La Luna en cuarto menguante

1 Albategnius
2 Alphonsus
3 Archimedes
4 Aristarchus
5 Clavius
6 Copernicus
7 Eratosthenes
8 Gassendi
9 Grimaldi
10 Hipparchus
11 Kepler
12 Mare Cognitum
13 Mare Frigoris
14 Mare Humorum
15 Mare Imbrium
16 Mare Nubium
17 Mare Vaporum
18 Montes Alpes
19 Montes Apenninus
20 Oceanus Procellarum
21 Plato
22 Ptolemaeus
23 Rupes Recta
24 Sinus Iridum
25 Tycho
26 Alunizaje de Apollo XII
27 Alunizaje de Apollo XIV
28 Alunizaje de Apollo XV

El hemisferio occidental de la Luna contiene Oceanus Procellarum, una gran extensión inundada de lava que conecta varios mares lunares. El cercano cráter de impacto Copernicus es el más destacado de toda la Luna. Tiene 93 kilómetros de diámetro y presenta barrancos en las murallas externas, terrazas hundidas en el interior y múltiples picos centrales formados por material procedente del subsuelo lunar. Copernicus está rodeado de un sistema de rayos formados por rocas esparcidas durante la formación del cráter hace unos 800 millones de años.

Al norte de Copernicus se encuentra Mare Imbrium, de 1160 km. El impacto que formó la cuenca Imbrium marcó gran parte del disco lunar, hace 3840 millones de caños. La lava que rellenó la cuencia es cientos de millones de años más reciente. La impresionante cordillera de los Apeninos lunares bordea parte de Mare Imbrium con montañas de más de 5000 m de altura. El Apollo XV aterrizó al pie de estas montañas en 1971.

Los Montes Alpes, cortados por el valle de los Alpes, contienen el cráter Plato, de 101 km, con el interior inundado de lava. Al oeste se divisa Sinus Iridum, un cráter de impacto de 260 km que perdió parte de sus murallas cuando las coladas de lava rellenaron la cuenca Imbrium.

Mare Humorum recuerda en parte a Mare Nectaris y posee cráteres parcialmente destruidos. El mejor rasgo que contiene en sus 425 km de diámetro es Gassendi, un cráter de 119 km inundado de lava y con el fondo surcado de fracturas. Las tierras altas del sur contienen Tycho, de 85 km, centro del mayor sistema de rayos de toda la Luna.

La Luna en cuarto creciente

1 Albatehnius
2 Aristóteles
3 Atlas
4 Endymion
5 Hércules
6 Hipparchus
7 Langrenus
8 Mare Crisium
9 Mare Fecunditatis
10 Mare Frigoris
11 Mare Nectaris
12 Mare Serenitatis
13 Mare Smythii
14 Mare Tranquilitatis
15 Mare Vaporum
16 Maurolycus
17 Montes Caucasus
18 Montes Taurus
19 Posidonius
20 Rupes Altai
21 Cresta Serpentina
22 Theophilus
23 Werner
24 Alunizaje de Apollo XI
25 Alunizaje de Apollo XVI
26 Alunizaje de Apollo XVII

El hemisferio oriental de la Luna contiene algunas cuencas de impacto rellenas de lava. Entre ellas se encuentra Mare Nectaris, una cuenca inundada sólo en parte y que aún muestra porciones de su borde elevado, la escarpadura Altai (Rupes Altai): los accidentes alcanzados por la lava muestran un aspecto suavizado y fundido. Mare Nectaris, de 860 km, yace al borde de las tierras altas, un tipo de terreno antiguo que cubre también la práctica totalidad de la cara oculta. Las tierras altas están tan craterizadas que cualquier impacto nuevo destruiría cráteres preexistentes.

Mare Serenitatis, de 920 km, es otra cuenca de impacto, pero en este caso se halla totalmente rellena de lava. La atraviesa la creata Serpentina, la mayor cresta arrugada de la Luna. Mide entre 100 y 200 m de latura y se formó cuando el peso de la lava deformó el fondo de la cuenca. La lava que inundó Serenitatis muestra colores diferentes, lo cual revela que surgió de varias erupciones distintas. El trazo claro que atraviesa el mar es un rayo procedente del cráter Tycho, situado cientos de kilómetros al suroeste.

