jueves, 31 de enero de 2008

M2 = NGC 7089

Cúmulo globular.
Constelación: Aquarius.
Magnitud aparente: +6,5.
Tamaño aparente: 16,0 min de arco
Distancia: 38.000 años luz.
Mejores meses para su observación: de junio a octubre.

Puede localizarse en la zona occidental de Acuario, con binoculares o un buen mapa del cielo, en zona pobre. Por coordenadas, son seguras estrellas de referencia delta Peg. (moverse 11 m O y 10º 40' S), o beta Aqr., al SO del conocido asterismo del "Jarro" (moverse sólo 2m E y 5º 15' N).



Por sí solo, M2 destaca sobre el fonde del cielo sin necesidad de mucha búsqueda; es un magnífico objeto, sin rival en varios grados a la redonda. Asequible a todos los instrumentos, admite un aumento de tipo medio. En ningún caso llegaremos a los 13' de diámetro que muestran las fotografías obtenidas por grandes telescopios. Por otra parte, el diámetro aparente de M2 varía mucho en función de la abertura que empleemos, puesto que, como todos los globulares de espectro "temprano" posee un fuerte grandiante luminoso, con un centro muy brillante, una periferia cada vez más difuusa y un extenso halo que puede confundirse con el fondo del cielo. Los aficionados suelen preferir cúmulos globulares de escaso gradiente, por su mejor definición; pero los de bordes difusos, como éste, se prestan a más interesantes estudios de distribución estelar, que ofrece en ocasiones muy notables irregularidades.


El citado gradiente queda bien de manifiesto en el estudio de líneas isofotas realizado por W. Lohmann: el minuto cuadrado que encuadra el centro de figura proporciona el 37% de la luminosidad total, mientras que si nos alejamos de ese centro, la luminosidad por minuto cuadrado es sólo en 0,02%. Por ese motivo, con una abertura de 10 cm es difícil pasar de un diámetro aparente de 6'.


Otra cosa ocurre con abertura de 20 cm, y mejor todavía si pasa de los 30. No es que el cuerpo del cúmulo crezca exageradamente: puede alcanzar, y no más, unos 9' de diámetro, pero se hacen visibles las estrellas del halo, que son, por circunstancias no del todo conocidas (pero que se dan más en los cúmulos de espectro F que en lo más típicos de espectro G), las más luminosas de todo el conjunto: de la 12 y 13 magnitud, mientras que las del cuerpo central oscilan entre la 15 y la 18. No supongamos por eso que M2 parece un cúmulo circundado por esas estrellas brillantes, sino que -puesto que el halo es esférico-, se muestra inmerso en ellas. En otras palabras, las estrellas más brillantes que podemos distinguir sobre el cuerpo son un efecto de proyección, y pertenecen en todo caso al halo.

Así, con buena abertura, M2 puede ofrecer un aspecto muy curioso, que ya Herschel advirtió al anotar "una bella nebulosa rodeada por estrellas que parecen finísimos granos de arena". Por cierto que una de esas estrellas es una de las pocas variables RV Tauri detectadas en un cúmulo globular: ésta, descubierta por A. Chévremont oscila entre las magnitudes 12,5 y 14, en un período medio de 67,09 días. En el máximo es justamente la estrella más brillante del conjunto, hasta el punto de que, en apunte de J. Hogg, "modifica sustancialmente el aspecto del cúmulo".
No pensemos que las estrellas débiles del cuerpo central son poco luminosas; como que nuestro Sol, trasladado a M2, aparecería de magnitud 21,5. Se trata por tanto, de un cúmulo muy potente y muy luminoso, que desafía orgullosamente una distancia mayor que la que nos separa del centro de la Galaxia.
Digamos por último que M2, como la mayoría de los "cúmulos blancos", presenta algunas notables irregularidades en su estructura; una de ellas, apreciable ya con abertura de 10 cm, es una especie de banda oscura que corta el borde NE, como una línea de llamativa discontinuidad. No se trata de un efecto óptico, puesto que aparece también en fotografías, sobre todo de no muy larga exposición. No debemos pensar en la presencia de alguna nube oscurecedora, sino en la un principio de desgajamiento, inducido tal vez en tiempos lejanos, por la acción gravitatoria de otro cuerpo masivo. Hoy M2 se encuentra más cerca del polo sur que del ecuador galáctico; pero hace 200 millones de años (y no por única vez) debió cruzar ese ecuador. Entonces pudo haberse producido cualquier accidente.

miércoles, 30 de enero de 2008

M1 = NGC 1952

Remanente de supernova.
Constelación: Tauro.
Magnitud aparente: +8,4
Tamaño aparente: 6x4 min de arco
Distancia: 6.300 años luz.
Mejores meses para su observación: de noviembre a marzo.

Muy fácil de encontrar a grado y medio al NW de Zeta Tauri. Aparece enseguida en el buscador. No es buen objeto para binoculares.

La observación telescópica de M1 no es espectacular, pero sí muy sugestiva, aunque no sea más que por la naturaleza de estos objetos y porque no deja de ofrecer una especial belleza. Messier la compara con "la luz de una bujía", y fue justamente ese aspecto el que le hizo confundir aquella nebulosa con la cabellera de un cometa: sin este detalle, probablemente nunca se hubiera decidido a emprender la composición de su catálogo. El almirante Smyth la compara a su vez con una perla. M1 es, efectivamente, un objeto oval, muy bien definido, cuyo brillo crece solo muy ligeramente hacia el centro; y ya es sabido que esta circunstancia facilita su observación, incluso con telescopios muy modestos. La buena resolución permite poner más aumentos, utilizando oculares de tipo medio. Con refractor de 10 cm presenta un aspecto perlado, delicado; su perfil de huso deja adivinar un rudimento de "cola" que se dobla por el SE en dirección a una estrella vecina de la 10ª magnitud. Vista con detalle, presenta algunas irregularidades, que le proporcionan un cierto aspecto granuloso, ya advertido por Dreyer.
Es curioso que el primer objeto catalogado por Messier sea de una naturaleza distinta que los demás: una nebulosa remanente de supernova, aunque este extremo solamente pudo ser constatado en el siglo XX. Durante un tiempo, se la estimó simplemente como una nebulosa típica de gases. A principios del siglo XIX, John Herschel creyó resolverla en finísimas estrellas; pronto se comprobó su error. Más tarde, se la catalogó entre las nebulosas planetarias, hasta que la medida de su fabulosa velocidad de expansión (¡más de un millón de kilómetros por día!, medida por Lampland y Duncan) hizo comprender su verdadera naturaleza. 

Retrocediendo en el tiempo, sería un punto alrededor del año 1000. Ello permite identificarla con casi absoluta seguridad con la "estrella invitada" descubierta por los chinos en julio de 1054: más brillante que Venus y visible en pleno día. Aún así, es preciso notar que no constituyó un espectáculo sobrecogedor, porque su máximo brillo coincidió casi con su conjunción con el Sol; seguramente por esta causa no hay mención de ella en las crónicas medievales de Occidente. Pudo alcanzar una magnitud visual entre -5 y -6, no igualada desde entonces por ninguna estrella. Hoy no pasa de la 16, y por tanto no es asequible más que a reflectores de 40 cm o más. Como emisora de radio se la conoce por 3C144; como fuente de rayos X es Taurus X-19 y como púlsar, PSR 0531+21.

La visión se hace mucho más espectacular cuando se observa con un reflector de 20 cm. Ahora se comprende mejor el nombre de "Crab Nebula" o Nebulosa del Cangrejo que le asignó Lord Rosse, y por el que todavía es reconocida. Efectivamente, su forma alargada, con un extremo más romo y otro formando una cola, y diversas "garras" retorcidas que salen por los costados, nos recuerda inmediatamente un cangrejo de río. De todas formas, para ver distintamente esta compleja estructura hacen falta aberturas del orden de los 30 a los 40 cm. Con sólo 20 se distinguen trazos transversales y algunas prolongaciones de éstos fuera del cuerpo -propiamente dicho- de la nebulosa. Curiosamente, la fotografía sobreexpone estos detalles, y no permite ver tan claramente la figura del "cangrejo". La "Crab" es uno de esos pocos objetos en que la impresión visual con gran abertura es superior a la fotográfica.

