellas que están a mayor distancia del núcleo no se desplazan a menos velocidad.

En el Sistema Solar Mercurio se mueve mucho más rápido que la Tierra, y Plutón se mueve aún más lento. Esto se debe a que el campo gravitacional depende –además de la masa- de la distancia. Mercurio sufre una influencia mayor del Sol -está más cerca- y por ende es más veloz. (Si se moviera a menor velocidad, el Sol se lo tragaría). Si la Galaxia se comportara como el Sistema Solar las estrellas más cercanas al núcleo deberían moverse a mayor velocidad, y las más lejanas más lentamente. Pero resulta que es al revés,  las estrellas que están más allá del Sistema Solar –hacia el borde exterior de la Galaxia- se mueven a mayor velocidad que nosotros. ¿Qué fuerza las impulsa a moverse así? La misma que mueve a Mercurio. En el Sistema Solar el 99% de la materia esta en el centro en el Sol, pero en la Galaxia, el 99% de la materia esté afuera del núcleo y es por eso que el arrastre es mayor hacia los bordes externos. Hacia afuera de la Galaxia no parece haber mucho material. No se ve, pero ciertamente esta ahí. Por eso se le conoce como Materia Oscura. Además de nubes de hidrógeno difícilmente detectables, algo más debe andar por ahí que pone a girar a nuestra Galaxia a la velocidad que observamos. La Materia Oscura es aún un tema que despierta muchas controversias en el mundo astronómico.

Más allá de los Brazos de la Galaxia y por encima y debajo del plano galáctico, una nube de cúmulos globulares orbitan el núcleo de la Galaxia en trayectorias muy diversas que no respetan el sentido y dirección de las estrellas y el resto de la Galaxia. Cada cúmulo globular sigue una orbita independiente de todos los demás. La región por la que circulan estos cúmulos está envuelta en una nube de gas muy enrarecido y es posible que una que otra estrella se haya extraviado por aquí.  Esta región se llama Halo (o Halo Galáctico) y tiene un diámetro aproximado de 200,000 a-l.

Pero la Galaxia no termina ahí.  Una estructura colosal llamada corona (o Corona Galáctica) envuelve al Halo. La corona es casi invisible. En otras Galaxias aparece registrada sólo después de exponer los detectores a su luz después de largas sesiones. La corona, -como el halo- esta formada por gas muy disperso.

¿Qué hay más allá? Ya sabes la respuesta ¡Hay más Galaxias! ¿Cuántas? Se cuentan por millones. Sin embargo en el espacio inmediato ( si es que se le puede llamar así) nos encontramos rodeados por un grupo de Galaxias que forman una familia o colonia: es el Cúmulo Local de Galaxias y contiene casi 40. La Galaxia espiral de Andrómeda (M31) es la más grande del cúmulo local. Su diámetro excede los 200,000 a-l. Y está a más de 2,100,000 a-l de distancia. En segundo lugar está la Vía Láctea (con 120,000 años-luz de diámetro) y en tercer lugar está la galaxia espiral M33 en la constelación de Triangulum, cuyo tamaño es de unos 45,000 años-luz de diámetro.

A pesar de la gran distancia entre galaxia y galaxia, no estamos exentos de uno que otro encontronazo. ¿Qué pasaría si una galaxia chocara contra la nuestra? Bueno, pues hasta el momento no nos ha afectado, pues ahora la Vía Láctea es víctima del impacto de –cuando menos- dos galaxias menores. Nuestra Galaxia ha sobrevivido al percance pero las otras no (ellas son las víctimas) Una de ellas se partió literalmente en pedazos formando la Gran Nube de Magallanes y la Pequeña Nube de Magallanes: dos pequeñas galaxias irregulares que están ahora orbitando a la Vía Láctea. Son galaxias satélites. La Vía Láctea y las Nubes de Magallanes están todavía unidas por un puente de gas y polvo. En algunas porciones este gas se ha contraído por su propia gravedad para formar galaxias en miniatura –también satélites- que son llamadas esferoides enanas. Se parecen mucho a los cúmulos globulares pero son más grandes y masivas.

La otra galaxia –descubierta recientemente- (1995) es la enana de Sagittarius. Pobre. Está toda distorsionada por el efecto gravitacional de la nuestra. No la podemos ver porque está justo del otro lado de la Galaxia, atrás del núcleo. Tal vez la podamos vislumbrar en unos 60 millones de años. Esa galaxia fue detectada por su radioemisión. Si el impacto hubiera acontecido de nuestro lado, tal vez no estaríamos aquí.

En total, la Vía Láctea es orbitada por una docena de galaxias satélites, pero la mayoría son tan oscuras que son difíciles de observar. Las Nubes de Magallanes son fácilmente visibles en latitudes de 15°N  hacia el sur. (Sur de México)

La Vía Láctea tampoco está exenta de chocar y es un hecho que nos dirigimos a gran velocidad hacia la galaxia de Andrómeda (M31) atraídos por ella. Afortunadamente  está tan lejos, que primero se apagará el Sol antes que tengamos la posibilidad de ver los fuegos pirotécnicos.

Por si fuera poco, el cúmulo de Virgo –a unos 65 millones de años-luz posee tanta masa (son alrededor de 3,000 galaxias) que nuestro cúmulo se dirige hacia él a una velocidad de 600 km/seg. Tarde o temprano el Cúmulo de Virgo tendrá 40 galaxias más en su haber.

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Por El Perplejo Sideral
Con eso de que la energía y la masa son la misma cosa, la frase anterior la pudo haber suscrito E=mc2; Debido a mi ignorancia y no por otra cosa, me asombra, pero también me canto y me celebro que un poeta haya entendido tan bien a una fórmula. ¿Será porque el poeta hizo trampa al reconocer que ésta pertenece al género femenino? Pues no, Walt Whitman escribió Hojas de hierba en 1855. Pero a lo mejor Einstein leyó el poema. Quién sabe. Pero “la verdad es que los poetas, con su estilo inimitable, dominaron el concepto de energía mucho antes que los científicos se fijaran en ella” (Atkins 2003)

—Lo creo porque es absurdo— Cuenta el maestro Stephen Hawking (Hawking, 1994) que cuando decidió escribir su primer libro optó por buscar a un editor de bestsellers ya que deseaba que su librogénito pudiese ser vendido en los aeropuertos, librerías populares y tiendas de autoservicio. Es decir, estaba convencido de que la ciencia debía de ponerse al alcance del público en general.

Si la gente no leía ciencia, estimaba Hawking, era en parte culpa de los científicos, así que estaba dispuesto a marcar la diferencia. Todo sonaba muy bonito hasta que le dió a leer el primer capítulo a su editor. El hombre prácticamente le aventó el manuscrito, diciéndole que si quería ser leído como divulgador de ciencia, tendría que eliminar todas las fórmulas.

Le explicó que por cada fórmula que colocara en su libro, varios miles de posibles lectores se perderían. ¿Se imaginan? Si eso le dijeron a Stephen Hawking quién es nuestro Tarzán intelectual y Newton posmoderno, ¿qué le espera a E=mc2, una fórmula tan chiquita y sencilla toda ella? ¿Será en este caso una pobre venadita que habita en la serranía?

E=mc2 debe de sentirse tan incomprendida, empezando por tener un papá tan famoso del que todo mundo habla y del cuál pareciera estar de moda desde, hace muchos años, el tener una fotografía del genio. Podría plantearse la disyuntiva de que ó E=mc2 odia a su papá o bien, tiene complejo de elecktra. ¿Cómo supera E=mc2 el hecho de ser tan famosa y a la vez tan imcomprendida? ¿Porqué digo esto? De muestra bastan dos botones:

Quedo impresiononado al enterarme que en una travesía del Atlántico, en 1921, Chaim Weizmann, un químico judío, maestro universitario nacido en Rusia y primer presidente de Israel, le pidió al mismísimo Einstein que le explicara la fórmula. —¿Cuántos días duraba un viaje trasatlántico en aquellos tiempos?— Pues bien, los que fueran, que no eran pocos, Einstein se los gastó explicándole a Weizmann la formulita. Al bajar del barco, Weizmann le dice a sus conocidos: “(…) Einsten me explicó durante varios días y al final quedé absolutamente convencido de que él sí le entiende”.

Más recientemente, el escritor David Bodanis, (Bodanis 2003) doctor en física y escritor sobre ciencia, cuenta que se propuso explicarle la fórmula a sus alumnos desde que una vez leyó en una revista que la actriz Cameron Díaz respondiendo a pregunta del reportero acerca de que “si había alguna cosa en éste mundo que le gustaría conocer” a lo que la actriz de los Ángeles de Charlie contestó que le gustaría saber con certeza qué significado tenía la fórmula E=mc2.

En la torre, pensé: Que Weizmann no le entendiera era obvio, pero que Cameron Díaz, la de Loco por Mary, tampoco, me pareció realmente aberrante e inconcebible, pero sobre todo, preocupante conociendo lo que se ocupan en Hollywood por aprender temas tan edificantes, lo que hizo que me preguntara ¿porqué no le pedirá a Paris Hilton que se la explique, hamburguesa de por medio?

Antes de que corten la lectura de esta carta, ya que la fórmula se ha escrito hasta aquí seis veces, y la maldición del editor de Hawking puede caer cual rayo flamígero, incandescente y fulgurante, les digo que todos los días los efectos de la formula llega diariamente ante nuestros ojos. Además, si de algo sabemos los mexicanos es de energía. De hecho, creemos que sabemos bastante de energía, sobre todo cuando ésta nos llega en forma de factura de la dependencia gubernamental llamada Comisión Federal de Electricidad.

Temeroso pues, de que lean hasta aquí, empezaré por el final, pero a los que les guste la historia, si gustan, los invito a continuar. — Hum, yomi, yomi—

Empezando por el final

Einstein, después de enviar sus artículos sobre la relatividad a la Universidad de Berna, mismos que fueron rechazados —para variar con los rechazos— por parecerle a Aime Foster “infumables”, recibe la invitación de Johannes Stark, editor de Jahrbuch der Radioaktivitat und Elektonik, para escribir un artículo sobre la teoría de la relatividad. Ahí fue donde Einstein aprovecha la oportunidad para enviarle algo en lo que había estado reflexionando durante los últimos dos años y que era la conclusión de que todo en el universo era depósito de una latente y enorme energía. En el artículo revela el secreto de toda la creación en seis golpes de lápiz, la ecuación E=mc2. La fórmula implica que la masa (energía) se encuentra “congelada” y que es predecible que una pequeña cantidad de masa libere una enorme cantidad de energía.

Como diría el biógrafo Bannesh Hoffmann “Imagine la audacia de tremendo paso; Cada terrón de tierra, cada pluma y cada mota de polvo vendría a llegar a ser una prodigiosa reserva entrampada de energía; En ese momento en 1907, no había manera de verificarlo. La extraordinaria habilidad de Einstein de ver más de allá de los hechos es precisamente que su ecuación se pudo verificar hasta veinticinco años después.” (Brian 1994).

Uso de E=mc2

De E=mc2, surgió que las bombas atómicas fueran de las primeras aplicaciones directas.[1] Se crearon submarinos atómicos, precursados por la energía derivada de E=mc2, en tierra se construyeron grandiosas centrales nucleares que producen energía eléctrica a partir del calor de fricción generado por E=mc2.

En algunos hogares funciona E=mc2, en los detectores de humo colocados en los techos de las cocinas donde suele haber una pequeña muestra de americio radioactivo, parte de cuya masa se transforma en energía de acuerdo con la ecuación, generando un haz capaz de detectar el humo durante meses o años.

También la luz roja de los indicadores de salida de los centros comerciales y de los cines provienen de la idea de E=mc2, esto se hace debido a que no se pueden usar lámparas eléctricas ya que en caso de un incendio se apagarían. Por eso, esas señales aprovechan la radioactividad de una pequeña cantidad de Tritio contenido en su interior, parte de cuya masa se va perdiendo constantemente, convertida en energía luminosa.