Mare Crisium, de 740 km, parece alargado en sentido norte-sur debido a la perspectiva, pero en realidad está deformado de este a oeste. Esta cuenca de impacto aparece repleta de lava, si bien hay restos de una de sus murallas exteriores que demuestra que la cuenca Crisium tuvo el doble de tamaño recién formada.

El primer alunizaje (Apollo XI, 1969) se efectuó en Mare Tranqulitatis, mientras que el último (Apollo XVII, 1972) tuvo lugar en los Montes Taurus, en la costa sudeste de Serenitatis. Por desgracia, los módulos de alunizaje, banderas y huellas de las misiones Apollo son demasiado pequeños como para verlos desde la Tierra.

Observación de la Luna

Con telescopio o prismáticos, conviene observar los detalles de la Luna cuando se encuentran cercanos a la frontera entre la zona iluminada y la oscura, lo que se llama el terminador. En estas condiciones, los rayos solares inciden sobre el suelo lunar con un ángulo oblicuo, y los accidentes como cráteres, domos y montes destacan con el máximo relieve. La Luna llena, que recibe la luz solar, debe aprovecharse para seguir los rayos brillantes y examinar los diversos tonos que muestran las diferentes coladas de lava en los mares oscuros (llamados así porque los astrónomos antiguos los confundieron con cuencas oceánicas desecadas y los denominaron con la palabra latina para mar: mare).

Se usen prismáticos o telescopio, conviene asegurarse de que la óptica está sostenida con firmeza, porque los telescopios que bailan y tiemblan no muestran los detalles con claridad. El nivel de turbulencia atmosférica determina lo que puede llegar a verse. Por lo tanto, no hay que observar de manera que la visual pase por encima de tejados o aparcamientos, porque el aire caliente ascendente perturbaría la visión.

Hay que empezar con los mínimos aumentos disponibles para incrementarlos luego a medida que vayan llamando la atención unos detalles u otros. Si la imagen se torna inestable deberán reducirse los aumentos hasta que los detalles vuelvan a mostrarse bien definidos.

Observar la Luna llena completa resulta casi doloroso debido al intenso brillo de su disco, y algunos observadores telescópicos usan filtros grises para reducir el resplandor.

El Sol II

Los cimientos para la construcción de un nuevo modelo de los cielos fueron obra del astrónomo polaco Nicolás Copérnico (1473 - 1543), quien en un libro publicado en 1543, el mismo día de su muerte, sugirió que era el Sol, y no la Tierra, lo que constituía el centro del Universo. De acuerdo con su teoría, el sistema planetario era de hecho un sistema solar.

En realidad, esta idea había sido sugerida ya por Aristarco diecinueve siglos atrás, pero en aquel tiempo había resultado una concepción radical, demasiado radical para poder aceptarla. De acuerdo con el sistema heliocéntrico (helios significa sol en griego), la Tierra y los demás planetas girarían en torno al Sol y la ingente masa de materia sólida sobre la que pisa el hombre volaría a través del espacio sin que nos percatáramos de ello. De este modo, los planetas no serían siete, sino seis: Mercurio, Venus, Marte, Júpiter, Saturno y la Tierra. El Sol no figuraría ya entre los planetas, sino que constituiría el centro inmóvil. Por otro lado, la Luna tampoco sería un planeta en pie de igualdad con el resto, ya que ésta, aunque el sistema fuera heliocéntrico, no giraría alrededor del Sol, sino de la Tierra. Los cuerpos que rotaban alrededor de un planeta recibieron el nombre de satélites, y entre éstos figuraba precisamente la Luna.

El sistema copernicano comenzó a abrirse paso poco a poco en la mente de los astrónomos, pues por aquel entonces se había comprobado ya que la visión geocéntrica del universo presentaba numerosos defectos. Las matemáticas que requería el viejo sistema para calcular las posiciones de los planetas eran tediosas y proporcionaban resultados que no concordaban con las minuciosas observaciones realizadas por las nuevas generaciones de astrónomos pertenecientes a la primera época de los tiempos modernos.