El campo es rico en estrellas -lo que refuerza la magnífica impresión de conjunto-, aunque una mirada atenta descubrirá que la densidad disminuye alrededor de la nebulosa, probablemente por efecto de materia oscurecedora. La más brillante de las estrellas que caben en campo (30' al E) es la bellísima doble: S422, de magnitudes 7,1 y 7,7, a 3''6, en posición E-W, amarilla y anaranjada. No dejemos de ver nebulosa y doble consecutivamente: vale la pena.

martes, 29 de enero de 2008

Orden de observación de los objetos Messier

La tarea de cumplir en su totalidad el rito de recorrer uno a uno todos los objetos Messier requiere generalmente un año, ya que la lista de 110 objetos cubre todas las ascensiones rectas del firmamento. Las menos pobladas son las correspondientes al otoño, por dos razones claras; primera, que la zona del cielo observable en esta estación es la menos abundante en objetos nebulares al alcance de pequeños telescopios, como los de Messier; y segunda, que el propio Messier, por motivos que desconocemos, realizó pocas búsquedas en los meses de otoño. Lógicamente, si el observador está dispuesto a levantarse a horas de la madrugada, puede realizar la campaña en menos de seis meses.

El "rito" más meticuloso consistiría en observar los objetos Messier por orden riguroso de entrada. Pero sería en alto grado irracional. El mismo Messier comprendió el desorden de su Catálogo, y prometió varias veces colocar los objetos -y por ende el número de entrada- por orden de ascensión recta creciente. Aún no sabemos por qué no lo hizo. Sería absurdo, por ejemplo, dejar M110 para el final, si acabamos de observar M31 y M32, que se encuentran prácticamente en el mismo campo: tardaríamos casi un año en terminar nuestra campaña-

En la descripción que sigue, enumeramos obviamente los "Messier" por orden de entrada, del 1 al 110. El aficionado sabrá muy bien qué época del año o a qué hora observar cada uno en las mejores o más cómodas condicones. De todas formas, y sin tratar de inmiscuirnos en absoluto en su iniciativa, podemos proporcionarle unas cuantas indicaciones prácticas respecto del orden a seguir. No hace falta decir que todo depende de la fecha en la cual comencemos nuestro grato peregrinaje Messier. Este orden aconsejable atiende fundamentalmente al de las ascensiones rectas; pero también al de las declinaciones, pues conviene observar objetos de la titudes bajas cerca de su paso por el meridiano, en tanto que para las latitudes altas muchos observadores, especialmente los menos experimentados o poco aficionados al prisma, encuentran dificultades para apuntar al cenit: en ese caso, lo que conviene eludir es precisamente el paso del objeto por el meridiano.

Un último criterio, aunque no siempre resulta posible seguirlo, es el de la variedad. Después de observar una docena de galaxias, resulta gratificante toparnos con un cúmulo abierto; después de cuatro o cinco globulares seguidos -por ejemplo en la zona de Ofiuco- agradecemos una nebulosa de emisión, y así sucesivamente.

El catálogo Messier contiene 40 galaxias, 29 cúmulos globulares, 27 cúmulos abiertos, seis nebulosas de emisión o reflexión, cuatro planetarias, un asterismo, una estrella doble, una zona de alta condensación galáctica y un remanente de supernova. El observador que desee un shuffle lo más grato posible, puede elaborar el programa que desee. El orden que va a continuación puede resultar de los más lógicos.
Si empezamos nuestra campaña no lejos de la época en que comienza el año, no sería mal detalle arrancar de M1, un objeto fácil de encontrar y de observar. De aquí, si la estación lo permite, es preferible retroceder en ascensión recta para visitar a M45 (las Pléyades), M34, M76 y M103, procediendo, como casi siempre conviene, de Sur a Norte.

Vamos con el cielo de invierno. Un programa de cúmulos de amplio tiempo de visibilidad abarca, además de M45, M38, M36, M37, M35, M44 (el Pesebre) y M67. Luego pasamos, en el corazón del invierno boreal, a observar primero las nebulosas de Orión -M42, 43 y 78-, luego el cúmulo globurlar de la Liebre, M79; y a continuación M41, al sur de Sirio, nos abre camino a la amplia serie de objetos de Puppis y Monoceros, que debemos apresurarnos a estudiar durante su paso por cerca del meridiano, especialmente los más australes. Puede seguirse este orden: M93, 46, 47, 50 y 48.

Los objetos de la Osa Mayor y Los Lebreles pueden observarse gran parte del año. Es preferible escoger la primavera o el otoño (quizá mejor el otoño, por la mayor escasez de objetos Messier). En todo caso conviene seguir un orden semejante a éste: M81-82, M97, M108, M109, M40 (el más prescindible de todos, pero no lo despreciaremos), M106, M94, M63, M51, M102, M101. Nada nos impide alargarnos un poco a M3 (¡mejor en primavera!), para variar de objeto.

La campaña de galaxias del cúmulo Virgo-Coma debe hacerse de un tirón, en varias o muchas noches limpias y sin Luna de primavera, sin otra evasiva posible que el ya citado M3, y otro globular, M58. En Leo puede seguirse el orden M95-96, M105 y M65-66. En Virgo, la constelación que asombró a Messier por la enorme cantidad de "nebulosas", apretujadas en un estrecho espacio de cielo, es normal seguir un orden de ascensiones rectas, con pequeños saltos a Norte y Sur, para hacer más cómodo el desplazamiento. Por ejemplo, M98-99, 100, 85, 84-86, 87, 88, 91, 89-90, 58 y 59-60. Una forma gratificante es terminar con M64 y M104, en el orden que aconsejen las circunstancias. Sin olvidarse de la excursión a M68 (un globular), que puede practicarse en una noche en que el cielo esté limpio cerca del horizonte sur. Nada mejor para terminar la campaña de primavera que aproximarse a M53, ya cerca del Boyero.

El primer objeto del verano es M5, un globular en Serpens Caput. Si queremos, antes de pasar a sus congéneres de Ofiuco, podemos acudir a los de Hércules, M13 y M92, antes de que alcancen excesiva altura sobre el horizonte. No tenemos más remedio que seguir viendo cúmulos globulares en Ofiuco: M107, M9, M12, M10, M14, y luego, es hora de pasar a los de Escorpio: M80 y M4.

Hénos aquí ya entrando en la zona central de la cinta galáctica, con multitud de objetos cuyo orden puede ser el siguiente: M62, 19, 6, 7, 20, 21, 28, 22, 69, 54, 70, 55, 75, 17, 18, 16, 26 y 11. Pueden cambiarse, por supuesto, de acuerdo con el capricho propio o condiciones de la noche.

Una campaña muy flexible, centrada en el corazón de verano, pero con un margen muy amplio de fecha de elección, es el de la zona Lira-Cisne, con M57, M56, M27, M71, M29 y M39.

Para comenzar el otoño, nada mejor que M2, en Acuario; para continuar con M72, M73 (otro objeto prescindible), M30 y M15. Podemos pasar, antes de que alcance su máxima altura, a Casiopea, con M52 y M103, a Perseo con M34 y M76, y bajar a la zona de galaxias de polo sur galáctico: M74 y M77, para concluir gozosamente en las maravillas del Triángulo-Andrómeda: M33, M31-32 y M110. Con ello habremos empezado de una forma simbólica por M1 y terminado en M110 sin incurrir en ninguna arbitrariedad. Todo, por supuesto, salvo mejor criterio del observador, o de las circunstancias. Al fin y al cabo, es uno mismo quien, por mil razones, debe llevar la iniciativa. A este efecto, puede ser útil la ordenación del Catálogo Messier por ascensiones rectas.

Sea lo que fuere, conviene trazarse un programa flexible. Nunca un recorrido a tontas y a locas, sino de acuerdo con un orden racional y con los más cortos saltos posibles. Sin ese programa, es difícil alcanzar el gusto, realmente gratísimo para cualquier aficionado a la Astronomía, de recorrer por los distintos rincones del cielo, uno a uno, todos los objetos del Catálogo Messier.

lunes, 28 de enero de 2008

La elaboración del Catálogo Messier

Cuando en 1774 apareció en el Anuario de la Academia Francesa el primer Catálogo de Messier, el género estaba muy poco desarrollado. Existía un catálogo de 5 objetos celestes hecho por Halley, otro algo más amplio debido a W. Derham, y las Memorias de objetos australes -no exactamente un catálogo-, publicadas por Lacaille después de su viaje a África del Aur en 1750-51. Tampoco puede calificarse de catálogo el Prodomus Astronomía de Hevelius, comentario -por otra parte muy interesante- de observaciones realizadas en gran parte a simple vista. Messier tuvo casi que inventar la forma de hacer un catálogo de objetos celestes, y de aquí sus muchas limitaciones, entre ellas el hecho de que las entradas siguen el orden del descubrimiento, en vez del de ascensiones rectas crecientes, origen del curiosísimo y casi simpático caos de la distribución de los objetos Messier por el firmamento, que tanto suele chocar a los aficionados que empiezan sus actividades observacionales.