En los hospitales modernos el uso de E=mc2 es frecuente en los diagnósticos médicos. En los potentes aparatos productores de imágenes, los llamados para realizar tomografías mediante emisión de positrones, los pacientes respiran un isótopo radioactivo en el oxígeno, cuyo núcleo se fusiona, registrándose en el exterior la energía que emerge como resultado de la desintegración. Así se pueden detectar tumores, evaluar la velocidad de la corriente sanguínea, o controlar la acción de determinadas drogas, como se ha hecho con la acción del Prozac sobre el cerebro.

En el espacio, los satélites del sistema de navegación GPS del departamento de defensa crean una Teselación —División a través de elementos geométricos— continua de la superficie terrestre.

Y finalmente, allá en lo más alto, está la esfera fulgurante de nuestro Sol, utilizando la tronante capacidad multiplicadora de c2 para calentar la tierra como lo ha venido haciendo desde hace miles de años. (Bodanis 2003). Así pues, la energía que puede obtenerse de una partícula diminuta de materia sería fantásticamente elevada, equivalente a la masa de esa partícula por el cuadrado de la velocidad de la luz.[2] Aquí se encontraba por fin una explicación de la capacidad del Sol para dar calor y luz durante miles de años con una reserva al parecer inagotable. (Greene 1994)

E=mc2, la astronomía y Chandra

Subramayan Chandrasekhar, un morenito hindú, —Que años más tarde obtuvo el premio Nobel en física— portento intelectual conocedor de la literatura india y occidental, que hablaba muy bien el idioma alemán, se había devorado los artículos de Einstein; Este joven sabía que el denso núcleo de una estrella está sometido a una enorme presión y le empezó a llegar la idea de que esa presión era una forma de energía, en consecuencia la energía, como una forma de la masa.

La energía era tal vez más difusa que la materia pero conociendo la ecuación E=mc2, sólo eran diferentes versiones de la misma cosa. Lo que la ecuación dice, más bien es que parte de lo que llamamos materia es de hecho energía, sólo que no estamos acostumbrados a reconocerla de esa manera. De forma parecida, una cantidad muy comprimida de energía es realmente materia.

Chandra —para los amigos— estaba a punto de descubrir el proceso que lleva a los agujeros negros. El núcleo de una estrella comprimida está sometido a mucha presión, y esa presión puede considerarse como un tipo de energía, y siempre que hay una concentración de energía el espacio-tiempo circundante actuará como si hubiese una concentración de materia.

Empezando desde el principio

Einstein se preguntó: Si cada gramo de materia contiene una tremenda cantidad de energía ¿Por qué no nos habíamos dado cuenta?

Albert Einstein se dio a si mismo la respuesta: Porque la materia jamás había sido observada de la manera en que lo hicieron los esposos Curie. Einstein, traicionado por su formación judía de aprender por analogías, cuenta una: “Es como si un hombre inmensamente rico hubiese mantenido su riqueza en secreto debido a que nunca gastó o dio un centavo a nadie”

Durante siglos, la energía y la masa parecían ser cosas completamente distintas. Cada una aparentaba haber tomado su camino. Por ejemplo, la energía se medía en caballos de vapor o kilovatios por hora, mientras que la masa se medía en libras, kilogramos o toneladas. A nadie se le ocurría establecer una conexión entre un sistema y otro. Nadie intuía lo que Einsten, que podía haber una transferencia natural entre energía y masa y mucho menos, que la velocidad de la luz al cuadrado fuera precisamente el factor de conversión que ligara a ambas. Sí, porque la energía fluye, se mueve, se siente, se ve, se almacena, pero sobre todo, se transfiere. Energía —Energía— es una palabra muy interesante que los griegos inventaron precisamente para designar “aquello que se mueve”.

La ecuación E=mc2 se deduce del hecho de que el movimiento, cuyo incremento aumenta la masa de un cuerpo, es una forma de energía. Esta es la famosa E=mc2, que indica, a la ciencia que la energía contenida en la materia es igual en ergios (Joules) a su masa en gramos (kilogramos fuerza) multiplicada por el cuadrado de la velocidad de la luz en centímetros por segundo. Aquí, otra vez, no se necesitan conocimientos matemáticos para ver la esencia del argumento: que como la velocidad de la luz tiene el valor que tiene, —Valor altísimo—una cantidad de masa muy pequeña es equivalente a una enorme cantidad de energía. (Clark 1971)

En 1905 las posibilidades de desintegrar el átomo parecían nulas. Pero la ecuación estaba allí. Y para escritores y excéntricos, para visionarios y hombres que vivían en las fronteras de la mente, una nueva idea fantástica se hacía posible. Unos cuantos científicos pensaban de modo similar, y en 1921 Hans Thirring[3] comentaba: “…le corta a uno la respiración pensar lo que podría suceder a una ciudad, si la energía dormida en un sólo ladrillo se liberara, digamos en forma de una explosión. Sería suficiente para asolar completamente una ciudad de un millón de habitantes”. La mayoría de sus colegas profesionales no especulaban hasta ese límite. Rutherford mantuvo casi hasta el final de su vida en 1937 que la utilización de la energía encerrada dentro del átomo eran “pamplinas”. (Ibíd.)

¿De qué se ríen? También hubo mexicanos que pensaron en la posible energía de los ladrillos. En 1958 el gran mimo mexicano Mario Moreno Cantinflas fue despertado por un impresionante temblor que, entre otras cosas, destruyó uno de sus edificios en la calle de Insurgentes, en la Cd. de México. Cuándo le avisaron, se trasladó al lugar y allí frente al montón de escombros, en bata de dormir y muy pensativo, comenzó a fumarse un cigarrillo. Un vecino que se encontraba en el lugar le dice: “Se perdió todo, Mario” —Claro que no— contesta Cantinflas. —y agregó: —Sólo se perdió la mano de obra; El material ahí está”—

¿Se dan cuenta? Cantinflas sabía que la materia en el Universo es constante. Es la misma.

Ahora, en un ladrillo no podría generarse esa impresionante energía. Se necesitan elementos que contengan muchos átomos (protones y neutrones) que puedan llegar a excitarse, a desestabilizarse cuando se vean sometidos al factor de conversión de la luz, c2.

La tabla periódica de los elementos nos enseña que el hidrógeno es el primer elemento, que tiene un átomo y que por lo tanto es el elemento número 1; La misma tabla nos muestra que los elementos con número atómico a partir de 84 son radioactivos, o sea que hay tantos protones en el núcleo, en compañía de neutrones (pa’ que vean qué compañías, estos no son ni positivos ni negativos, pero sí bien pesaditos) que entonces, ah, ya aparecen en el horizonte unos 40 elementos con los que se puede bailar, alocarse y desenfrenarse.

Tratar de conseguir que E=mc2 funcione con un ladrillo o con un pedazo de hierro, elementos que aunque están formados por átomos, éstos no alcanzan a friccionarse unos con otros. Son elementos muy circunspectos, calmados y tranquilos. Muy estables, pues. Es como si te invitaran a una fiesta y cuándo llegas, la única persona que se encuentra en el salón y con la que tienes que bailar, es ¡tu hermana! Pues, no. Bien dicen que no hay nada más aburrido que bailar con una hermana ó con tu tía La gorda.

Por el contrario, si la fiesta a la que te invitan es en la mansión Playboy, ubicada en la calle Uranio y llena de 92 de las niñas desvalidas que por ahí pululan, pero que a la vez son modernas ninfas de los bosques del cemento y la corporeidad misma de la histeria, ya te imaginarás el reventón que te encargarías de armar.

El uranio puede desprender energía de acuerdo con la ecuación E=mc2 porque el número de sus átomos (protones y neutrones) es tan grande y está tan sobrecargado que apenas puede mantenerse estable. El hierro es diferente. El núcleo de sus átomos es uno de los más perfectos que quepa imaginar. “Una esfera de hierro —aunque se trate de hierro fundido, gaseoso o ionizado— no desprendería calor durante miles de millones de años”. (Bodanis 2003)

¿Y si empezamos por no dar nada por sabido y desmenuzamos a E=mc2?

Empecemos por los signos. ¿Ya notó usted que cuando lee, y se encuentra con un signo de punto final, parpadea? Haga la prueba con alguien y observe. Los signos se han ido inventando para ahorrar palabras también; Las fórmulas en las ecuaciones matemáticas dan evidencia de ello. Los símbolos ahorran palabras. ¿Se imagina el tamaño de una fórmula si la escribiéramos sin éste apoyo tipográfico?

Como establece la ecuación, “E” se puede convertir en “m”, y “m” se puede convertir en “E”. Eso es lo que explica la “c” de la ecuación. En esos ejemplos cuando uno se acerca a la velocidad de la luz ahí es donde se hace especialmente claro el vínculo entre masa y energía. El número “c” es simplemente un factor de conversión[4] que nos dice cómo opera ese vínculo.

La cantidad de masa que se gana se ve siempre equilibrada por la cantidad de energía que se pierde.

Lavoisier y Faraday habían visto sólo parte de la verdad, la energía no se mantiene invariable, ni tampoco la masa, pero la suma de una y otra sí permanece constante.

Empecemos platicando de la energía.[5] El término energía es sorprendentemente reciente. Vayamos a un viaje en el tiempo con Faraday y Maxwell.[6]

Michael Faraday, sin ninguna educación formal —sólo la primaria— se consigue un trabajito de aprendiz de encuadernador en una imprenta. El jovencito tenia la costumbre de leer en poco tiempo todos los libros que llegaban y salían de la imprenta, por lo que llegó a acumular una montaña de conocimientos, algunos útiles, otros no. Faraday no tenía dinero para ir a la escuela ni a Oxford ni a Cambridge. Es más, ni siquiera para ir a la secundaria. Un día, cuando tenía 20 años asistió a una conferencia sobre electricidad que impartía en la Royal Institution, sir Humphry Davy.

Faraday quedó impresionado, y como tenía la costumbre de apuntar todo lo que le parecía interesante y además, lo aderezaba con curiosos dibujitos, regresó a la imprenta a trabajar como loco. Juntó todo lo relacionado con el tema, lo escribió con sus palabras, le anexó sus dibujos y lo encuadernó tan bien como él sabía. ¿Qué creen? Le salió un librote a todo mecate, mismo que con arrojo inusitado y hasta me parece, ingenuo desparpajo, le envió por correo a Sir Davy quién se quedó perplejo al recibirlo. Le gustó tanto que le manda decir que desea conocerlo y cuándo lo hace, queda tan impresionado con el joven Faraday que lo contrata como ayudante de laboratorio. Nada mal para un chico sin secundaria. —¿A poco no se acordaron de Emerson Barnard y de Clyde Tombaugh? Bueno, pero esas son oootras historias.—

Hasta entonces, todos creían que el magnetismo y la electricidad eran fenómenos independientes. La electricidad era la chispa que brotaba de las pilas de Volta, mientras que el magnetismo era la fuerza invisible que orientaba las brújulas ó aquella que atraía los pedacitos de hierro hacia un imán.

Nadie había pensado hasta entonces que eran la misma cosa. Nadie era capaz tampoco de explicarlo. Curiosamente, el que Faraday haya sido un verdadero perplejo sin educación formal fue paradójicamente una ventaja. La ciencia suele rebasar a los aficionados que nos introducimos en ella. Las puertas permanecen cerradas y no hay ninguna clave mágica, algo así como un ábrete sésamo para introducirnos. Es decir, a los aficionados nos alcanza el principio de Peter. Llegamos a nuestro nivel de incompetencia. .—No siempre, ya que ahí están para contradecir, el músico William Herschel, el mismo Emerson Barnard, Clyde Tombaugh, Edwin Hubble, y todos aquellos de los que ustedes se acuerden— Pero en aquellos tiempos, la cosa resultaba más sencilla para alguien como Faraday. A los físicos de entonces de alguna manera se les había enseñado a pensar en línea recta.