Eclipses de Sol

Al menos cuatro veces al año se produce un eclipse visible desde algún lugar de la Tierra, bien al interponerse la Luna entre el Sol y nosotros, o bien al situarse nuestro planeta entr el Sol y la Luna.

Una de las mayores coincidencias de la naturaleza consiste en que el Sol tiene 400 veces el tamaño de la Luna, pero se encuentra 400 veces más lejos. En consecuencia, ambos objetos muestran el mismo tamaño aparente en el cielo y eso permite que la Luna cubra justamente el disco del Sol durante los eclipses totales.

Todos los meses, cuando pasa por la fase nueva, la Luna cruza entre la Tierra y el Sol. La inclinación de la órbita lunar hace que casi siempre pase un poco por encima o por debajo del disco solar, de manera que nuestro satélite no llega a eclipsar el Sol. Pero hay al menos dos temporadas cada año en las que la órbita inclinada de la Luna cruza la posición en la que se halla el Sol a la vez que nuestro satélite alcanza la fase nueva. Los tres cuerpos quedan alineados, con la Luna en medio, y se produce un eclipse de Sol.

El eclipse puede ser parcial si la Luna cubre solamente una porción de Sol. Otra posibilidad consiste en que se produzca un eclipse anular: si la Luna se halla en el punto más distante de su órbita elíptica, su disco no alcanzará el tamaño necesario para cubrir todo el Sol, que sobresaldrá como un anillo de luz alrededor del disco lunar.
Los eclipses más espectaculares ocurren cuando la Luna llega a cubrir por completo el disco brillante del Sol. La umbra de la sombra lunar, que normalmente no mide más de 240 km, se proyecta sobre la Tierra y barre el planeta a lo largo de un camino que mide varios miles de kilómetros. Las personas que se encuentran dentro de esa trayectoria presencian un eclipse total, un suceso sobrecogedor pero que dura tan sólo unos minutos.

De promedio, los eclipses solares totales se producen una vez cada 19 meses.

La observación de eclipses solares se parece bastante a la observación normal del Sol. Durante un eclipse parcial (o en las fases parciales de un eclipse total) hay que usar un filtro o una pantalla de proyección para proteger tanto los ojos como el telescopio. Así puede verse el limbo lunar a medida que avanza sobre el Sol y se va tragando las manchas. Hay que resistir la tentación de mirar hacia el Sol con los ojos desprotegidos cuando disminuye la iluminación. Si un eclipse es total, sólo pueden retirarse los filtros y observar con seguridad cuando el Sol esté cubierto del todo.

Cuando comienza la fase total, los últimos rayos del Sol se cuelan por los valles del limbo lunar y provocan un fenómeno conocido como perlas de Baily. El disco lunar queda rodeado por un halo tenue de luz perlada, la corona, la atmósfera exterior del Sol, extremadamente caliente pero demasiado débil para observarla si no es durante un eclipse total. Los telescopios muestran además las protuberancias que sobresalen tras el disco lunar. La totalidad termina con una explosión brusca de luz, así que hay que tener el filtro solar a mano.

La Luna II

Un fenómeno que hubo de ser observado desde los tiempos prehistóricos es que existen ciertos cuerpos celestes ue se mueven con respecto a las estrellas: en un momento dado se encuentran próximos a una estrella determinada, mientras que en una ocasión posterior se hallan cerca de otra distinta. Estos cuerpos no podían estar adosados a la bóveda del cielo, sino que debían hallarse entre ésta y la Tierra.

Los antiguos conocían siete de estos cuerpos, cuyos nombres son (en la forma que hoy los conocemos), por orden de brillo, los siguientes: el Sol, la Luna, Venus, Júpiter, Marte, Saturno y Mercurio. Los griegos llamaron a estos siete cuerpos planetes (errantes), debido a que erraban entre las estrellas. Esta palabra ha llegado hasta nosotros en la forma planetas.