A esta inevitable limitación hay que sumar también su objeto. "Cuando el cometa de 1758 estaba entre los cuernos del Toro -escribió en el anuario Conaissance des Temps- descubrí por encima del más meridional y a poca distancia de la Zeta del Toro una luz blanquecina, extendida en forma de llama de una vela, que no contenía estrellas. Esta luz era parecida a la del cometa que había observado antes..., sin cola ni barba". Tal vez si M1 no hubiera recordado la forma de un cometa poco desarrollado, Messier nunca hubiera decidido componer su Catálogo. Y así lo dejó en claro más tarde, al justificar la totalidad de su obra: "La causa de que me pusiera a elaborar el Catálogo fue la nebulosa que descubrí sobre el cuerno sur de Tauro...". Entendamos: fue la causa, no la clave del impulso inicial, puesto que la elaboración del Catálogo no comenzó hasta seis años más tarde, tras el hallazgo de otros objetos similares.

La secuencia de la elaboración del Catálogo Messier es en líneas generales la siguiente:

No fue hasta haber encontrado el tercer objeto nebuloso, en mayo de 1764, cuando Messier decidió poner manos a la obra. Puede que el proyecto viniera de antes, y la "inspiración" data, qué duda cabe, del chasco recibido con M1; pero nada, ni una sola nota o apunte se conserva como reacción ante el hallazgo de M1 y M2. En el caso de M3 la reacción fue inmediata. Si este objeto fue registrado el 3 de mayo, el día 8 ya estaba Messier trabajando por su cuenta en la nueva empresa, cuando encontró M4. El 23 de mayo, pasada la Luna Llena, encontró cuatro objetos más en una sola noche (M5 - M8). Y las búsquedas siguieron casi sin interrupción, sin apenas otros huecos que las temporadas de mal tiempo o de Luna Llena: tanto es así, que resulta relativamente fácil conocer de forma muy aproximada las fases de la Luna en 1764, con sólo consultar las fechas de las entradas del Catálogo Messier. La campaña fue extraordinariamente fructífera. Hubo noches, tales como el 23 de mayo, el 3 y 5 de junio, en que descubrió nada menos que cuatro objetos nuevecitos, algo que ya quisiera que fuese posible cualquier observador de hoy. Messier barría zonas del cielo, dejando pasar estrellas por el campo de su telescopio, y cuando no obtenía resultados escogía otra declinación u otra zona prometedora. Durante la primavera y verano de 1764 se le vio especialmente interesado en la zona galáctica de Ofiuco, Escorpio y Sagitario, donde suponía -razonablemente- que eran más probables los hallazgos.
Durante el verano fue explorando cada vez más al este, aprovechando las noches tibias para quedarse hasta última hora: así el 3 de junio llegó a M15, en Pegaso, y entre el 27 de julio y 30 de agosto hizo un verdadero "tour de force", eludiendo siempre la Luna y trasnochando cada vez más hasta llegar de M28 (Sagitario) a M29 (Cisne), M30 (Capricornio), M31-32 (Andrómeda), M33 (Triángulo), M34 (Perseo), y ya muy de madrugada, M35 (Géminis)... Y a principios de septiembre, M36-37-38 (Auriga). Como si tuviese prisa por hacer un recorrido completo del cielo.
En octubre, ya con más calma, vuelve a observar a primeras horas de la noche, y tras llegar a M40 se detiene. ¿Creía haber descubierto ya lo fundamental de su obra, u otra actividad le detuvo? En enero de 1765 encontró fortuitamente M41 en el Can Mayor, y lo registró, pero no siguió buscando. Sólo cuatro años más tarde, cuando supo que iban a publicarle el Catálogo, pensó incluir, tal vez para evitar el impar M41, la conocida nebulosa de Orión. No contaba con la huéspeda, y la huéspeda fue en este caso la nebulosa aneja M43, que volvía a culminar el Catálogo con un número "feo". De aquí que Messier decidiera añadir como colofón dos objetos conocidos desde la antigüedad y difícilmente confundibles con un cometa como el Pesebre (M44) y las Pléyades (M45).
Justo por entonces fue elegido Messier miembro de la Academia, y tuvo oportunidad de publicar su Catálogo en el Anuario, sin contar el ofrecimiento del calendario de efemérides Connaissance des Temps.
Algún motivo debió incitarle a componer la segunda parte, aunque la realizó con mucha menos prisa que la primera. El 19 de febrero de 1771 pasó la noche buscando, y encontró cuatro objetos, dos en Pupis (M46 y M47), otro en la Hidra (M48) y otro en Virgo (M49), la primera galaxia lejana que vio en su vida. Si hubiera seguido buscando por aquella zona, hubiera encontrado un verdadero coto de caza. Pero de pronto abandonó por entonces la empresa; tal vez por haber reanudado con actividad su búsqueda de cometas (casi todos los objetos que siguen están relacionados con trayectorias de cometas descubiertos o seguidos por él) o tal vez por saber que el Anuario de la Academia estaba repleto de orinales, y por el momento no podía publicar su Catálogo. De hecho tuvo que esperar a 1774.
Pocos descubrimientos hizo en los años siguientes, hasta que en 1779 dio muestras de nueva actividad, cuyos frutos vio publicados en el Anuario de la Academia de 1780, con un suplemento al Catálogo que llegaba hasta M68. Y desde entonces no interrumpió ya nunca del todo sus búsquedas, hasta que en la primavera de 1781 alcanzó el número 100. Fue justamente este año el que registra el mayor número de hallazgos desde 1764: concretamente 22, y ahora ya con la inapreciable ayuda de Méchain. Todo parece indicar que Messier trabajaba a rachas, según su inspiración, el tiempo disponible o la perspectiva de la próxima publicación de un apéndice a su Catálogo.
La idea de Messier era terminar en la entrada 100 -siempre con su gusto, muy propio de un ilustrado, por los números redondos-, pero entretanto su compañero Méchain encontró otros tres, y los publicó como suplemento en le edición completa del Catálogo, que apareció en Connaissance des Temps de 1884. El Catálogo volvió a publicarse tal cual, sin adenda ni corrección, en 1787, con sus 103 objetos, a pesar de que Messier o al menos Méchain había visto por lo menos unos cuantos más, y sin proceder a la nada difícil ordenación por ascensiones rectas que Messier se había propuesto.
¿Qué fue lo que impidió todo nuevo retoque? ¿La especie de abulia de la que ya comenzaba a dar muestras un Messier viejo y medio tullido? ¿El temor a que la gloria pasara a su discípulo Méchain, que ya por entonces observaba más y emjor que él? (descubrió diez cometas). ¿El deseo de reunir un número significativamente mayor de objetos, que justificara una edición distinta? Podemos encontrar una última explicación. En 1801 escribía en Connaissance des Temps: "Después de mí, el celebrado Herschel publicó un catálogo de 2.000 objetos celestes que él había observado. Este magnífico desvelamiento del cielo, realizado con instrumentos de gran abertura, no es útil, sin embargo, a la búsqueda de cometas. Mi objetivo era diferente del suyo, como que yo sólo contabilizaba nebulosas visibles con un telescopio de dos pies". Messier hace de la necesidad virtud y justifica la modestia de su Catálogo arguyendo que está destinado solamente a los buscadores de cometas. Reconoce su limitación y al mismo tiempo la gran ventaja de su modestísimo Catálogo: todos los objetos Messier son espectaculares para cualquier instrumento de observación, por modesto que sea; y más espectaculares, aún, no hace falta decirlo, para grandes instrumentos. Una red de gruesa malla no recoge más que peces gordos; y tales son los objetos Messier.
Una mayor continuidad le hubiera permitidio descubrir varios cientos de objetos celestes que nadie había visto en su tiempo. En 1764, ese catálogo hubiera significado el sensacional "desvelamiento del cielo" que el propio Messier atribuía a Herschel. Pero ya a la altura de 1800 carecía de sentido tratar de imitar a Herschel con los mediocres y modestísimos telescopios que estaban a su disposición. Una docena o dos de objetos añadidos no le hubieran librado ya del ridículo. La era de Messier había pasado con la llegada del siglo XIX. Aquí sí que su parsimonia había de dejar anticuada su labor antes de haberla agotado.

domingo, 27 de enero de 2008

La vida de Charles Messier IV

Pero no nos engañemos. Messier era por vocación un cazador de cometas, y era tal misión lo que podía darle por entonces renombre y fama. Se dedicó empeñadamente a la búsqueda de nebulosas durante los meses centrales de 1764. Luego, la continuación de su catálogo se retrasó una y otra vez, pospuesta por la búsqueda y seguimiento de astros con cola, que se mostraron muy pródigos en sus apariciones durante los años sucesivos. La mejor época de Messier fue justamente la que transcurre entre 1764 y 1779, durante la cual descubrió 12 cometas, mientras que su máximo rival, Montagne de Limoges, encontraba sólo uno... aprovechando la coyuntura de una grave enfermedad de la esposa de Messier. En total, éste llegó a descubrir 21, una cantidad hasta entonces jamás igualada por ningún astrónomo de la historia, aportando además datos muy importantes sobre otros 50.