Curiosamente, Faraday pertenecía a una asociación religiosa llamada los sandemanianos que creían en un modelo geométrico de la naturaleza: la circunferencia. Es decir: Yo te ayudaré y tu ayudarás a tu prójimo y así sucesivamente hasta que se haya completado un círculo. Faraday era predicador de su iglesia y estaba muy comprometido en obras de caridad y de ayuda mutua basadas en esos principios. Faraday Empezó veinte años antes del nacimiento de Alexander Graham Bell, el inventor del teléfono y casi cincuenta años antes del nacimiento de Einstein a estudiar la electricidad y su relacion con el magnetismo.

Faraday dispuso verticalmente un imán. Inspirado por su formación religiosa imagino un vórtice de líneas circulares invisibles rotando a su alrededor. Si tenía razón, un cable colgado libremente se vería atrapado en esos círculos místicos como un barquito en un remolino. Conectó el generador e inmediatamente tuvo ante sí el descubrimiento del siglo.

Lo que había inventado Faraday era nada más y nada menos que la base del motor eléctrico. Claro que su jefe Sir Humphry Davy lo acusó de pirata. Faraday llegó tan lejos gracias a sus experimentos que lo catapultaron hasta la misma Royal Institution, quién lo aceptó como miembro.

Debido a que Faraday no era matemático, buscó a alguien que sí lo fuera y entonces logra un encuentro con James Clerk Maxwell, un matemático tan formidable que pudo ver más allá de los bosquejos de Faraday.

Maxwell era un Superman de la neurona. Una vez, en la Real Society, el 6 de abril de 1846 el gran matemático Jacobo Forbes tendría la disertación científica sobre la producción de óvalos y la refracción de la luz. Realmente el trabajo no le pertenecía, pero la Sociedad Real no consideró prudente que el autor original subiese al estrado. La razón: No se vería bien que un “niño” tomara la tribuna. En efecto, el trabajo era de Maxwell, pero el joven genio sólo contaba con catorce años de edad. —Es una pena que no se de a conocer a fondo en las escuelas la obra de este hombre, que murió muy joven a los cuarenta y ocho años, y que está considerado como uno de los más grandes genios teóricos de la física en el siglo XIX.—

Maxwell tuvo la paciencia necesaria para condescender con Faraday, quien tenía tan poca memoria que apenas podía recordar las tareas que debía realizar durante una semana que por lo mismo hacía unas kilométricas anotaciones en su agenda. ¿Se imaginan a un matemático como Maxwell escuchando las explicaciones de un ministro de iglesia acerca de la electricidad y el magnetismo? Es por eso que nadie le hacía caso a Faraday.

En sus últimos años de vida Faraday no pudo pudo seguir de cerca los últimos avances científicos. Pero el concepto de energía había cobrado vida propia. Todas las fuerzas aparentemente distintas existentes en la naturaleza parecían vincularse lenta y majestuosamente en aquella obra maestra de la era victoriana: el enorme dominio unificador de la energía. (Bodanis 2003)

Lo demás es historia.

Desde esta columna que no es que le falte energía, sino que está un poco congelada, les saluda

Bibliografía:

1. Bodanis David, E=mc2, Planeta, 2003
2. Clark W. Ronald, Albert Einstein, New York, 1971
3. Rees Martin, Seis números nada más: Las fuerzas profundas que ordenan al Universo, Debate, 1994
4. De la Peña Luis, Albert Einstein: Navegante Solitario, FCE, 1995
5. Greene Jay, 100 grandes científicos, Diana, 1994
6. Atkins Peter, El dedo de Galileo: Las diez grandes ideas de la ciencia, Espasa, 2003
7. Hawking Stephen, Agujeros Negros y otros pequeños Universos, 1994
8. Asimov Isaac, Nueva Guía de la Ciencia, Plaza & Janés, 1996
9. NOM-008-SCFI-2002, Sistema General de Unidades de Medida.

[1] La demostración de la ecuación de la masa y energía de Einstein en la destrucción de Hiroshima y Nagasaki ha dado, naturalmente, a este subproducto de su Teoría Especial un predominio sobre todos los otros. Pero debería recalcarse que la fisión nuclear, cuya utilización hizo posible las armas nucleares, fue “descubierta” por otro hombre que se movía por senderos de investigación muy distintos. más que basarse en ella, la fisión demostró,-—dramáticamente en el caso de las bombas atómicas— la ecuación de Einstein de la masa y energía. Clark W. Ronald, Albert Einstein, New York, 1971

[2] Puesto que la luz se traslada a treinta mil millones de centímetros por segundo, el valor de c2 es 900 mil millones de millones. Eso significa que la conversión de 1 gramo de masa en energía producirá 900 mil millones de ergios (90 000 Joules). El ergio (ergio=1E-7 Joules) es una pequeña unidad de energía inexpresable en términos corrientes , pero podemos imaginar su significado si sabemos que la energía contenida en 1 gramo de masa basta para mantener encendida un foco eléctrico de 1000 W durante 2850 años. Expresándolo de otra forma, la conversión completa de 1 gramo de masa en ergio (Joules) dará un rendimiento equivalente al de 2000 toneladas de gasolina. Como el valor de c es muy elevado, una pequeña masa equivale a una gran cantidad de energía. Asimov Isaac, Nueva Guía de la Ciencia, Plaza & Janés, 1994.

[3] La relatividad general predice un curioso efecto —descubierto por J. Lense y Hans Thirring en 1918— por el cual un cuerpo masivo en rotación no sólo atrae gravitacionalmente a otros cuerpos masivos en su vecindad sino que también los arrastra en el sentido de su rotación (Figura 39). Así como un objeto al girar en el agua, forma un remolino que arrastra consigo a las partículas del ruedo, análogamente, el efecto de Lense-Thirring hace que el espacio-tiempo alrededor de un cuerpo rotante arrastre la materia a su alrededor.

[4] La c2 es crucial para decirnos como opera el vínculo entre la masa y la energía. Si se creara de forma diferente el Universo —si c2 fuera un número más pequeño—, enonces una pequeña cantidad de masa sólo se transformaría en una cantidad igualmente despreciable de energía. Pero en nuestro universo real, y visto desde el pequeño y pesado planeta girante sobre el que vivimos, c2 es un número enorme; en km/seg, 300 000, y en km/h 1 080 000 000, de forma que c2 es, en esas unidades, 1 166 400 0000 0000 0000 0000. Pensemos en el signo igual de la ecuación como un túnel o un puente. Una porción minúscula de materia resulta muy aumentada cuando entra por el lado de la masa y sale por el de la energía.

[5] La energía es la capacidad de realizar un trabajo.

[6] A principios del siglo XIX, Michael Faraday descubrió que la electricidad y el magnetismo estaban íntimamente relacionados. Un imán en movimiento generaba corrientes eléctricas, e inversamente una carga eléctrica en movimiento creaba un campo magnético. Éste es el principio que se aplica en los motores eléctricos y en los dínamos. En 1864 James Clerk Maxwell sistematizó los hallazgos de Faraday en un conocido conjunto de ecuaciones que expresan cómo un campo eléctrico variable genera un campo magnético y visceversa. Rees Martin, Seis números nada más: Las fuerzas profundas que ordenan al Universo, Debate, 1994

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Para aprovechar al máximo la oportunidad de ver este fenómeno, por favor toma en cuenta lo siguiente:

Los tiempos están señalados de acuerdo a la Hora del Centro (o Local, válida para Monterrey, Guadalajara y Ciudad de México) Consideran una diferencia es de 6 horas con respecto al meridiano de Greenwich y una diferencia de 5 horas cuando es Horario de Verano. En otras palabras, del Tiempo Universal u Hora Universal se restan 6 horas en invierno y 5 horas en Verano. En México, el Horario de Verano inicia el primer domingo de abril, a las 02:00 horas y concluye el último domingo de octubre, a la misma hora. En el 2011 el Horario de Verano empieza el domingo 3 de abril y concluye el domingo 30 de octubre

IMPORTANTE: ¿Vives en otras regiones del país o del mundo?
Para verificar a qué horas sucede el evento en tu propio horario, consulta el siguiente enlace http://www.paraviajes.com/Frames/fr_horario_main.htm

Pon especial atención a la fecha de observación, pues las lluvias de meteoros ocurren típicamente en la madrugada (de 00:00 a 07:00 horas) ¡No te las vayas a perder!, pues si te esperas hasta el anochecer de la fecha señalada, el evento ya habrá pasado.

Recomendaciones generales:
+ El mejor lugar para observar el cielo es un lugar alto, seco, libre de obstáculos en el horizonte y alejado de las luces de la ciudad.
+ Una lluvia de meteoros es más prometedora en la madrugada y cuando la Luna no interfiere en su observación.
+ El fenómeno se observa a simple vista y a cielo abierto. Los rastros iluminados que dejan algunos bólidos se ven mejor con binoculares o prismáticos.

A continuación, las lluvias de meteoros más destacadas de 2011.

CUADRÁNTIDAS
Enero 3 de 2011, lunes. A partir del anochecer. Se observan del 3 al 4 de enero.
Se recomienda observar desde el anochecer del 3 de enero hasta la madrugada del martes 4 de enero a las 6:00 de la mañana.
¿Cuántos meteoros verás? No se sabe, pero pueden ser más de 40 meteoros por hora, en la hora de máxima actividad. Los más afortunados llegan a ver hasta 120 meteoros por hora (o más) en el pico de actividad máxima.
Velocidad de ingreso: 41 kilómetros por segundo.
Aspecto: brillantes, azules y veloces. Algunos se presentan singularmente largos y dejan rastros iluminados.
Cometa o asteroide relacionado: 2003 EH1
Posición de la Luna: Muy favorable. La Luna, en fase de nueva estará fuera de nuestra vista.
Comentarios: Las cuadrántidas se distinguen por tener un pico muy pronunciado, es decir, la racha de mayor abundancia de meteoros acontece en un período muy corto, así que hay que estar atentos para atrapar ese momento. El pronóstico es más favorable para las 19:00 horas. Aunque el pico haya pasado para la medianoche, el radiante estará mejor situado en el cielo, durante la madrugada del 4 de enero.

LÍRIDAS
Abril 22-23 de 2011, viernes. A partir del anochecer. Se observan del 16 al 25 de abril.
Se recomienda observar desde el anochecer del viernes 22 de abril hasta la madrugada del sábado 23 de abril de abril a las 6:00 de la mañana.
¿Cuántos meteoros verás? No se sabe, pero pueden ser más de 20 meteoros por hora, en la hora de máxima actividad. Los más afortunados llegan a ver hasta 90 meteoros por hora (o más) en el pico de actividad máxima.
Velocidad de ingreso: 49 kilómetros por segundo.
Aspecto: Breves y brillantes. Frecuentemente dejan rastros iluminados de varios segundos de duración.
Cometa o asteroide relacionado: C/Thatcher (1861 I)
Posición de la Luna: Desfavorable. Sólo las primeras horas tras el anochecer serán sin Luna. Luego la Luna estará presente toda la madrugada. Se recomienda estar atentos al paso de los meteoros dando la espalda a la Luna.
Comentarios: Es una lluvia irregular, de pronóstico reservado. Si bien se llama Líridas a esta lluvia, el radiante está en la frontera de Lyra con Hercules. Los pronósticos son más favorables para el continente americano, en las primeras horas de la noche del viernes 22 de abril.

ETA ACUÁRIDAS
Mayo 05 – 06 de 2011 jueves. A partir del anochecer. Se observan del 19 de abril al 28 de mayo.
Se recomienda observar la madrugada del viernes 6 de mayo de 2:00 a 6:00 de la mañana.
¿Cuántos meteoros verás? No se sabe, pero pueden ser más de 10 meteoros por hora, en la hora de máxima actividad. Los más afortunados llegan a ver hasta 85 meteoros por hora (o más) en el pico de actividad máxima.
Velocidad de ingreso: 66 kilómetros por segundo.
Aspecto: Rápidos y brillantes. Algunos dejan rastros persistentes.
Cometa o asteroide relacionado: el famoso cometa 1P/ Halley
Posición de la Luna: Muy favorable. La Luna no interfiere; y si se observa telescópicamente el lado oscuro de la Luna en las primeras horas de la noche, existe la posibilidad de ver el impacto de algún meteoroide sobre la superficie lunar.
Comentarios: Si no tuviste oportunidad de ver el cometa Halley en 1986, esta es una excelente ocasión para ver cómo sus fragmentos se incineran en la atmósfera. El radiante se localiza muy cerca de un asterismo que llaman afectuosamente “el cántaro” (de Aquarius). Honestamente, a mí me parece más bien el logo de “Mercedes-Benz”.