En algunos casos era posible especular sobre qué planetas se encontraban más cerca o más lejos de la Tierra. La Luna, por ejemplo, pasaba por delante del Sol en cada eclipse solar; por tanto, la Luna debía encontrarse más próxima a la superficie de la Tierra que el Sol.

En otros casos, los antiguos se basaron en las velocidades relatias de los movimientos planetarios respecto a las estrellas. La experiencia nos enseña que cuanto más próximo se encuentra al observador un objeto en movimiento, mayor es la velocidad que parece llevar. Un avión en vuelo raso da la sensación de una velocidad increíble, mientras que el mismo aparato volando a un kilómetro de altura apenas parece moverse, a pesar de que quizá vuele a una velocidad mayor que cuando se desplazaba cerca del suelo.

Basándose en las velocidades relativas respecto a las estrellas, los griegos llegaron a la conclusión de que la Luna era el más próximo de los siete planetas. En cuanto a los seis restantes, se estimó que el más cercano era Mercurio, luego Venus, el Sol, Marte, Júpiter y el más lejano Saturno.

Por consiguiente, para determinar la distancia de los cuerpos celestes es obvio que había que comenzar por la Luna, pues si resultaba imposible calcular la distancia entre este planeta y la Tierra, pocas esperanzas cabría albergar de poder determinar esta magnitud para los demás cuerpos celestes.

El primero que efectuó un cálculo riguroso de la distancia a la Luna fue el astrónomo griego Aristarco de Samos (320 - 250 a.C.), quien trabajó con observarciones realizadas durante un eclipse lunar. La curvatura de la sombra proyectada por la Tierra sobre la Luna permitía averiguar el tamaño de la sección transversal de dicha sombra en relación con el tamaño de la Luna. Suponiendo que el Sol estaba mucho más alejado de la Tierra que la Luna y utilizando conocimientos básicos de geometría, Aristarco logró averiguar la distancia que debía mediar entre la Luna y la Tierra para que la sombra proyectada sobre aquélla tuviese las dimensiones observadas.

La Luna I

Si el Universo estuviese compuesto solamente por la Tierra, los griegos habrían resuelto el problema central de la cosmología hace 2000 años. Pero el Universo no es sólo la Tierra, y eso lo sabían muy bien los griegos. Por encima de la Tierra se extiende el cielo.

Mientra el hombre creía que la Tierra era plana, no había inconveniente alguno en concebir el cielo como una cúpula rígida cuyo borde se ajustaba al plano de la Tierra en todos los puntos de su perímetro. El espacio cerrado así formado tampoco necesitaba tener una altura desmesurada, pues que fuese de unos dieciséis kilómetros, por ejemplo, bastaría para abarcar las montañas más altas y las nubes.

Ahora, si la Tierra fuese una esfera, el cielo tenía que ser una segunda esfera, más grande que la primera y que envolviese a la Tierra por completo. Entonces, sería la esfera del cielo la que constituyese los límites del Universo; conocer sus dimensiones revestía, por tanto, el máximo interés.

A juzgar por los conocimientos que se derivan de observaciones puramente informales, la esfera celeste debía de ceñirse bastante a la esfera de la Tierra, quizá a una distancia de la superficie de unos dieciséis kilómetros en todas las direcciones. Si el diámetro de Tierra era de 12.800 kilómetros, el del cielo podría ser de unos 12.832 kilómetros.

Pero no debemos conformarnos con observaciones puramente informales, ya que los griegos (y antes que ellos los babilonios y egipcios) tampoco se contentaron con este tipo de observaciones.

La esfera celeste parece describir una vuelta completa alrededor de la Tierra cada veinticuatro horas. Durante este movimiento da la sensación de que el cielo arrastra consigo las estrellas en bloque, o sea, la posición relativa de las estrellas no varía, sino que permanecen fijas en su sitio año tras año (de ahí el nombre de estrellas fijas). Nada más natural, pues, que pensar que las estrellas se encontraban adosadas a la bóveda celeste como si fueran cabezas de alfiler luminosas; tal fue, en efecto, la creencia que prevaleció hasta el siglo XVII.