Sin embargo, hubo un honor que nuestro amigo tardó en alcanzar, aunque lo persiguió con ahínco: el ingreso en la Academia Real de Ciencias de París, la meca de los sabios en aquellos tiempos. Desde 1763 fue presentada varias veces su candidatura, pero siempre apareció en la famosa bolsa de los votos alguna bola negra. No sabemos cuál fue el motivo de tal reticencia, si la envidia de otros astrónomos menos afortunados, la mala disposición de Delisle, la falta de una auténtica carrera científica, o el modesto origen de Messier. Éste cambió de táctica: comenzó a comunicar sus descubrimientos, y a enviar artículos y mapas a la Royal Society de Londres, a la Academia de Berlín y a la Academia Imperial de San Petersburgo, prestigiosas instituciones que se apresuraron a nombrarle Socio de Honor. En vista de lo cual, los franceses comprendieron al fin que no podía ser menos, y lo admitieron en la Academia en 1770.

Una vez conseguido su sueño, la actividad académica de Messier fue frenética: participó en todas las discusiones científicas, envió comunicaciones y publicó multitud de trabajos y magníficos mapas en el Boletín anual, incluyendo las dos partes de su célebre Catálogo. Se convirtió en el astrónomo más célebre de Francia, y Luis XV le concedió humorísticamente el título de "el hurón de los cometas".

Por 1780 aparece su colaborador Pierre François André Méchain, también astrónomo de la Marina, y éste sí dotado de una sólida formación científica. Si hubo celos entre los dos hombres, no tenemos testimonio alguno de ello. Lo cierto es que mientras Messier envejecía, Méchain se aficionaba más y más a la búsqueda de objetos nebulares, para completar el Catálogo. Siempre ofreció sus descubrimientos a Messier, y éste nunca dejó de citar a su amigo cuando le había anticipado el hallazgo. El hecho es que a partir de M71 hay en el Catálogo más objetos descubiertos por Méchain que por Messier, aunque éste los "controló" siempre antes de incluirlos en sus entradas.
Cuando Messier había enviado a la imprenta la segunda parte del Catálogo, a fines de 1781 sufrió un desgraciado accidente, fruto, como tantos sucesos de su vida, de su carácter distraído. Paseando por el Parque Monceau de París, observó lo que le pareció una gruta, y resultó ser un pozo de hielo, de los que entonces se empleaban para conservar el agua helada durante todo el año. Cayó desde una altura de 10 metros, se fracturó varios huesos de los brazos y las piernas, así como algunas costillas, y cuando al fin fue recogido con ayuda de escalas y cuerdas, estaba medio congelado. Tardó varios meses en poder andar, y quedó desde entonces un tanto tullido. Ya no volvió a ser el mismo, aunque siguió observando, entre otras cosas un eclipse y una aurora boreal, y hasta hizo un viaje a España, con motivo de una triangulación que se trazó de Dunkerque a Barcelona, con el fin de obtener un valor más exacto del grado del meridiano terrestre.

Proyectaba publicar un nuevo Catálogo, completado con los últimos datos y ordenado por ascensiones rectas, pero la inflación propia de fines de los años 80 se lo impidió. Luego, la Revolución de 1789 fue para Messier una desgracia. Cerró la Academia, perdió sus instalaciones del Hotel Cluny, se suprimió el Observatorio de Marina y Messier se vio expulsado y sin sueldo. Hubo de huir de Paris en 1793, el año del terror. No parece que hubiera en ello razones de índole estrictamente ideológica, pero los revolucionarios nada querían saber de quien había sido hasta entonces astrónomo real.
Se le fue rehabilitando poco a poco, y más tarde Napoleón le nombró Caballero de la Legión de Honor. Eso sí, siguió sin dinero, y su salud flaqueaba. Cuando en 1802 le visitó Herschel, gran admirador suyo, el viejo Messier se quejó de que ni le reponían los cristales rotos de su observatorio, lo que le hacía pasar mucho frío. "El mérito no siempre es reconocido como debiera", escribió el gran observador inglés. Messier murió en 1817, a los 87 años de edad. Caso todos los grandes astrónomos fueron longevos.

sábado, 26 de enero de 2008

La vida de Charles Messier III

En septiembre de 1760, cuando observaba la zona de Acuario -por donde había pasado el Halley- encontró otro cometa, éste de cabellera perfectamente redonda, que en noches sucesivas demostró seguir el mismo comportamiento -o falta de comportamiento- que el de dos años antes en Tauro: no se movía. Otra maldita nebulosa.

Por fin, en 1764, descubrió un hermoso cometa, luego famoso, que le llenó de orgullo; pero semanas más tarde -el 3 de mayo- encontró otra cabellera redondeada en Coma Berenices (M3), que le recordó la de Acuario, pues eran sumamente parecidas. Sospechó que no se trataba de un cometa, sino de otra nebulosa, y acertó. Fue entonces -y no antes, contra lo que se cree- cuando decidió hacer un catálogo de objetos nebulosos para evitar futuras confusiones: no sólo para su propio uso, sino para que otros colegas no perdieran el tiempo observando noche tras noche objetos fijos, es decir, objetos inútiles.

Es curioso. Messier inició la elaboración de su Catálogo en mayo de 1764, movido por su odio a las inoportunas "nebulosas", para evitar que nadie cayera en la trampa, y pudiera esquivarlas cuidadosamente; sin embargo, y como era un cazador nato, puso tal entusiasmo en la búsqueda de tales objetos, que acabó encariñándose con su nueva tarea. Primero anotó sólo "nebulosas que observadas al telescopio tenían aspecto de cometas"; luego, "nebulosas y cúmulos de estrellas, que pudieran, observadas con pequeños instrumentos, confundirse con cometas"; y por último, "cúmulos de estrellas que a simple vista pudieran ser tomados como cometas". El parecido con cometas acaba resultando casi un pretexto. Según Alan Mac Robert, Messier acabó incluyendo en su Catálogo a las Pléyades, porque cuando están próximas al horizonte pueden confundirse con un cuerpo difuso; pero el pretexto puede parecer ya un poco forzado. Sea lo que fuere, Messier se lanzó a la búsqueda de objetos difusos en el cielo, se parecieran o no a cometas.

Sin ser consciente de ello siquiera, dio un paso de gigante en la historia de la Astronomía. Hasta entonces, todo se reducía a Astronomía de posición: planetas, cometas, zodíaco, trayectorias, eclipses, efemérides, calendario, ajustes, anomalías. Desde aquel momento, la Astronomía consistía en la búsqueda y observación sistemática de objetos celestes fijos, su descripción y análisis. Inadvertidamente, había dado el primer paso en un nuevo campo de asombroso porvenir: la Astrofísica. El segundo paso lo dio poco despues William Herschel.

La vida de Charles Messier II

Messier comenzó a realizar sus dibujos en el Colegio de Francia, donde Delisle tenía su despacho y sus instrumentos. Como el jefe era ya un viejo un tanto excéntrico y poco trabajador, fue confiando poco a poco a su ayudante tareas de observación. Y fue entonces cuando Messier, hombre de excelente vista e ingenio despejado, su convirtió en un observador de primera. En 1755 fue empleado como ayudante de observación en el centro del Hotel de Cluny donde funcionaba entonces el Observatorio de Marina. Era la época en que los astrónomos esperaban ansiosamente el regreso del cometa de 1682, que Edmund Halley había previsto para 1758. Si las predicciones se cumplían, quedaría demostrado que los temidos cometas eran cuerpos celestes como otros cualesquiera, y se confirmaría de paso, definitivamente, la ley de Gravitación Universal de Newton. Se comprende que la principal actividad de entonces entre los astrónomos fuese buscar y descubrir cometas, para medir sus posiciones y calcular su órbita.