DELTA ACUÁRIDAS DEL SUR
Julio 28 – 29 de 2011, jueves. A partir del anochecer. Se observan del 12 de julio a 19 de agosto
Se recomienda observar la madrugada del viernes 29 de julio de 2:00 a 6:00 de la mañana.
¿Cuántos meteoros verás? No se sabe, pero pueden ser más de 10 meteoros por hora, en la hora de máxima actividad. Los más afortunados llegan a ver hasta 20 meteoros por hora (o más) en el pico de actividad máxima.
Velocidad de ingreso: 41 kilómetros por segundo.
Aspecto: Generalmente amarillentos. La mayoría son tan débiles, que –a diferencia de otras lluvias- se pueden ver más meteoros en binoculares o telescopios de campo amplio.
Cometa o asteroide relacionado: cometas desintegrados de la familia Marsden y Kracht. Cometa 96P/Machholz.
Posición de la Luna: Muy favorable. La Luna –casi nueva- no interfiere en absoluto.
Comentarios: Los observadores en el hemisferio sur se ven más favorecidos, pues el radiante aparece para ustedes alto en el cielo.

ALFA CAPRICÓRNIDAS
Julio 29 – 30 de 2011, viernes. A partir del anochecer. Se observan de julio 15 a septiembre 11.
Se recomienda observar: la madrugada del sábado 30 de julio de 2:00 a 6:00 de la mañana.
¿Cuántos meteoros verás? No se sabe, pero pueden ser más de 5 meteoros por hora, en la hora de máxima actividad. Los más afortunados llegan a ver hasta 15 meteoros por hora en el pico de actividad máxima.
Velocidad de ingreso: 24 kilómetros por segundo.
Aspecto: Son amarillentas y muy escasas, pero extraordinariamente brillantes Se desplazan lentamente.
Cometa o asteroide relacionado: Cometa 45P/ Honda-Mrkos-Pajdusakova.
Posición de la Luna: Muy favorable. La Luna nueva no interfiere en absoluto.
Comentarios: Es una de las lluvias que requiere más paciencia, sin embargo, la espera se ve recompensada con impresionantes bólidos.

PERSÉIDAS
Agosto 12-13 de 2011, viernes. A partir del anochecer. Se observan de julio 14 a agosto 25
Se recomienda observar desde el anochecer del viernes 12 de agosto hasta la madrugada del sábado 13 de agosto a las 6:00 de la mañana.
¿Cuántos meteoros verás?: no se sabe, pero pueden ser más de 60 meteoros por hora, en la hora de máxima actividad. Los más afortunados llegan a ver hasta 150 meteoros por hora en el pico de actividad máxima.
Velocidad de ingreso: 59 kilómetros por segundo.
Aspecto: en las primeras horas de la noche se ven meteoros rasantes escasos: lentos, largos y rojizos. Ya en la madrugada se ven hermosos bólidos azules y verdosos, algunos explosivos, dejando rastros iluminados.
Cometa o asteroide relacionado: cometa 109P/Swift-Tuttle
Posición de la Luna: Muy desfavorable. La Luna –casi llena- disminuye sustancialmente la cantidad de meteoros visibles. Se recomienda ver la lluvia de espaldas a la Luna.
Comentarios: Es una de las lluvias más confiables: es muy constante. Desafortunadamente, en 2011 la Luna Llena sólo permitirá ver los meteoros más brillantes. Observando con lentes polarizados a 90° de la Luna, podría incrementar ligeramente la cantidad de meteoros observados.

ALFA AURÍGIDAS
Agosto 31 a septiembre 01 de 2011, miércoles. A partir del anochecer. Se observan del 25 de agosto al 7 de septiembre
Se recomienda observar desde el anochecer del miércoles 31 de agosto hasta la madrugada del jueves 1 de septiembre a las 7:00 de la mañana.
¿Cuántos meteoros verás?: no se sabe, pero pueden ser más de 7 meteoros por hora, en la hora de máxima actividad. Rara vez, los más afortunados llegan a ver más de 60 meteoros por hora en el pico de actividad máxima.
Velocidad de ingreso: 66 kilómetros por segundo.
Aspecto: Son típicamente muy escasos, pero destacan por ser veloces, de un hermoso color azul verde; y frecuentemente dejan un rastro iluminado tras de sí.
Cometa o asteroide relacionado: cometa C/1911 N1 (Cometa Kiess), cuyo período es de 2100 años.
Posición de la Luna: Muy favorable. La Luna –apenas a tres días de nacida- no interfiere; y si se observa telescópicamente el lado oscuro de la Luna en las primeras horas de la noche, existe la posibilidad de ver el impacto de algún meteoroide sobre la superficie lunar.
Comentarios: Es una lluvia de meteoros que favorece más a los habitantes del hemisferio norte, con su radiante cerca de Capella.

DRACÓNIDAS
Octubre 08-09 de 2011, sábado. A partir del anochecer. Se observan del 6 al 10 de octubre
Se recomienda observar: La noche del sábado 8 de octubre desde las 21:00 horas hasta las 06:00 de la mañana del domingo 09 de octubre. Atención: existe la posibilidad de una pequeña tormenta alrededor de la medianoche, por lo que conviene estar atentos desde las 23:00 horas del sábado 8 de octubre, hasta las 03:00 horas del domingo 9 de octubre.
¿Cuántos meteoros verás?: Nunca se sabe pues es una lluvia muy variable, casi siempre sin actividad, pero cuando el dragón “despierta” se pueden presentar verdaderas tormentas. El pronóstico de esta actividad es favorable para 2011 y 2012. Los más afortunados han llegado a ver –excepcionalmente- de 200 a 6,000 meteoros por hora en el pico de actividad máxima.
Velocidad de ingreso: 20 kilómetros por segundo.
Aspecto: Son lentos y típicamente muy escasos.
Cometa o asteroide relacionado: cometa 21P/ Giacobini-Zinner
Posición de la Luna: Desfavorable. La Luna permanece casi toda la noche sobre el horizonte. Se recomienda buscar meteoros dando la espalda a la Luna.
Comentarios: Es la misma lluvia que algunos libros viejos refieren como “Giacobínidas”. En 2011 los más optimistas esperan contar cuando menos 100 meteoros por hora, pues estaremos cruzando un filamento muy poblado de partículas desprendidas por el cometa en 1900. Los más favorecidos serán los europeos, y la Luna interferirá severamente, pero aún con estas condiciones vale la pena hacer un esfuerzo para ver si nos toca contemplar el despertar del dragón.

ORIÓNIDAS
Octubre 20-21 de 2011, jueves. A partir del anochecer. Se observan de octubre 2 a noviembre 7
Se recomienda observar la madrugada del viernes 22 de octubre de 2:00 a 6:00 de la mañana.
¿Cuántos meteoros verás? No se sabe, pero pueden ser más de 20 meteoros por hora, en la hora de máxima actividad. Los más afortunados llegan a ver hasta 40 meteoros por hora en el pico de actividad máxima.
Velocidad de ingreso: 66 kilómetros por segundo.
Aspecto: Meteoros veloces, amarillos y verdosos. Algunos bólidos.
Cometa o asteroide relacionado: cometa 1P/ Halley
Posición de la Luna: Poco favorable. La Luna se asoma a la medianoche y es visible toda la madrugada, disminuyendo la cantidad de meteoros visibles. Se recomienda ver la lluvia de espaldas a la Luna.
Comentarios: Este año se espera una lluvia modesta: algunos la estiman con menos de 15 meteoros por hora. El radiante se localiza sobre Betelgeuse, el hombro de Orion.

LEÓNIDAS
Noviembre 17-18 de 2011, jueves A partir del anochecer. Se observan del 10 al 21 de noviembre.
Se recomienda observar desde el jueves 17 de noviembre a las 21:00 horas hasta las 6:30 horas del viernes 18 de noviembre.
¿Cuántos meteoros verás? No se sabe, pero pueden ser más de 20 meteoros por hora, en la hora de máxima actividad. Los más afortunados llegan a ver más de 60 meteoros por hora en el pico de actividad máxima y cada 33 años, cuando el cometa retorna, se esperan tormentas de más de 1,000 meteoros por hora.
Velocidad de ingreso: 71 kilómetros por segundo.
Aspecto: Muy veloces. Su color verde, de terminación rojiza. Algunos bólidos muy destacados.
Cometa o asteroide relacionado: cometa 55P/ Tempel-Tuttle
Posición de la Luna: Desfavorable. La Luna se asoma antes de la medianoche y disminuye la cantidad de meteoros visibles. Se recomienda ver la lluvia antes de la salida de la Luna y una vez que se asome, buscar meteoros de espaldas a la Luna.
Comentarios: Si bien en 2001 se produjo una “tormenta” de meteoros, con el cometa progenitor relativamente cerca del Sol, ahora que el cometa está lejos, nos espera una lluvia modesta, cuyo radiante está en la melena del León.

GEMÍNIDAS
Diciembre 13-14 de 2011, martes. A partir del anochecer. Se observan del 6 al 9 de diciembre.
Se recomienda observar la madrugada del miércoles 14 de diciembre de 00:00 horas a 6:00 de la mañana.
¿Cuántos meteoros verás?: No se sabe, pero pueden ser más de 60 meteoros por hora, en la hora de máxima actividad. Los más afortunados llegan a ver hasta 120 meteoros por hora en el pico de actividad máxima.
Velocidad de ingreso: 35 kilómetros por segundo.
Aspecto: Meteoros lentos multicolores: la mayoría son blancos, pero aparecen amarillos, azules, rojos y verdes.
Cometa o asteroide relacionado: asteroide 3200 Phaeton
Posición de la Luna: Muy desfavorable. La Luna acaba de ser llena y nos acompaña toda la noche, con su fuerte resplandor. Se recomienda ver la lluvia de espaldas a la Luna.
Comentarios: Alrededor de la madrugada, se pueden ver Gemínidas en pares o tríos, muy bellas. Desafortunadamente, en 2011 la Luna sólo permitirá ver los meteoros más brillantes. Observando con lentes polarizados a 90° de la Luna, podría incrementar ligeramente la cantidad de meteoros observados.

ÚRSIDAS
Diciembre 22-23 de 2011, jueves. A partir del anochecer. Se observan del 18 al 25 de diciembre.
Se recomienda observar la madrugada del viernes 23 de diciembre de 00:00 horas a 6:00 de la mañana.
¿Cuántos meteoros verás?: No se sabe, pero pueden ser más de 10 meteoros por hora, en la hora de máxima actividad. Los más afortunados llegan a ver hasta 100 meteoros por hora en el pico de actividad máxima.
Velocidad de ingreso: 33 kilómetros por segundo.
Aspecto: Meteoros débiles. Algunos dejan rastro.
Cometa o asteroide relacionado: cometa 8P/ Tuttle
Posición de la Luna: Muy favorable. La Luna está a dos días de ser nueva, por lo que no estorba para ver los meteoros.
Comentarios: esta lluvia de meteoros no es favorable para los observadores situados en el extremos sur del planeta.

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A-B-C DE LAS LLUVIAS DE ESTRELLAS
Por Pablo Lonnie Pacheco Railey
Sociedad Astronómica del Planetario Alfa
ASTRONOMOS.ORG

¿Qué es una estrella fugaz?
Otros prefieren el nombre “meteoro”. El meteoro es el fenómeno luminoso que se observa cuando una partícula interplanetaria atraviesa nuestra atmósfera. El objeto que se consume durante el meteoro se llama “meteoroide” y si llegara a sobrevivir algún fragmento hasta su impacto en el suelo (o en el mar, como suele pasar) se llama “meteorito”.