Messier observaba el cielo con más asiduidad que su maestro Delisle, y en agosto de 1758 descubrió un cometa, que muy pronto, por su trayectoria, demostró que nada tenía que ver con el Halley. Pero en la madrugada del 28 de agosto ocurrió algo inesperado: buscando "su" cometa, Messier descubrió otro, de bien desarrollada cabellera, entre Tauro y Gemini. Cuando en noches sucesivas tomó la posición del nuevo cometa, observó con asombro que no se movía. Al cabo de una semana concluyó que se trataba de una nebulosa, y se concentró exclusivamente en la observación del verdadero cometa, que se aproximaba al perihelio. El chasco quedó por entonces medio olvidado. Sin embargo, resultaría decisivo en la vida de Messier y en la historia de la Astronomía.

En cambio, el cometa más buscado, el Halley, no acudía a la cita. ¿Es que los cometas son simples apariciones arbitrarias, o los cálculos de Delisle, con los que necesarimente había de trabajar, estaban equivocados? Messier empezaba a sospechar más bien que lo segundo. Al fin, el cometa fue redescubierto, un poco inesperadamente por un granjero de Sajonia aficionado a la astronomía, de nombre Palizsch, por las navidades de 1758; pero la noticia, a causa de la guerra de los siete años, no fue conocida en Francia hasta dos meses después.
Sin embargo, en enero de 1759, Messier, que ya había decidido prescindir de la órbita deducida por Delisle y barría sistemáticamente zonas contiguas del cielo, encontró por fin el cometa: fue por tanto su codescubridor independiente. Pero Delisle, gotoso y atrabilario, molesto quizá por su humillación, le prohibió terminantemente que diera a conocer la noticia, para poder determinar cuanto antes su trayectoria y dar a conocer sus efemérides; pero no pudo lograr su propósito, porque el cometa se acercaba rápidamente al perihelio, y dejó pronto de ser observable. Entretanto, llegó la noticia del hallazgo de Palizsch, y tanto Delisle como Messier -por culpa del primero- perdieron su gloria. Incluso muchos no dieron fe al codescubrimiento de Messier. La manía de su viejo maestro llegó al punto de obligarle a guardar secreto sobre el hallazgo de dos cometas más, que Messier realizó en meses sucesivos.

En efecto, la noticia del Halley, que venía a confirmar espectacularmente una nueva y más científica visión de la Astronomía, levantó la veda, y se inició por todas partes una furiosa caza de cometas. Tras el retiro de Delisle, Messier quedó como astrónomo principal de la torre del Hotel de Cluny, y comenzó la asombrosa serie de sus descubrimientos.

La vida de Charles Messier I

Charles Messier nació en 1730 en Badouville, Lorena, hijo de una familia bien, pero que no tenía grandes medios económicos. Se quedó huérfano en 1751 y se fue a Paris a buscar fortuna. Como su mayor habilidad era el dibujo, buscó una forma de poder demostrar sus habilidades. Finalmente, por casualidad, fue contratado por el astrónomo real, Joseph Nicolas Delisle. La prueba que se le puso consistió en copiar un mapa de la Gran Muralla China, tarea que Messier realizó a la perfección. No es extraña la relación de la Astronomía con el dibujo, ya que por aquella época los mapas celestes debían ser trazados a mano (para luego copiarlos en planchas y grabarlos en la imprenta). Eran necesarias una gran precisión, una limpieza absoluta y facilidad para el trazado de toda clase de representaciones sobre un plano de proyecciones de líneas celestes: no sólo de coordenadas astronómicas, sino de trayectorias de cuerpos erráticos, como planetas y principalmente cometas.

La Astronomía de entonces, en plena Ilustración, era, ante todo, Astronomía de posición. Bode, Hevelius, Lalande, Flamsteed, Lacaille, el mismo Delisle, la habían llevado a su perfección. Era preciso calcular con la mayor exactitud posible la posición de un objeto en el cielo, y, si se movía entre las llamadas "estrellas fijas", calcular con suma exactitud sus movimientos, para determinar su órbita aparente y adelantar sus efemérides. Pero al mismo tiempo que esta absoluta precisión de puntos y líneas sobre el papel, se mantenía aún la costumbre clásica de superponer sobre el mapa de las constelaciones las figuras simbólicas o mitológicas que representaban. Para elaborar un mapa celeste había que ser un dibujante consumado. Hoy no comprenderíamos bien este prurito pictórico, que más contribuiría a desorientarnos que a otra cosa, pero entonces, cuando la Astronomía se encontraba en un decisivo momento de transición, la vieja costumbre era tan obligatoria como la precisión en las posiciones, y hasta parece que constituía una ayuda nemotécnica para recordar y referir mejor la posición de los objetos sobre el mapa. En el propio texto del Catálogo de Messier se da curiosamente esta duplicidad de informaciones posicionales: primero las coordenadas celestes exactas del objeto descubierto, hasta llegar nada menos que al segundo de tiempo en ascensión recta y el segundo de arco de declinación. Luego, por si esto no bastara, una alusión a la posición del mismo respecto de la intrincada maraña del zoo celeste. Así nos encontramos con indicaciones como:

M14: sobre el manto que pasa por encima del brazo derecho de Ofiuco.
M21: entre las dos patas delanteras de la Raposa.
M46: entre la cabeza del Can Mayor y las dos patas de atrás del Unicornio.

El método, como indicación locativa referida a un conjunto, puede parecernos curioso, pero no era en si anticientífico. Todavía hoy usamos (sobre todo, los aficionados) expresiones como "la cola de la Osa Mayor" o "el Cinturón de Orión" sin escándalo de nadie.

El hecho es importante, porque nos explica cómo Messier llegó a la Astronomía. Llegó por casualidad, y como dibujante. Otros venían a parar a ella como matemáticos, como geodestas o como marinos, y poseían una formación científica previa. Messier carecía de esa formación. Descubrió 21 cometas y redescubrió más de 50, pero, aunque podía representar su posición en el mapa y trazar con gran limpieza su trayectoria aparente, entregaba los datos a los calculistas para que determinaran su órbita y predijeron las efemérides. Esta falta de base fue un lastre para Messier, aunque se fue corrigiendo con el tiempo. No sabemos si a tal limitación se debe la imprecisión de algunas medidas de posición en su Catálogo, o sus frecuentes equivocaciones en el uso de los signos: muy probablemente son consecuencia de su natural despiste.

domingo, 20 de enero de 2008

M81

Constelación: Osa Mayor (Ursa Major)
Visibilidad: hemisferio boreal y al norte de 15º S
Magnitud: 6.8
Tamaño aparente: 16 X 10 minutos de arco
Distancia: 11 millones de años luz
Situada 10 grados al noreste de la caja del Carro de la Osa Mayor, M81 ofrece uno de los ejemplos celestes más admirables de galaxia espiral simétrica. Como tiene magnitud 6.8, destaca en cielos muy oscuros y llega a verse con prismáticos de 7 X 50.

M81 mantiene una inclinación de casi 45 grados con respecto a una orientación frontal, se muestra como un disco claramente oval con un núcleo brillante y denso. En cielos oscuros y limpios, un telescopio de 200 mm con 40 aumentos llega a revelar incluso amagos de dos brazos tenues que salen en espiral de la parte brillante del disco. En cambio, las extensiones de brazos espirales que más se alejan del disco quedan fuera de la capacidad captadora de luz incluso de los telescopios grandes.
El tamaño aparente de M81 asciende a 16 por 10 minutos de arco y el eje longitudinal del óvalo está orientado de norte a sur. Las imágenes detalladas revelan un disco aún mayor, de unos 26 minutos de arco de largo, con un tamaño aparente similar al de la Luna llena.
Medio grado al norte de M81 y en el mismo campo de visión con pocos aumentos, se halla la extraña galaxia M82, orientada de perfil. Se pueden recorrer ambas galaxias para comparar su forma.
M82 está clasificada como galaxia con formación estelar eruptiva. Decenas de millones de años atrás, M81 y M82 pasaron muy cerca la una de la otra. La interacción gravitatoria afectó en gran medida a ambos sistemas y creó estrellas nuevas en la región central de M81 y un estallido de formación estelar en M 82.
M81 y M82 juntas forman el núcleo de un grupo pequeño de galaxias que se cuenta entre los más próximos a nuestro Grupo Local, a sólo 11 millones de años luz de distancia.

sábado, 19 de enero de 2008

Recorrido por el cielo: 1 La región circumpolar boreal

Este recorrido boreal se centra sobre todo en las constelaciones de la Osa Mayor (Ursa Major) y la Osa Menor (Ursa Minor), que ofrecen multitud de tesoros celestes observables. Las dos osas corresponden, en la mitología griega, a la bella Calisto y a su hijo Arcade, a quienes Hera transformó en osos movida por los celos. El esposo de Hera y amante de Calisto, Zeus, el rey de los dioses, los hizo inmortales y los colocó en los cielos.
Estas constelaciones sólo pueden verse desde el hemisferio boreal, no son visibles más al sur de la latitud 10º S, y la mejor época para observarlas es en primavera.
1 Estrella Polar (Polaris, alfa Ursae Minoris)
La Polar es una variable cefeida 46 veces mayor que el Sol y que dista 432 años luz. Con telescopio se aprecia una compañera débil (magnitud 9.0) y azulada separada de la Polar 18 segundos de arco.

2 Mizar y Alcor (zeta y 80 Ursae Majoris)
Mizar es la estrella central de las tres que forman la pértiga del Carro en la Osa Mayor. A simple vista se distingue una estrella débil, Alcor, justo encima de ella. Los prismáticos permiten separarlas con facilidad, pero el telescopio muestra que Mizar posee otra compañera, una estrella de magnitud 4 llamada Mizar B y situada a 14 segundos de arco.

3 Cor Caroli (alfa Canum Venaticorum)
Recibió el nombre, que significa "el corazón de Carlos", en honor al rey Carlos II de Inglaterra. Se trata de una doble que se separa fácilmente con cualquier telescopio en una gema azulada de magnitud 2.9 y una joya amarillenta de magnitud 5.5, separadas por 20 segundos de arco.
4 47 Ursae Majoris
En 1996 se descubrió que esta estrella amarilla semejante al Sol posee un planeta con una masa como mínimo 2.6 veces la de Júpiter (se trata posiblemente de un gigante gaseoso) con un período orbital de tres años.
5 M51, galaxia Remolino (NGC 5194)
Descrita por primera vez por el conde de Rosse en 1845. La galaxia Remolino es, tal vez, la galaxia espiral más bella del cielo. Los prismáticos la muestran como una mancha borrosa y con un telescopio de 200 mm se atisban sus brazos espirales.
6 M81 (NGC 3031) y M82 (NGC 3034)
Para encontrarlas hay que trazar una línea desde gamma hasta alfa Ursae Majoris, y luego prolongar esa línea hacia el norte. Con prismáticos se ven como dos pequeñas manchas grisáceas. La espiral M81 aparece al telescopio como un resplandor elítico, mientras que la irregular M82 se asemeja a un huso luminoso moteado.
7 M108 (NGC 3556) y M97, nebulosa de la Lechuza (NGC 3587)
Este par de objetos mucho más debiles se halla por debajo de la caja del Carro, cerca de Merak (beta Ursae Majoris). M97, la nebulosa de la Lechuza, es una planetaria cercana, la envoltura expulsada por una estrella vieja. A una distancia equivalente a la amplitud del campo de visión observando con pocos aumentos, se encuentra una galaxia espiral lejana vista de canto, la M108.

viernes, 18 de enero de 2008

Nuestro lugar en el Universo

Algunos astrónomos parecen tener el don de obtener bellas y nítidas fotografías de galaxias con grandes telescopios. Hubble no era uno de ellos, aunque era experto en extraer datos esenciales de las placas generalmente defectuosas que obtenía. Tampoco era especialmente hábil con los espectros, pero en esto fue ayudado por un tal Milton Humason, un joven ingenioso de mente inquisitiva que comenzó a trabajar en Monte Wilson como arriero y portero del observatorio, luego empezó a ayudar a los astrónomos en su trabajo con el telescopio y finalmente se convirtió en un experto astrónomo de observación. Durante los años treinta y cuarenta, Hubble y Humason hicieron retroceder las fronteras del universo observable, haciendo mapas estelares y catalogando galaxias cada vez más distantes. Con el tiempo, Hubble pudo tomar fotografías llenas de las imágenes de galaxias más remotas que las estrellas de primer plano.

En 1952, el año anterior a la muerte de Hubble, Walter Baade anunció en una reunión de la Unión Astronómica Internacional realizada en Roma que había descubierto un error en la determinación del valor período-luminosidad de las cefeidas, y la corrección de tal error hacía duplicar la escala de distancias cósmica. Posteriormente, el ex ayudante de Hubble, Allan Sandage, en colaboración con el astrónomo suizo Gustav Tammann, logró nuevos refinamientos en la escala de distancias, lo cual permitió a los astrónomos medir la distancia de galaxias situadas a centenares y miles de millones de años-luz.

A esas distancias, el tiempo adquiere una importancia igual a la del espacio. Puesto que se necesita tiempo para que la luz de una galaxia distancia atraviese el espacio, vemos la galaxia tal como era hace mucho tiempo. Las galaxias del cúmulo de la Cabellera de Berenice, por ejemplo, se nos aparecen como eran hace 700 millones de años, cuando en la Tierra aparecía la primera medusa. A causa de este fenómeno, llamado tiempo de vuelta al pasado, debe ser posible establecer, observando muy lejos en el espacio profundo, si el universo fue una vez diferente de como es hoy. Las pruebas de que esto es así llegaron en los años setenta, cuando Sandage y el radioastrónomo Thomas Matthews descubrieron los quasars, y Maarten estableció que se hallaban extraordinariamente lejos. Los quasars parecen ser núcleos de galaxias jóvenes, a distancias de 1.000 millones de años-luz y más aún. Así, la exploración del espacio inició las páginas de la historia cósmica.
Prosigue la tarea de determinar nuestro lugar en el universo, y hoy podemos afirmar con cierta confianza que el Sol es una estrella amarilla típica que está en el disco de una importante galaxia espiral, a unos dos tercios del centro galáctico. El disco no sólo contiene estrellas y sus planetas, sino también vastas extensiones enrarecidas de hidrógeno y helio gaseosos, agregados más densos donde los átomos han logrado unirse y formar moléculas y gigantescos cumulonimbos de material arrojado por estrellas humeantes. Las ondas generadas por los armónicos en la interacción gravitatoria de las innumerables estrellas se propagan por el disco en un grácil diseño espiral, haciendo que el material interestelar forme glóbulos suficientemente densos como para que se contraigan bajo la atracción de su propia fuerza gravitatoria. De este modo se forman nuevas estrellas, y es la luz de las más masivas y menos duraderas de las jóvenes estrellas la que ilumina los brazos espirales, haciéndolos visibles. Éstos, pues, no son objetos sino procesos, tan transitorios, según los patrones espaciotemporales de la Vía Láctea, como las abundantes crestas de espuma que coronan las olas de los océanos terrestres.

Más allá de la Vía Láctea hay más galaxias. Algunas, como la Gran Nube de Magallanes y la de Andrómeda, son espirales. Otras son elípticas, y sus estrellas flotan en un prístino espacio sin nubes. Otras son oscuras enanas, algunas no mucho más grandes que cúmulos globulares. La mayoría pertenecen a su vez a cúmulos de galaxias. La Vía Láctea es una de unas pocas docenas de galaxias que incluyen una asociación unida gravitacionalmente que los astrónomos llaman el Grupo Local. Este grupo, por su parte, está cerca de uno de los extremos de un alargado archipiélago de galaxias llamado el supercúmulo de Virgo. Si pudiésemos volar por los sesenta millones, más o menos, de años-luz que hay desde aquí al centro del supercúmulo, encontraríamos en nuestro camino muchas cosas dignas de verse: la gigantesca galaxia caníbal Centaurus A, una elíptica que engulle afanosamente una espiral que tropieza con ella; la dilatada espiral M51, con su brillante núcleo amarillo y su multitud de estrellas blancoazuladas; y, en el centro del supercúmulo, la elíptica gigante Virgo A, rodeada de miles de cúmulos globulares de estrellas, que contienen unos tres billones de estrellas, y adornada con un chorro de plasma blancoazulado que ha sido vomitado desde su centro con la velocidad de un rayo.
Más allá de Virgo están los cúmulos de Perseo, la Cabellera de Berenice y Hércules, y más allá de ellos tanto otros cúmulos y supercúmulos de galaxias que se necesitan volúmenes enteros para catalogarlos. Hay una estructura aun a esas enormes escalas; los supercúmulos parecen estar ordenados en gigantescos dominios cósmicos que se asemejan a las células de una esponja. Y más allá de esto, la luz de galaxias remotas, cabalgando en las oscilaciones del espacio curvo, se hace tan moteada como el reflejo de la Luna en un estanque bajo el impulso de una suave brisa. Allí, a la espera de un futuro Hubble o Herschel, hay para contar muchas cosas pasadas, presentes o futuras.

sábado, 5 de enero de 2008

Edwin Hubble

Entre los disidentes estaba Heber Curtis, partidario de la teoría de los "universos-isla". Shapley reaccionó frente alos argumentos de Curtis con la aversión de un paciente que contempla una sala de cirugía: Curtis, señaló, "debe contraer mi sistema galáctico enormemente para tener mucha suerte con los universos-isla". El problema fue discutido formalmente por Shapley y Curtis bajo los auspicios de la Academia Nacional de Ciencias en Washington, el 26 de abril de 1920. En general, Shapley fue juzgado el perdedor, pero, como sucede habitualmente en la ciencia, el debate no dirimió nada y el último veredicto no lo dieron los hombres sino el cielo.