¿Dónde se originan los meteoroides?
Las partículas provienen de los cometas y de los asteroides. El impacto sobre un asteroide o el paso de un cometa cerca del Sol, libera muchas partículas, y éstas continúan desplazándose en la órbita de su progenitor. Si en algún punto de su trayectoria el cometa, o el asteroide, cruzan a la órbita de la Tierra, seguramente sus partículas se precipitarán a nuestra atmósfera produciendo una lluvia de estrellas. La ráfaga de partículas que sigue la misma trayectoria del cometa se llama “torrente de meteoroides”.

¿Qué es un cometa?
Los cometas son pequeños cuerpos de hielo y polvo que orbitan al Sol igual que los planetas, sólo que sus órbitas están muy extendidas y usualmente se encuentran mucho más allá de Plutón. Reciben muy poca luz de Sol, de modo que están congelados (básicamente hielo de agua y de dióxido de carbono).  Cada vez que un cometa se acerca al Sol sufre una devastadora erosión a causa de la radiación solar. El material desprendido es entonces disperso a lo largo de la órbita del cometa y poco a poco la trayectoria se va “ensuciando” con este material. El polvo cometario no está suspendido, y también orbita al Sol moviéndose constantemente.

¿Por qué se llama Acuáridas, Leónidas o Gemínidas a una lluvia de meteoros?
Se llaman así porque si trazamos líneas imaginarias hacia el origen de los meteoros, veríamos que coinciden más o menos en un mismo punto o región llamado “radiante”. Si el radiante se encontrara en la constelación de Orion, la lluvia de meteoros se llamará Oriónidas, en Leo, Leónidas, etc. Rara vez se pueden ver meteoros en el radiante mismo: son muy cortitos pues los estamos viendo de frente.
* La excepción son las Cuadrántidas, que radian de Boötes, pero se llaman así porque antiguamente había una constelación en esa región llamada Quadrans Muralis.

¿Por qué se encienden los meteoroides?
Los meteoroides viajan a gran velocidad, y el aire frente a ellos se aplasta y comprime muchísimo, alcanzando altas temperaturas, incinerando al meteoroide y trazando una estela luminosa de muy corta duración.

¿Es posible ver meteoros explosivos?
Sí, se les llama bólidos. Bólido es el nombre que recibe un meteoro muy brillante y persistente. A veces los bólidos se parten y frecuentemente dejan una estela luminosa. En muy raras ocasiones el objeto es tan grande que alcanza a llegar a la superficie, un verdadero meteorito.

¿Qué esperan ver los astrónomos en una noche de lluvia de estrellas?
En las condiciones más favorables de cielo despejado, lejos de la ciudad y dependiendo de la lluvia de meteoros particular, se puede llegar a observar 10, 20 o más meteoros por hora en el lapso de mayor actividad. En algunos casos esta cifra supera al centenar de meteoros (como las Gemínidas).

¿Existe el riesgo de ser impactado por un meteorito durante una lluvia de estrellas?
Difícilmente. No existe ni un solo caso en la historia. La inmensa mayoría de los meteoros son producidos por granos de arena muy finos. Son muy pequeños. Es más probable que nos caiga un rayo que ser impactados por un meteorito. Los aviones que vuelan a gran altura también están a salvo, pues virtualmente todos los meteoros se consumen a una altura de 80 Km. sobre la superficie de la Tierra, muy por encima de la altura de vuelo. Por otro lado, los satélites artificiales sí están son expuestos a un bombardeo cientos de microimpactos, normalmente inofensivos.

¿Cuántas lluvias de meteoros hay al año?
Se conocen alrededor de un centenar de lluvias de meteoros, pero la mayoría son muy modestas y algunas acontecen a la luz del día. En general, se puede hablar de alrededor de una docena de lluvias de estrellas al año sobre las cuales vale la pena estar atento.

¿Cuánto dura la lluvia de meteoros?
La lluvia de meteoros dura varios días o semanas. La actividad se incrementa poco a poco y súbitamente se intensifica en un período de pocas horas, llamado “pico” para luego decaer rápidamente y extinguirse en el transcurso de los siguientes días. Durante el pico, la Tierra está atravesando el torrente de meteoroides en su porción más densa.

¿Cuándo se verá la lluvia de estrellas?
Existen discrepancias respecto a la hora y el lugar más favorecido para recibir la porción más densa del torrente de meteoroides, sin embargo, la mayoría coincide en señalar que las mejores condiciones de observación se presentan en la madrugada, entre las 2 y 6 de la mañana.

¿Cada cuándo aparecen las lluvias de estrellas?
Aunque un cometa haya pasado hace años, las partículas que ha desprendido por siglos continúan desplazándose a lo largo de su órbita, y como la Tierra atraviesa la órbita del cometa una vez al año, la lluvia de estrellas es un fenómeno periódico, de frecuencia anual, en las mismas fechas.

¿A qué hora es posible verlas mejor?
Ocasionalmente, temprano en la noche (de 9:00 a 10:00 PM), se podrán ver meteoros muy largos, escasos y tal vez, rojizos. Éstos están rozando la atmósfera. Les llaman meteoros rasantes. Pero lo mejor suele venir en la madrugada, 3 o 4 horas antes de amanecer.

¿Cuál es el mejor lugar para observar una lluvia de estrellas?
Es recomendable salir al campo hacia un lugar muy oscuro, donde no sean visibles luces artificiales. No se debe encender fogata ni encender luces o linternas de luz blanca. Las linternas oscurecidas y filtradas en rojo favorecen a la adaptación de la oscuridad. Si hay Luna en el cielo, su resplandor supera el brillo de los meteoros más débiles.

¿Hacia qué lado del cielo se ve la lluvia de estrellas?
Se ven en cualquier parte del cielo. Lo más recomendable es dirigir la mirada hacia arriba y que lo único que haya en nuestro campo de visión sean estrellas. Ver hacia el horizonte o debajo del horizonte es un desperdicio de observación. Es muy recomendable llevar un catre, bolsa de dormir o silla plegadiza con respaldo inclinado, como las sillas de playa.

¿Qué equipo se necesita para ver las lluvias de estrellas?
La lluvia de meteoros es visible a simple vista, pero se recomienda llevar binoculares para observar los rastros iluminados humeantes, que son muy bellos.

¿Cómo fotografiar la lluvia de meteoros?
Se requiere poner una cámara Reflex de lente intercambiable sobre un tripié y un lente de 28, 45 o 50 mm. Utilizar un disparador de cable y película rápida (sensible) es decir, ISO 400, 800 ó 1600. Abra completamente la apertura del lente f/1.2, f/1.8 ó f/2.8, según lo permita el lente (El valor más pequeño es el más recomendable) Escoja un sitio muy oscuro, que no se exponga al paso de vehículos y realice tomas de 1, 2 y hasta 5 minutos de exposición. Si no cuenta con mucha película, haga tomas hacia el norte con duración de 30 a 45 minutos. Saldrán bellos trazos semicirculares y si tiene suerte, el paso de un meteoro. En este caso, incluya el horizonte (siempre que no tenga vehículos circulando) Las estrellas normales dibujarán trazos en forma de arco, los meteoros serán rectilíneos. Es importante solicitar en el laboratorio fotográfico QUE NO CORTEN EL NEGATIVO, y que impriman todas las fotos, sin importar que salgan oscuras.

En cámaras digitales, tome sin ZOOM, sobre tripié, en ISO 400 a 800 y si puede, programe fotografías de 30 segundos, cada minuto. Saldrán muchísimas fotos y será tardado revisarlas todas, pero tendrá más oportunidades de captar un meteoro. Lleve pilas extra y memoria suficiente. Si la cámara tiene función BULBO, puedes hacer tomas hacia la estrella polar de más de 30 minutos.

¿Por qué no debemos perdernos este espectáculo?
La lluvia de meteoros es un fenómeno maravilloso. La sorpresa, admiración y gusto que despierta la observación de este fugaz espectáculo es único. Además, es de los pocos fenómenos celestes que se pueden contemplar en toda su belleza a simple vista, sin tener que hacer un viaje lejano ni recurrir a equipo costoso. ¡Pide un deseo! (Yo generalmente pido ver otro sin tener que esperar mucho)

IMPACTOS EN LA LUNA

Cuando hay lluvia de meteoros y la Luna está creciente (2 a 7 días después de nueva), las personas con telescopio tienen un reto adicional: ver el impacto de meteoros en la Luna. Cuando la lluvia de estrellas acontece en días previos a la Luna en fase de Cuarto Creciente, la Luna estará visible poco tiempo en el poniente después del atardecer.

El impacto de meteoroides sobre la superficie en el lado no iluminado de la Luna produce pequeños destellos luminosos esporádicos. Se debe usar un ocular de potencia baja y sacar del campo la porción iluminada de la Luna. Si esto no es posible, utilice un ocular de mayor aumento y concéntrese en una región oscura de la Luna.
Las probabilidades de ver un impacto son pocas, pero yo ya vi un trocito del cometa Halley chocar contra la Luna, durante las Eta Acuáridas de 1995. El destello fue breve, tan brillante como Polaris, y me tomó completamente por sorpresa. Les garantizo que si ven un impacto así, sufrirán un sobresalto de emoción, así que: ¡paciencia y suerte!
-Pablo Lonnie Pacheco Railey

FUENTES CONSULTADAS
http://www.namnmeteors.org/guide.html
http://www.britastro.org/meteor/
http://meteorshowersonline.com/index.html
http://www.imo.net/ 
http://www.astronomia.org/2011/calfugaces.html
http://www.theskyscrapers.org/meteors/index.php/year/2011
http://astroprofspage.com/archives/1151
http://www.amro-net.jp/meteor-info/10_draconids.htm
http://www.skyandtelescope.com/observing/objects/meteors/112475399.html

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El autor es presidente (2010) y miembro honorario de la Sociedad Astronómica del Planetario Alfa, así como director de ASTRONOMOS.ORG www.astronomos.org Puedes reproducir este artículo libremente de manera total o parcial, siempre que se de crédito al autor y se indiquen sus correos electrónicos: pablo@astronomos.org, pablolonnie@yahoo.com.mx . Si detectas un error, favor de enviar correcciones y sugerencias a estos mismos.

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Cuando echamos a volar la imaginación y pensamos en un viaje a las estrellas, nos imaginamos fácilmente una larga travesía cruzando el espacio interestelar hasta la estrella más cercana a nosotros. Podemos suponer una visita al sistema Alfa Centauri y más aún, a su elemento más pequeño llamado Próxima Centauri: una estrella a 4.25 años-luz de distancia. Sin embargo, hemos pasado de largo junto a la que es verdaderamente la estrella más cercana a la Tierra: el Sol, el objeto celeste por excelencia. Es el astro más luminoso del firmamento y es visible desde toda la Tierra dependiendo de la hora y estación. A primera vista no parece estar emparentado con las estrellas que cada noche adornan la esfera celeste, sin embargo, gracias al Sol es que mejor conocemos los procesos que acontecen dentro y fuera de ellas. El Sol es la estrella que mejor conocemos. Nos parece que es la estrella más grande, más brillante y más caliente del cielo, pero sólo porque está muy “cerca” de nosotros, a casi 150 millones de Km. En realidad, cualquier estrella que veamos en la noche será más grande y brillante que el Astro Rey. Las estrellas se ven tan pequeñitas simple y sencillamente porque están a distancias increíblemente lejanas.