La hipótesis defendida por Curtis, que las nebulosas espirales eran galaxias de estrellas, se confirmaría si se lograba resolver en estrellas sin ambigüedades una de ellas. Este paso decisivo lo dio en 1924 el colega y gran adversario de Shapley, Edwin Hubble. Hombre alto, elegante e imperioso, con una elevada opinión de su lugar potencial en la historia, Hubble lograba que todo lo que hacía pareciese hacerlo sin esfuerzo -había sido una gran figura del atletismo en pista, boxeador, becario en Oxford y abogado antes de ser astrónomo-, y una de las cosas que menos esfuerzo le costaba era enfurecer a Shapley. Hubble sacó decenas de fotografías de M33 y su vecina M31, la espiral de Andrómeda, y halló en ellas lo que más tarde llamó "densos enjambres de imágenes que en ningún aspecto difieren de las estrellas ordinarias".

Pero que los puntos luminosos de las placas fotográficas de Hubble fuesen realmente estrellas era algo controvertido; Shapley los desechó considerándolos cuajados en una nebulosa laplaciana. En este aspecto, nuevamente, las variables cefeidas de Henrietta Leavitt proporcionaron los mojones necesarios. Las cefeidas son suficientemente brillantes como para ser discernibles a través de distancias intergalácticas. Usando el nuevo telescopio de 2,5 metros de Monte Wilson, Hubble fotografió las espirales una y otra vez, comparando las placas para hallar estrellas cuyo brillo hubiese variado. Sus esfuerzos pronto dieron fruto, y el 19 de febrero de 924 escribió a Shapley, quien por aquel entonces había dejado Monte Wilson para convertirse en director del observatorio de la Universidad de Harvard, una lacónica nota en la que le informaba de uno de los más importantes hallazgos de la historia de la ciencia: "Seguramente le interesará saber que he hallado una variable cefeida en la nebulosa de Andrómeda".

Hubble dedujo que Andrómeda está a un millón de años-luz de distancia, estimación igual a la mitad de las hechas posteriormente pero suficiente, sin duda, para demostrar que la espiral estaba mucho más allá aún de la "gran galaxia" de Shapley. Este respondió acremente que hallaba la carta de Hubble "el más divertido fragmento literario que he visto en mucho tiempo". Más tarde se quejó de que Hubble no había reconocido lo suficiente su prioridad en el uso de las variables cefeidas para establecer distancias. Pero el juego había terminado. El artículo de Hubble anunciando que había encontrado cefeidas en las nebulosas espirales -leído (en su olímpica ausencia) en una reunión conjunta de la Sociedad Astronómica Americana y la Asociación Americana para el Avance de la Ciencia en Washington, en 1925- inició la decadencia final de la hipótesis nebular, el ascenso de la hipótesis de los universos-isla y la comprensión por la humanidad de que vivimos en una de muchas galaxias.

Hubble siguió identificando, no sólo cefeidas, sino también novas y estrellas gigantes en Andrómeda y otras galaxias. Esos estudios ayudaron a calmar su temor de que las leyes de la física pudiesen no ser válidas más allá de nuestra galaxia, lo que habría quitado validez también a sus mediciones de las distancias. Newtn se había preguntado también si "Dios puede... variar las leyes de la Naturaleza y hacer Mundos de diversas clases en diversas partes del Universo". Hubble, en su breve artículo anunciando el descubrimiento de cefeidas en M31, tuvo la cautela de advertir que sus resultados dependían del supuesto de que "la naturaleza de las variables cefeidas en uniforme en toda la parte observable del universo". Cuando halló cefeidas y otras estrellas conocidas en la galaxia NGC 6822, escribió con evidente alivio que "el principio de la uniformidad de la naturaleza, pues, parece regir inalterado en esta región remota del espacio".

Las cefeidas

Shapley había estudiado en el observatorio de Princeton con Henry Norris Russell, donde se especializó en estrellas binarias de eclipse. Éstas son estrellas dobles, tan cercanas en el cielo que parecen una estrella aun a través de los más poderosos telescopios, y están orientadas en el espacio de tal modo que periódicamente se eclipsan una a otra. Las variaciones en el brillo total del sistema les da una semejanza superficial con las genuinas estrellas variables, cuyo brillo cambia debido a pulsaciones internas. Así, Shapley llegó a estudiar también las estrellas variables. El conocimiento que obtuvo de este modo un poco indirecto fue muy útil, pues una clase de estrellas variables -las variables cefeidas- iban a brindar a la astronomía una manera de medir distancias a través del espacio interestelar y hasta intergaláctico. Gracias a las cefeidas, Shapley se ganaría un lugar en la historia como el primero que determinó la situación del Sol en la Vía Láctea.

Las cefeidas, como Shapley fue el primero en sostener, tienen pulsos, su brillo varía a medida que cambian de tamaño. Hablando en términos astrofísicos, son estrellas gigantes, con tres o má veces la masa del Sol, que pasan por un período de inestabilidad, lo cual ocurre cuando les queda poco hidrógeno como combustible y empiezan a usar el helio como tal. Lo maravilloso de ellas es que el período de cada cefeida -esto es, el tiempo que tarda en completar un ciclo de variación en su brillo- está directamente relacionado con su brillo intrínseco (es decir, su magnitud absoluta). Una vez que se conoce la magnitud absoluta de una estrella, es tarea simple calcular su distancia. Todo lo que el astrónomo tiene que hacer es medir su magnitud aparente y luego aplicar la fórmula según la cual el brillo disminuye según el cuadrado de la distancia. Por ejemplo, si tenemos dos variables cefeidas con el mismo periodo, podemos suponer que tienen aproximadamente la misma magnitud absoluta. Si la magnitud aparente de una es cuatro veces mayor que la de la otra, inferimos (dejando de lado complicaciones tales como la interposición de una nube interestelar) que la estrella más oscura está dos veces más lejos.

La relación entre la periodicidad y la magnitud absoluta de las variables cefeidas fue descubierta en 1912 por Henrietta Swan Leavitt, una de una serie de mujeres contratadas por bajos salarios para trabajar como "computadoras" en el observatorio de la Universidad de Harvard en Cambridge, Massachusetts. Leavitt pasaba sus días examinando placas fotográficas tomadas con el telescopio refractor de 60 centímetros de la estación de Harvard en Arequipa, Perú. Una de sus tareas era identificar estrellas variables. Esto requería comparar miles de imágenes de estrellas puntuales en placas tomadas en fechas diferentes, en busca de cambios en el brillo. Era una tarea laboriosa, considerada demasiado insignificante para requerir el tiempo de un astrónomo experimentado. Leavitt pasó miles de horas en ella, y de este modo adquirió un excepcional grado de familiaridad con el cielo meridional.