[quote_left]Básicamente el Sol es una esfera de gas luminoso, unido por su propio campo gravitatorio, cuya fuente de energía son los procesos de fusión nuclear en su interior.[/quote_left]

Así como una bomba H (de Hidrógeno) produce una cantidad portentosa de energía, una onda de choque expansiva, radiaciones dañinas para la vida, una cantidad de luz cegadora y abundante calor, así el Sol –como el resto de las estrellas- dedican toda su vida a hacer exactamente lo mismo. La única diferencia es que el Sol no se “revienta” o explota. ¿Por qué no? Porque su masa es de casi 333,000 veces la masa de la Tierra. El Sol es un objeto de peso completo. La pesada carga de sus capas externas pretende aplastar el núcleo del Sol, conteniendo la fuerza explosiva del núcleo. Mientras que el núcleo trata de reventarse y escapar hacia el exterior, las capas externas tratan de apachurrarlo. El resultado es un sistema en equilibrio que se mantiene a lo largo de la vida de la estrella. Una estrella como el Sol tiene una expectación de vida de unos 10,000 millones de años de los cuales lleva vividos ya unos 4,600 millones de años.

Técnicamente, el Sol es una estrella de tipo espectral G2V. En pocas palabras esto significa que tiene una temperatura superficial de casi 6,000 k (grados kelvin) y visualmente es de color amarillo. Se observan metales ionizados (es decir, cuyos electrones son desprendidos por la intensa radiación) en su atmósfera. En la emisión de su luz el calcio deja una huella dominante. G2 indica que es relativamente más fría que una estrella tipo G0 y “V”, que es una estrella relativamente enana, en la serie principal (reacciones de fusión nuclear que transforman Hidrógeno en Helio)

ANTECEDENTES

Casi en todas las culturas antiguas el Sol fue venerado como la máxima divinidad. En la mitología griega se le conoce como Helios. De ahí proviene el nombre del gas Helio, que fue descubierto primeramente en el Sol. Según la Leyenda, Helios tuvo 7 hijos (Helíades) quienes se encargaron de dividir el día en horas y el año en estaciones. Los caldeos le llamaban Baal, los cananeos Moloch, los moabitas Beelpeor, los fenicios Adonis, los egipcios lo conocían como Osiris y también como Rah, era Mithras para los persas y Dionius para los hindúes. Los romanos le llamaban Apolo.

El Sol fue utilizado por los primeros astrónomos-astrólogos para medir el tiempo. Grandes monumentos fueron levantados para marcar el paso del Sol a lo largo del día y a lo largo del año. El primer reloj de Sol “portátil” conocido es de origen egipcio, esculpido en piedra. Como es fácil adivinar y comprobar, se aprovechaba el juego de luces y sombras generado por los elementos arquitectónicos de los edificios o de las partes del reloj para indicar una determinada hora y fecha.

[quote_right]Los antiguos pensaban que el Sol estaba hecho de oro (¿has oído hablar de los rayos dorados del Sol?). Las monedas, de oro y redondas –como el Sol- honraban a la deidad máxima. El símbolo del oro, frecuentemente utilizado por los alquimistas en la Edad Media es el mismo utilizado para representar al Sol: un círculo con un punto en el centro.[/quote_right]

Por mucho tiempo se consideró que el Sol, las estrellas y los planetas revolucionaban alrededor de la Tierra. Esta idea se conoce como modelo geocéntrico y desafortunadamente fue popularizada por Ptolomeo, (200 d.C.) por tal motivo se le conoce también como Sistema Ptoloméico. Este sistema trascendió hasta 1543, cuando las ideas de Nicolás Copérnico fueron publicadas, estableciendo el modelo heliocéntrico ó Sistema Copernicano en el cual todos los planetas revolucionan alrededor del Sol.

DISTANCIA AL SOL.- 149’597,800 Km.

La distancia promedio al Sol es conocida comúnmente como unidad astronómica y equivale aproximadamente a 149,597,800 Km. Como la órbita de la Tierra es elíptica, la distancia varía. Curiosamente para nosotros –habitantes del hemisferio Norte- el invierno sucede cuando la Tierra está más cerca del Sol. Este punto de mínima distancia se llama perihelio. Seis meses después, la Tierra está en su punto más alejado, llamado afelio. El verano es más caliente a causa de la inclinación del eje de rotación de la Tierra que favorece una mejor iluminación del Sol: sus rayos caen a plomo, perpendicularmente al suelo, calentando más eficientemente.

Frecuentemente se redondea la unidad astronómica a 150 millones de Km.. El Sol está lo suficientemente lejos de la Tierra como para que el efecto de esta distancia sea sensible en la luz que recibimos de él. ¿De qué manera? En el hecho de que el Sol que vemos cada momento no representa su imagen en tiempo real. Estamos viendo hacia el pasado. Cuando escuchamos un avión pasar sobre nuestra cabeza a gran altura y volteamos a verlo ¡ya no está ahí! es porque el sonido tardó en llegar a nosotros. Cuando volteamos a ver el Sol tampoco está ahí, aunque su imagen parece indicarnos otra cosa, en realidad estamos viendo los rayos que salieron de su superficie hace 8.3 minutos, mismo tiempo que habrá “aprovechado” para avanzar en la bóveda celeste.

Con todo, el Sol es una estrella que está relativamente cerca. La siguiente estrella –Próxima Centauri- está casi ¡270,000 veces más lejos! (Para ser precisos.- 267,410 veces más lejos)

TAMAÑO.- 1,392,000 Km.

A pesar de su gran distancia, el Sol está lo suficientemente cerca como para apreciar un tamaño aparente que vemos en forma de disco solar. Cualquier otra estrella se verá siempre puntual hasta en el mejor de los telescopios. El Sol mide 1’392,000 Km. de diámetro, lo suficiente para que la Tierra lo cruce con su diámetro 109 veces. Es verdaderamente grande, sin embargo, todas las estrellas que se ven en el cielo a simple vista son más grandes que esto. Hay estrellas, como Mu Cephei que miden casi 1,000 veces el diámetro del Sol. Por otro lado hay estrellas que son 10 veces más pequeñas que el Sol, como Próxima Centauri, pero son tan oscuras que aún a poca distancia no son visibles.

El volumen del Sol es impresionante: aproximadamente 1’300,000 de Tierras caben en su interior.

El diámetro angular (aparente) del Sol en promedio es de 32’ 04” de arco, pero como la órbita de la Tierra es elíptica el Sol parece cambiar de tamaño. En el perihelio (cerca) el Sol mide angularmente 32’ 36” de arco. En el afelio (lejos) el Sol mide 31’ 32” de arco.

COMPOSICIÓN.- Hidrógeno y Helio: 98.1%

El Sol, como todas las estrellas y los planetas gigantes está básicamente hecho de la sustancia más abundante del Universo observable: Hidrógeno. Le siguen el Helio, Oxígeno, Carbono y otros distribuidos de la siguiente manera: De cada 100 átomos, 92.1 son de Hidrógeno, 7.8 de Helio y 0.1 otros elementos. Para fines prácticos podemos decir que el Sol está hecho de Hidrógeno y Helio.

En cuanto a porcentaje de masa, se conocen los siguientes datos:

Hidrógeno            71.0 %
Helio                   27.1 %
Oxígeno               0.97 %
Carbono              0.40 %
Nitrógeno            0.096 %
Silicio                 0.099 %
Magnesio            0.076 %
Neón                  0.058 %
Hierro                 0.14 %
Azufre                0.040 %
Otros                 0.021 %

ESTADO FISICO.- Plasma

Por costumbre decimos que el Sol es gaseoso, sin embargo, sería más apropiado precisar que se trata de un plasma. Un plasma es una sustancia hecha de una “sopa” de partículas subatómicas. A pesar de que el Sol está compuesto de una gran variedad de elementos, todos se encuentran en estado ionizado, les faltan sus electrones para  estar completos.

MASA.- 1.9891 x 1030 Kg.

Si el Sol es como un gas…¿Qué tan masivo puede ser? Su masa es de 1.9891 x 1030 Kg. o el equivalente a 332, 946 masas terrestres. No hay otro objeto tan masivo en el Sistema Solar y precisamente por eso todos los objetos que lo conforman están confinados a su campo gravitatorio. El siguiente objeto más masivo es Júpiter, sin embargo, sólo tiene una 317 masas terrestres.

DENSIDAD.- 1.41

Si su masa es de casi 333,000 veces la Tierra pero su volumen es más de un millón de veces el de la Tierra…¿Qué significa esto? Pues que el Sol es un objeto de baja densidad. En promedio, cada metro cúbico del Sol pesa 1,410 Kg. contra 5,520 Kg. de la Tierra. La densidad del Sol es de 1.41. Este valor –debemos recordar- es un promedio.

La “superficie” del Sol es tan poco densa que al tratar de tocarla no sentiríamos nada (haciendo a un lado –obviamente- el calor). Si penetráramos a 1/3 de su profundidad encontraríamos ya una presión muy semejante a la del agua de una alberca ¡podríamos nadar en el interior del Sol! Una vez en el núcleo, la presión es increíblemente alta, ¡estamos sometidos a la carga de 333,000 Tierras! La presión equivale a 250,000 millones de atmósferas terrestres y la densidad aquí es 8 veces superior a la del oro.

GRAVEDAD SUPERFICIAL.- 27.9 Terrestres

Aunque no existe una superficie sólida en el Sol contra la cual pisar, la atracción gravitatoria en la “superficie” del Astro Rey es 27.9 veces superior a la de la Tierra. Si pudiéramos colocar una báscula milagrosamente en el “suelo” del Sol, notaríamos que una persona que pesa 70 Kg. en la Tierra, ¡allá pesa casi 2 toneladas!

VELOCIDAD DE ESCAPE.- 617.5 km/seg

Con una masa tan grande, resulta muy difícil escapar de la prisión gravitatoria ejercida por el Sol. La velocidad necesaria para poder desatarse de sus lazos, es decir, su velocidad de escape, es de 617.5 km/seg. Si el Sol fuera más denso, aún con la misma masa, la velocidad de escape sería mayor. Como referencia, recuerda que la velocidad de escape de la Tierra es de 11.2 km/seg.

ROTACIÓN.- 25.38 días Terrestres

El primero en tener pistas sobre la rotación solar fue Galileo. El observó que el Sol presentaba -aquí y allá- manchas que parecían deslizarse sobre su superficie. En promedio, estas manchas dan una vuelta alrededor del Sol cada 25.38 días terrestres y son nuestra referencia a la hora de medir la rotación solar.

Una observación detallada nos permitirá notar además, que las manchas que están cerca del ecuador solar se desplazan a mayor velocidad que aquellas que están cerca de los polos. Esto es porque el Sol es gaseoso, de tal manera que no da vueltas de una pieza –como la Tierra- y los polos se van atrasando. Este fenómeno es conocido como rotación diferencial.

Observando el movimiento de las manchas solares, podemos contar desde la Tierra 26.87 días que tarda el ecuador solar en dar una vuelta y hasta 29.65 días a una latitud de 40°. Más allá de esta latitud, hacia el norte o hacia el sur, no se ven manchas. El promedio es de 27.2753 días, pero descontando la traslación de la Tierra esto queda en una rotación o período sideral de 25.38 días. Con otros métodos se ha podido medir la rotación de los polos solares de 31 a 35 días.

TRASLACIÓN

Así como los planetas no sólo rotan, sino que dan vueltas alrededor del Sol en un movimiento que llamamos traslación, el Sol también experimenta un movimiento de traslación alrededor del núcleo de la Galaxia (la Vía Láctea) a una velocidad aproximada de 200 km/seg. La órbita de Sol seguramente es también elíptica aunque su trayectoria puede ser modificada sutilmente por la interacción con otras estrellas de la Galaxia. Considerando su velocidad orbital y que el núcleo de la Galaxia está a unos 25,000 años-luz, el Sol debe tardar unos 225 a 250 millones de años en dar una vuelta alrededor de la Galaxia. Este período recibe el nombre de Año Cósmico.

LA LUZ DEL SOL  m = -26.7

El Sol es el objeto más brillante del cielo alcanzando una magnitud aparente de m = -26.7.  La Magnitud Absoluta del Sol, es decir, la que apreciaríamos desde una distancia de 10 parsecs ó 32.6 años-luz sería de M = 4.85, por lo que no es ni de broma una de las estrellas más brillantes de la Galaxia. Después del Sol, la estrella más brillante que vemos es Sirius, en Canis Major, con una  m = -1.46.   Independientemente de que el Sol se ve brillante porque está muy cerca, es intrínsecamente un objeto muy luminoso.

A pesar de la distancia a la que nos encontramos del Sol, cada segundo la Tierra recibe 1,400 watts por metro cuadrado, esto es conocido como Constante Solar. Tal vez no parezca mucho pero sumando toda la superficie del planeta, ¡estamos hablando de 127.8 millones de watts por segundo!  Esto es lo que recibe la Tierra, pero si consideramos toda la luz que es emitida por el Sol, los números alcanzan cifras increíbles. La Luminosidad del Sol es de 3.85 x 1026 watts.

LA ENERGIA DEL SOL

¿Cómo puede generar tanta energía? ¿De dónde la extrae? La respuesta es relativamente simple: de su propia masa. Apelamos a la famosa ecuación de la Energía de Einstein, en la cual se describe E=mc2 donde “E” es energía, “m” es masa y “c” es la velocidad de la luz. De acuerdo con esta ecuación, una cantidad muy pequeña de masa puede generar una cantidad espantosa de energía, pues se multiplica por la velocidad de la luz al cuadrado, y como la velocidad de la luz es elevadísima, la energía resultante lo es también. El Sol -y todas las estrellas de la Galaxia- están constantemente transformando una parte de su masa en energía.

La energía es producida en el núcleo del Sol y llega hasta la superficie, donde se emite en forma de luz blanca y otras formas de luz invisible: ondas de radio, infrarrojo, rayos ultravioleta, rayos X, gama, etc. Los astrofísicos aprovechan todas estas formas de energía (longitudes de onda) para examinar los procesos internos y externos del Sol y comprender mejor su funcionamiento. También saben los astrofísicos que el color dominante de una estrella es correspondiente a la temperatura de su superficie. Una estrella como el Sol que visualmente presenta un color amarillo, corresponde a una temperatura superficial de 5,770 k (grados kelvin).

Isaac Newton descubrió que podía descomponer un rayo luminoso del Sol con un prisma para formar –artificialmente- un arco iris. Hoy, de modo similar, los astrofísicos analizan la luz del Sol y la descomponen separando sus longitudes de onda (o colores): una banda multicolores llamado espectro. La suma de todas las formas de radiación (luz visible e invisible) se conoce como espectro electromagnético. El espectro solar tiene la cualidad de mostrar a los astrofísicos la huella dejada por los elementos presentes en él. Una vez separadas las longitudes de onda en forma de un espectro, no sólo queda en evidencia la composición del Sol, es posible además observar la abundancia de cada elemento así como la presencia e intensidad de campos magnéticos, la temperatura, la velocidad en distintas partes del Sol, etc. El estudio del espectro se conoce como espectroscopía y se utiliza en todo tipo de objetos celestes.

ESTRUCTURA GENERAL DEL SOL

El Sol está formado por 8 regiones que aparecen ordenadas desde el interior hacia afuera:

INTERIOR DEL SOL

I.- Núcleo: es donde suceden las reacciones de fusión nuclear
II.- Zona de Radiación: es donde la energía es transportada por radiación electromagnética.
III.- Zona de Convección: la energía es transportada por los gases que ascienden hacia la superficie

SUPERFICIE

IV.- Fotosfera: es la “superficie” solar donde su luz se libera al espacio.

SU ATMOSFERA

V.- Cromosfera: es una atmósfera de baja temperatura inmediatamente encima de la fotosfera.
VI.- Zona de transición: donde la temperatura se dispara nuevamente.
VII.- Corona: Atmósfera exterior del Sol, sumamente enrarecida, luminosa y de muy alta temperatura
VII.- Viento Solar: es la parte externa de la Corona, se extiende por todo el Sistema Solar, no es luminosa.

¿Cómo conocemos la estructura interior del Sol? Existen modelos que explican la producción de energía basándose en su masa y densidad. Además, se puede sondear el interior del Sol utilizando las mismas técnicas empleadas para sondear el interior de la Tierra: los sismos. La ciencia de interpretar la propagación de las ondas sísmicas para sondear el interior del Sol se llama heliosismología.

EN EL INTERIOR DEL SOL:

I.- EL NÚCLEO

Es el centro del Sol, la fuente de calor donde acontecen las reacciones de fusión nuclear generando energía. Es aquí donde la presión supera a la presión atmosférica terrestre por 250,000 millones de veces. En este lugar la densidad es de 150,000 kg/m3 y la temperatura asciende de 10’000,000 a 15’000,000 k. En estas condiciones los átomos de hidrógeno colisionan violentamente entre sí produciendo rayos gama, neutrinos y otras partículas exóticas. El diámetro estimado del núcleo es de aproximadamente 400,000 Km.

La fusión nuclear en el Sol consiste básicamente en que 4 átomos de Hidrógeno (o 4 núcleos, para ser precisos) se combinan para formar un átomo (núcleo) de Helio.

En el proceso, sucede algo extraño: el átomo de helio tiene una masa 0.7% menor que la suma de los 4 hidrógenos ¿Qué pasa con esa masa? De acuerdo con la ecuación E=mc2 , se convierte en energía. Basta muy poca materia para generar una cantidad formidable de energía. En el Sol, cada segundo 600 a 700 millones de toneladas de hidrógeno son transformadas en helio. De esta cantidad 5 millones de toneladas “desaparecen” en forma de energía pura. Sorprendentemente, el interior del Sol es tan turbulento que la radiación generada en su interior toma caminos muy erráticos, tanto así que un rayo luminoso originado en el núcleo puede tardar millones de años antes de llegar a la superficie. Por otro lado, los neutrinos reaccionan tan poco con la materia que antes de 2 segundos ya están afuera del Sol, viajando por el espacio.

Los neutrinos son partículas exóticas. No tienen carga eléctrica. Su masa es casi igual a cero. Su velocidad es ligeramente menor a la de la luz. Su interacción con la materia es casi nula (salen despedidos del Sol sin que nada los detenga) Para estudiar los neutrinos provenientes del Sol y otras estrellas, se han instalado bajo Tierra detectores especiales ultra-sensibles que, sin embargo, han fallado en registrar la cantidad de neutrinos esperada. O algo falta por entender acerca de los procesos internos del Sol o los detectores no son lo suficientemente sensibles.

¿De qué color es el interior del Sol?

¿Blanco?¿Rojo?¿Amarillo? Recuerda que el color dominante de un objeto dependerá de su temperatura. Si el interior del Sol está a 15 millones de grados…¿Qué color domina? Ya mencionamos que la producción de energía es en forma de rayos gamma, una forma de radiación invisible, por lo tanto el Sol -en su interior- es NEGRO. La energía se dispersa hacia el exterior de modo que para cuando llega a la fotosfera, es emitida en todo el espectro.

II.- LA ZONA DE RADIACIÓN o RADIATIVA

A 200,000 Km. del centro del Sol, la energía generada en el núcleo es transportada hacia fuera por medio de la radiación electromagnética. Su temperatura desciende a aproximadamente 7 millones k y se estima su espesor en 300,000 Km. La densidad es mucho menor que en el núcleo: 15,000 kg/m3.

III.- LA ZONA DE CONVECCION o CONVECTIVA

A  500,000 Km. del centro del Sol inicia la Zona de Convección. Aquí la energía es arrastrada hacia fuera por medio del movimiento de los gases. El gas de alta temperatura asciende y cuando ha liberado calor, -enfriándose un  poco- retorna hacia el interior. Su temperatura promedio es de 2 millones k y su densidad es muy reducida: 150 kg/m3. El espesor de la zona convectiva es de unos 196,000 Km.

EN LA SUPERFICIE DEL SOL

IV.- LA FOTOSFERA

A 696,000 Km. del centro solar está la Fotosfera. Su nombre significa “esfera de luz” pues es la porción o “superficie” brillante del Sol: el llamado también disco solar. Aquí la luz (llamada radiación electromagnética) escapa al espacio. La fotosfera no es una superficie sólida y tiene un espesor de 500 Km. Su temperatura es de sólo 5,770 k. La densidad en esta capa es de 2 x 10 –4 kg/m3 (unos 0.2 gr/m3)

La Fotosfera exhibe estructuras secundarias muy singulares que se consideran fenómenos transitorios. Estas son:

1.- Granulación
2.- Machas Solares (que a su vez se subdividen en Umbra y Penumbra)
3.- Regiones activas
4.- Fulguraciones
5.- Fáculas

1.- GRANULACIÓN

La Granulación es la manifestación externa de la Zona de Convección. Se trata de células de convección de aproximadamente 1000 Km. de diámetro. Se comportan como burbujas de gas caliente que borbotean en la superficie del Sol, despiden calor y al “enfriarse” se vuelven a zambullir hacia el interior. Su desarrollo es muy semejante al de las células de convección que se observan cuando un líquido está en ebullición. Cada célula dura 5 minutos cuando mucho antes de desaparecer bajo la Fotosfera. El centro de cada célula de calor es más brillante porque su temperatura es mayor, sus bordes son 300° más “fríos” y por lo tanto, son oscuros.

2.- MANCHAS SOLARES

Son regiones de la Fotosfera donde se localizan concentradamente los intensos campos magnéticos del Sol. Esto impide que la superficie se caliente tanto como el resto de la fotosfera. Como su temperatura es menor. Su emisión de energía también es reducida y se ven menos brillantes que el resto del Sol. Cuando se observan a través de filtros dan la impresión de ser negras, sin embargo, son sólo menos brillantes que el área circunvecina. Se ven así de oscuras por el contraste, mas no porque sean negras. Los primeros en registrar estas manchas en la superficie del Sol fueron los chinos, en el año 800 a. C.. Las observaban al amanecer, cuando la luz solar se atenuaba por el polvo atmosférico o durante el día, cuando una nube disminuía el brillo del disco solar. (ADVERTENCIA: ESTOS NO SON METODOS RECOMENDADOS PARA OBSERVAR AL SOL, SON DAÑINOS PARA LA VISTA )

En promedio miden alrededor de 10,000 Km. pero se manifiestan en una amplia variedad de formas y tamaños. A veces se forman individualmente y otras parecen agruparse dando el aspecto de islotes oscuros. Suelen aparecer en parejas quedando de manifiesto su estructura bipolar: una mancha representará el polo positivo y otra el negativo (un invisible lazo magnético las conecta). El campo magnético en las manchas solares es hasta 1000 mayor que en el resto de la superficie. La polaridad de las manchas es opuesta en los hemisferios norte y sur del Sol. Cada 11 años, aproximadamente, la polaridad del Sol se invierte. Este cambio es anunciado por una creciente actividad que se manifiesta visiblemente en la superficie del Sol por el incremento de manchas. Este período de 11 años se conoce como ciclo solar. Después de otros 11 años el Sol vuelve a tener la misma polaridad, por lo tanto el ciclo completo dura alrededor de 22 años.

La parte central de una mancha es siempre más oscura y “fría” (4,500 k). Recibe el nombre de Umbra. La parte externa no es tan oscura, pues su temperatura es mayor (5,500 k). Se llama Penumbra.

La rotación diferencial de Sol, en la que el ecuador solar se deslaza a mayor velocidad que los polos es la causante de las manchas solares. Las líneas de magnetismo que comunican los dos polos (y pasan por debajo de la superficie del Sol) se “enredan” alrededor del ecuador, pues éste las arrastra consigo. Después de una serie de rotaciones, las líneas del campo magnético solar están tan distorsionadas y envueltas alrededor del ecuador que emergen por la fotosfera, “perforándola” y produciendo las manchas ya mencionadas.

Entre 1640 y 1710 se observó que las manchas solares disminuyeron drásticamente. Este período se conoce como el Mínimo de Maunder . “Casualmente” en el mismo período Europa experimentó la llamada Pequeña Era Glacial que aparentemente estuvo relacionada con la caída de actividad en el Sol. Todavía es un asunto que despierta polémica.