Se le asignó una región que incluye las Nubes de Magallanes. Así llamadas porque atrajeron la atención de Magallanes y su tripulación en su viaje alrededor del mundo, las Nubes de Magallanes son dos grandes manchas filamentosas de una luz de brillo suave que parecen tramos separados de la Vía Láctea. Sabemos hoy, cosa que no sabían Leavitt ni sus contemporáneos, que las Nubes son galaxias cercanas y que, por ende, sus estrellas están todas a la misma distancia, aproximadamente, de nosotros, como luciérnagas en un campo durante la noche. Esto representa que toda diferencia significativa en las magnitudes aparentes de estrellas de las Nubes de Magallanes son producto de diferencias reales en sus magnitudes aboslutas y no del efecto de distancias diferentes. Gracias a esta feliz circunstancia, al estudiar las variables cefeidas en las Nubes de Magallanes, Leavitt pudo observar una correlación entre su brillo y su período de variación: cuanto más brillante es la cefeida, tanto más largo es su ciclo de variación. La función período-luminosidad que descubrió Leavitt se convertiría en la piedra angular de la medición de distancias en la Vía Láctea y más allá.
Shapley, dispuesto a hacer el mapa estelar de la Vía Láctea, recurrió a las cefeidas con gran entusiasmo. Usando el gran telescopio de 1,50 metros de Monte Wilson, fotografió los cúmulos globulares de estrellas -espectaculares conjuntos de cientos de miles a millones de estrellas-, identifcó variables cefeidas en todos ellos y luego empleó las cefeidas para calcular las distancias de los cúmulos. "Los resultados son un continuo placer", escribió el astrónomo Jacobus Kapteyn en 1917. "Dadme tiempo suficiente y resolveré el problema." La recompensa llegó más pronto de lo que Shaplay esperaba, y después de unos meses le escribió al astrofísico Arthur Stanley Eddington: "Ahora bien, con sorprendente rapidez y claridad, ellos [los cúmulos globulares] parecen haber dilucidado toda la estructura sidérea".
Shapley había descubierto que los cúmulos globulares están distribuidos a través de una extensión esférica de espacio, como si formasen parte de un enorme cúmulo mataglobular, y que el centro de esta esfera no está nada cerca del Sol, sino que está lejos hacia el sur, más allá de las estrellas de Sagitario. En un salto intuitivo magníficamente osado, Shapley conjeturó entonces -exactamente, como se demostró- que el centro del ámbito de los cúmulos globulares son una especie de armazón, un vago esqueleto de toda la Vía Láctea, los... mejores indicadores de su extensión y orientación". Si es así, el Sol está lejos del centro de la galaxia. "El sistema solar ya no puede mantener una posición central", afirmó Shapley.
El triunfo de Shapley sólo fue empañado por sus cálculos de las distancias. Anteriormente se había calculado el diámetro de la Vía Láctea -por varios investigadores, Shapley entre ellos- en una cantidad que oscilaba entre quince y veinte mil años-luz. Ahora, disponiendo de su trabajo sobre las variables cefeidas, Shapley llegó a la conclusión de que la cifra correcta era unos trescientos mil años-luz, más de diez veces mayor que las dimensiones que admitían sus contemporáneos, y tres veces más que las estimaciones más generosas aceptadas hoy.
Varios errores contribuyeron al cuadro inflado que hizo Shapley e la Vía Láctea. Como uchos de sus contemporáneos, subestimaba la medida en que las nubes de gas y polvo interestelar oscurecían las imágenes de las estrellas distantes, haciéndolas parecer más lejanas de lo que realmente están. Además, suponía que las variables cefeidas que observó en los cúmulos globulares eran esencialmente indénticas a las que Henrietta Leavitt había encontrado en las Nubes de Magallanes; en realidad, como descubrirían Walter Baade y otros astrofísicos, las variables de los cúmulos son menos masivas e intrínsecamente menos brillantes, y por lo tanto menos distantes de lo que se puede inferir de una comparación directa de sus períodos con los de sus primas más jóvenes. Las inexactitudes de este género son comunes en la avanzada de la ciencia, pero tuvieron el doloroso efecto de inducir a Shapley a pensar erróneamente que la Vía Láctea no era un galaxia entre muchas, sino un sistema de dimensiones únicas. Empezó a concebir la Vía Láctea como si fuese más o menos el universo entero, y a considerar las nebulosas espirales como sólo sus subordinadas o sus satélites.
Por estas y quizás por razones psicológicas más sutiles también, Shapley llegó a sentir un interés personal en la defensa de lo que él llamaba "las enormes y omnífodas" dimensiones de la galaxia cuyo mapa estelar había hecho. Llamó a esta concepción su hipótesis de la "gran galaxia" [big galaxy]. Quienes estaban de acuerdo con él tendía a interpretar la palabra big en el sentido de su etimología noruega, de bugge, que significa "importante". Quienes discrepaban preferían la etimología latina, de buccae, por "hinchado".

martes, 1 de enero de 2008

George Ellery Hale

Cuando empezó el siglo XX, pues, varios de los aspectos más pasmosos de la cosmología precopernicana cerrada habían renacido en escala galáctica. Se pensaba comúnmente que el Sol estaba situado en, o cerca de, el centro de un sistema estelar -la Vía Láctea- que abarcaba todas las estrellas y nebulosas del cielo telescópico, y que, por ende, constituía nada menos que el universo observable entero. Más allá de nuestra galaxia tal vez hubiese un vacío infinito, pero esta cuestión era puramente académica, como lo había sido la del carácter del espacio más allá de la esfera exterior de estrellas en el modelo aristotélico.

Pero la ciencia tiene un mecanismo autocorrector, y a principios de siglo había empezado a afirmarse. Las primeras grietas en la fachada de la hipótesis nebular aparecieron en el campo teórico, cuando se descubrió un defecto fatal en la teoría de Jeans de cómo se había condensado el sistema solar. De ser correcta la hipótesis, calcularon los matemáticos, el Sol debía haber conservado la mayor parte del momento angular del sistema solar y rotar muy rápidamente; en cambio, el "día" solar dura veintiséis lentos días en el ecuador del Sol, y los planetas tienen el 98 por 100 del momento angular del sistema solar. Los datos de observación también empezaron a volverse contra la hipóteis nebular. Huggins obtuvo un espectro de la nebulosa de Andrómeda en 1888, pero lo halló difícil de interpretar. Nueve años más tarde, Julius Schteiner publicó en Alemania un espectro de la nebulosa de Andrómeda, y señaló que el espectro no era gaseoso sino estelar. Indudablemente, al menos algunas nebulosas espirales estaban constituidas por estrellas.

Luego acudieron en ayuda de los astrónomos las estrellas en explosión, como siglos antes habían hecho para Tycho Brahe, Kepler y Galileo. Cada siglo, dos o tres estrella supergigantes explotan en alguna importante galaxia media, con tal brillo que se las puede ver a través de las extensiones del espacio intergaláctico. Puesto que miles de galaxias (o nebulosas elípticas y espirales, como se las llamaba por entonces) estaban dentro del alcance de los telescopios y las cámaras existentes, sólo era cuestión de tiempo que se empezasen a detectar supernovas en fotografías de otras galaxias. La primera de tales supernovas extragalácticas que se observó, en Andrómeda en 1885, estaba cerca del centro de la espiral, y por consiguiente podía ser explicada como el vómito de un protosol laplaciano. Pero luego, en 1917, George Ritchey, un óptico de Monte Wilson, y Heber Curtis, un astrónomo de Lick, anunciaron que habían encontrado varias novas en viejas fotografías de archivo de nebulosas espirales. Otros astrónomos empezaron a registrar sus archivos de placas y hallaron algunas decenas más. Las novas no estaban en el centro, sino que aparecían principalmente en los brazos espirales. Esto era sumamente adverso para la idea de que todas las nebulosas eran gaseosas. Docenas de estrellas en explosión en galaxias llenas de estrellas tenía sentido; en discos laplacianos de gas, no. Según el comentario de Curtis: "Las novas en las espirales proporcionan decisivas pruebas a favor de la conocida teoría del "universo-isla"".

Estaba preparado el escenario para el descubrimiento de las galaxias. Lo que quedaba por hacer era el proyecto de examen más vasto de la historia de nuestro planeta: establecer la situación del sistema solar en la Vía Láctea y determinar las distancias de las otras galaxias fuera de ella.
El paladín de esta causa fue el fundador de la astrofísica de observación, George Ellery Hale. La carrera temprana de Hale repitió el paso de la espectroscopia del Sol a las estrellas. Como niño que creció en los suburbios de Chicago, le fascinaba el Sol; construyó un observatorio en un patio interior donde observaba espectros solares, y a los veinticuatro años había inventado el espectrohelioscopio, un aparato que permitía examinar la atmósfera solar en una longitud de onda de la luz cada vez. Cautivado por la comprensión de que, como repitió toda su vida, "el Sol es una estrella", luego dirigió su atención a las profundidades del espacio. Fue responsable de la construcción de cuatro telescopios, cada uno de los cuales fue en su tiempo el más grande del mundo: el refractor de 1 metro del observatorio Yerkes, en Wisconsin, y, en California meridional, los reflectores de 1, 1,5 y 2,54 metros de Monte Wilson, y el reflector de 5 metros de Monte Palomar. Monte Wilson, en particular, fue un monumento a la doble pasión de Hale por la espectroscopia: allí los telescopios solares registraban los espectros del Sol de día, y de noche gigantescos telescopios reflectores se empleaban para sondear la multitud de otros soles dispersos por la Vía Láctea y más allá de ella.
Trabajador infatigable, aun juzgado por los duros criterios de los ópticos y astrónomos de la época, Hale subió en mula por el camino rocoso y sinuoso desde Pasadena hasta la cumbre del Monte Wilson, y cuando no había mulas disponibles simplemente subía corriendo la ladera de la montaña. Llevó a cabo una labor de investigación propia toda su vida y al mismo tiempo actuó como director del observatorio, recaudando fondos para telescopios cada vez más grandes y contratando para Monte Wilson a algunos de los más descollantes astrónomos del mundo. Uno de los más capaces de ellos era Harlow Shapley.