3.- REGIONES ACTIVAS

Cerca de las manchas solares se pueden liberar súbitamente cantidades masivas de energía y partículas eléctricamente cargadas. Esto sucede en regiones controladas por campos magnéticos intensos y son conocidas como regiones activas.

4.-FULGURACIONES

Destellos súbitos y pequeños, de corta duración. Suceden casi siempre en los bordes de las manchas solares, donde los campos magnéticos son más intensos y  representan una emisión explosiva de radiación y partículas a manera de un oleaje o rociador (ver más delante)

5.- FACULAS

Generalmente visibles cerca del borde del Sol con el aspecto de manchas claras, “ríos”de luz o grietas luminosas. Es gas más caliente y brillante que generalmente anuncia un incremento en la actividad de la superficie solar. Su estructura está visiblemente por encima de la granulación.

EN LA ATMOSFERA DEL SOL

V.- LA CROMOSFERA

La Cromosfera es una atmósfera de baja temperatura (4,500 k) inmediatamente encima de la Fotosfera. Su altura aproximada es de 2,000 a 10,000 Km. Empieza a 696,500 Km. del núcleo. Su densidad es de 5×10 –6 kg/m3. Está compuesta básicamente de Hidrógeno ionizado por lo que es sensible a los campos magnéticos localizados en las manchas solares. Su color es un rojo magenta encendido muy hermoso. La única forma natural de poder apreciar la Cromosfera es durante un eclipse total de Sol, cuando el disco lunar ha ocultado completamente la Fotosfera y por unos segundos tenemos a la vista el fulgor rojo de esta estructura. Existen también filtros muy e$pecializado$ que permiten observar la Cromosfera en cualquier día despejado.

La Cromosfera exhibe estructuras secundarias también consideradas fenómenos transitorios. Estas son:

1.- Prominencias
2.- Filamentos (Flóculos oscuros)
3.- Espículas
4.- Plages (Flóculos brillantes)
5.- Oleajes (“surges”en inglés)
6.- Rociadores (“sprays” en inglés)

1.- PROMINENCIAS

Nubes de hidrógeno ionizado que sobresalen de la cromosfera. Son muy notorias cuando sobresalen del disco solar. Su temperatura es inferior al medio y su densidad, más alta. Las prominencias –o protuberancias- se alzan arrastradas por las líneas de los campos magnéticos. Por tal motivo, es frecuente observarlas encima de las regiones activas, dibujando estructuras filamentarias y conectando manchas solares, aunque también aparecen en los polos del Sol, donde no hay manchas. La gente las confunde con llamaradas, pero recuerda: EL SOL NO ESTA EN COMBUSTION.

2.- FILAMENTOS

Cuando las prominencias suceden en el disco del Sol y se observan desde arriba, se ven oscuras y filamentarias. Las prominencias y los filamentos son lo mismo desde una perspectiva distinta, unas de perfil y otros de frente.

3.- ESPICULAS

Son filamentos de gas cromósferico caliente que siguen líneas de magnetismo verticales. Sobre el borde de la fotósfera tienen el aspecto una capa de hierba roja y corta, como muchas púas o pestañas. En las espículas el gas –de 10,000 a 20,000 k- fluye hacia arriba a una velocidad de 20 a 30 km/seg alcanzando alturas superiores a 3,000 km para luego dispersarse o colapsarse. Cada espícula dura sólo unos 5 a 10 minutos.

4.- PLAGES

Llamados en el pasado flóculos brillantes, son manchones luminosos de la cromosfera solar (su temperatura es más alta) Indican un incremento de actividad en las líneas de magnetismo verticales y coinciden con las fáculas que aparecen en la fotosfera. Son regiones activas.

5.- OLEAJES o SURGES

Eventos eruptivos que dispersan radialmente gas cromosférico a velocidades de 100 a 200 km/seg. Suceden en regiones activas, junto con las fulguraciones o los mostachos (llamados también bombas de Ellerman) que son de erupciones menores. También acontecen en el borde penumbral de las manchas solares. Algunos oleajes levantan material hasta a 200,000 km de la fotosfera. ¡BOMBA! Su duración es de 10 a 20 minutos y son recurrentes.

6.- ROCIADORES o SPRAYS

Si los oleajes parecían violentos, imagínate los rociadores, cuyo material es lanzado a más de 618 km/seg…¡La velocidad de escape del Sol! Cuando este material sale despedido del Sol, no regresa jamás. Son producidos en la fase más violenta de las fulguraciones. La estructura de un rociador se fragmenta a medida que se aleja de Sol. A veces parece que el material fue expulsado por algún látigo invisible.

VI.- LA ZONA DE TRANSICIÓN

Es una región –sin estructura- en la que la temperatura asciende dramáticamente a alrededor de 8,000 k. Su densidad es de 2×10 –10 kg/m3. Está a 698,000 Km. del centro solar.

VII.- LA CORONA

Es la atmósfera exterior del Sol. Es terriblemente caliente (1 a 2 millones k) de modo que emite Rayos X abundantemente. En promedio, inicia a 706,000 Km. del centro solar. Es sumamente enrarecida, con una densidad muy baja (10 –12 kg/m3). Se extiende generalmente de 10,000 Km. sobre la fotosfera hasta 9,304,000 Km. de altura. Su altura varía con la actividad en la superficie del Sol. En los eclipses es una estructura espectacular.

La Corona Solar exhibe estructuras secundarias. Estas son:

1.- Corona Interior
2.- Corona Exterior
3.- Agujeros Coronales
4.- Emisiones Coronales Masivas

1.- CORONA INTERIOR (Corona K)

Consiste básicamente de electrones libres moviéndose a gran velocidad y alcanza temperaturas de 2 millones de grados a una altura de 75,000 km. Emite un espectro continuo.

2.- CORONA EXTERIOR (Corona F)

Formada principalmente por partíclas de polvo interplanetario moviéndose a velocidades moderadas. Esta porción de la corona se extiende a millones de km. del Sol hasta perderse en el medio interplanetario. Emite un espectro de absorción: el polvo absorbe parte de la energía.

3.- AGUJEROS CORONALES

Son regiones de la corona con una densidad y temperatura inusualmente bajas. Presentan campos magnéticos monopolares y débiles. Son la fuente principal de los torrentes de alta velocidad de partículas cargadas de alta energía, que se observan en el viento solar.

4.- EMISIONES CORONALES MASIVAS

Son erupciones colosales de la corona solar hacia el medio interplanetario. Justo antes del evento, los filamentos asociados se pierden de vista o se detecta una fulguración. Hasta 10,000 millones de toneladas de material coronal son lanzados violentamente hacia fuera y la onda de choque le da el aspecto de una gigantesca burbuja que crece a velocidades de 200 a 1,000 km/seg.

VIII.- EL VIENTO SOLAR

Es la continuación de la Corona hacia el medio interplanetario. Es un torrente de partículas subatómicas –básicamente protones y electrones- que se extiende por todo el Sistema Solar. No es luminoso y es más disperso que la Corona, pero más caliente. Su temperatura es de 2 a 3 millones k y su densidad –que se dispersa con la distancia- es de 10 –23 kg/m3. Cuando el viento solar llega al vecindario terrestre lleva una velocidad de 200 a 900 km/seg. El viento solar no llega hasta la Tierra, nuestro campo magnético lo desvía, sin embargo, la interacción de los dos produce las auroras.

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Contaba Isaac Asimov que ponerse de acuerdo entre científicos para opinar sobre “quién podría ser el segundo científico más grande de todos los tiempos”, la cosa podría ponerse dificil. Muchos nombres saltarían de inmediato: Einstein, Rutherford, Galileo, Pasteur, Bohr, Clerk Maxwell, y muchos más. Pero si se tratara de decidirse por el número uno, el más grande, nadie dudaría en pronunciar de inmediato el nombre de Isaac Newton.

De niño, Newton, tenía la costumbre de grabar su nombre en cada pupitre de madera en que se sentaba. Siempre cargaba con una pluma para escribir, tomando nota de todo y sobre todo. Tenía una letra pequeña y diminuta pero muy ordenada; Así escribió el libro considerado por la mayoria de los conocedores como “el libro de ciencia más importante de todos los tiempos”, su Philosophiae naturalis principia mathematica, mismo que escribió en el más puro latín para que unicamente los entendidos lo pudiesen comprender. Quería ser una especie de faro para los entendidos, según él.

[quote_left] Más bien me parece que no le gustaba dar explicaciones, vamos, si no le gustaba hablar mucho, menos gastar tiempo en explicar cosas a los rupestres. Sentía Newton una especie también de temor enfermizo a exponerse a la crítica. [/quote_left]

Imagínense que el hombre con la inteligencia espacial más brillante que ha pisado la faz de la tierra, según el astrofísico Neil deGrasse Tyson, tenga baja autoestima, ¡Qué le dejan a uno, carámba!

Y es que el muchacho bien pudo escribir un libro titulado Lo que hice en mis vacaciones de verano, —Gell Mann dixit—pues allí en la granja de la familia, huyendo de la peste que azotaba a la ciudad, escribió sobre óptica, las órbitas de los planetas; estableció la Ley de la Gravitación Universal; transformó la interpretación de la luz; sentó las bases de la espectroscopía y algunos otros etcéteras.

También le gustaban los números —es ironía— y aburrido de las matemáticas convencionales, inventó el cálculo — cuestión que a la fecha todavía no entiendo—

Ah, y despues de eso, el golden boy ¡cumplió 26 años! No, pues que bueno.

Es verdad, nunca habría ganado el título del chico más simpático de la colonia, pero eso a Newton poco le importaría, sino que al contrario, hasta le agradaría. ¡Vaya que el hombre era un bicho de lo más extraño!

En lo personal, el poeta Alexander Pope escribe una joya en que expone la brillantez del genio malhumorado:
La naturaleza y sus leyes yacían ocultas en la noche;/Dijo Dios “que sea Newton” y todo se hizo luz.

[quote_right]Era un hombre que estaba conectado con el centro del Universo, el tipo de personas que se hacen las preguntas certeras. No era de aquellos simples que el mayor enigma para ellos es descubrir la temperatura del número siete o la raíz cuadrada del jamón de puerco. —Neil deGrasse Tyson dixit—[/quote_right]

Debido a la potencia de su intelecto, Newton quedó aislado —¿Con quién podría platicar— sus otros intereses intelectuales eran la alquimia y las profecías biblicas de Daniel y Apocalipsis, igual de incomprensibles en su época como sus razonamientos científicos.

Una de las biografías más eruditas sobre Newton es la Richard Westfall, quien se paso 20 años en la tarea de escribir sobre la vida del genio. En el primer párrafo, Westfall confiesa:

“Cuanto más lo he estudiado, tanto más Newton se ha alejado de mi. He tenido el privilegio, en diversas ocasiones, de conocer a una serie de hombres brillantes, hombres a quienes reconozco sin vacilación como intelectualmente superiores a mi. Sin embargo, nunca he conocido a ninguno con el que no estuviese dispuesto a medirme, de modo que fuese razonable decir que mi capacidad era la mitad de la persona en cuestión, o la tercera o la cuarta parte, pero en todos los casos una fracción finita. El resultado final de mi estudio de Newton ha servido para convencerme que con el no hay comparación posible. Se ha convertido para mi en otro ser totalmente diferente, en uno de un puñado de genios supremos que han modelado las categorías del intelecto humano, un hombre que finalmente, no es reducible a los criterios con que comprendemos a nuestros semejantes..”

Desde 1687 a 1690 Isaac Newton fue miembro del Parlamento Británico en representación de la Universidad de Cambridge. Durante el tiempo que ostentó el cargo sólo pidió la palabra en una ocasión y dijo lo siguiente: «Propongo cerrar esa ventana porque aquí hace un frío considerable.»

Un genio de pocas palabras, pero de muchas aportaciones a la ciencia, o ¿no le darían ustedes el título de Máximo genio?

Hasta la próxima, voy a cerrar una ventana.
El Perplejo Sideral

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