El tamaño del sistema solar I

En tiempos recientes se ha descubierto un método de medida más perfecto que el del paralaje. Se trata de una técnica que consiste en emitir al espacio ondas de radio muy cortas ("microondas"), del tipo de las que se utilizan en radar; las ondas rebotan en el planeta -Venus, por ejemplo-, y vuelven a ser captadas y detectadas en la Tierra. Las microondas se desplazan a una velocidad que se conoce con gran exactitud; el lapso del tiempo transcurrido entre la emisión y la recepción también se puede medir con precisión. Así pues, se trata de una técnica que permite determinar, con mayor precisión que por el método del paralaje, la distancia de ida y vuelta recorrida por el haz de microorndas y, a partir de ella, la distancia de Venus en un momento dado.

En 1961 se recibieron microondas reflejadas por Venus. Utilizando los datos recogidos se calculó que la distancia media entre la Tierra y el Sol es de 149.570.000 kilómetros.

Haciendo uso del modelo kepleriano es posible calcular la distancia entre cualquier planeta y el Sol, o bien entre aquellos y la Tierra en un momento determinado. Sin embargo, resulta más convincente especificar la distancia al Sol, pues ésta no varía tanto ni de una forma tan compleja como la distancia a la Tierra.

Existen cuatro maneras de expresar las distancias, todas ellas de interés.

En primer lugar se pueden expresar en millones de millas. Esta unidad es muy corriente en Estados Unidos y en Gran Bretaña para medir grandes distancias.

En segundo lugar, se pueden dar en millones de kilómetros. El kilómetro es la unidad que se emplea corrientemente en los países civilizados (exceptuados los anglosajones) para medir grandes distancias y es utilizada también por los científicos de todo el mundo, incluidos los Estados Unidos y Gran Bretaña. Un kilómetro equivale a 1.093,6 yardas o 0.62137 millas. Equivale por tanto, con una precisión razonable a 5/8 de milla.

En tercer lugar, y con el fin de evitar los millones de millas o de kilómetros, se puede establecer que la distancia media de la Tierra al Sol valga una "unidad astronómica" (U. A. en abreviatura). De este modo, las distancias podrán expresarse en U. A., donde 1 U. A. es igual a 92.950.000 millas o 149.588.000 kilómetros. Para todos los efectos es suficientemente preciso decir 1 U. A. = 150.000.000 de kilómetros.

En cuarto lugar, la distancia se puede expresar en función del tiempo que tarda la luz (o una radiación similar, como las microondas) en recorrerla. La luz se mueve, en el vacío, a una velocidad de 299.792,5 kilómetros por segundo, valor que se puede redonder hasta 300.000 kilómetros por segundo sin que se cometa un error excesivo. Esta velocidad equivale a 186.282 millas por segundo.

Por consiguiente, podemos definir una distancia de aproximadamente 300.000 kilómetros como "1 segundo-luz" (la distancia recorrida por la luz en un segundo). Sesenta veces esa cantidad, o bien 18.000.000 de kilómetros es "1 minuto-luz" y sesenta veces ésta, o sea 1.080.000.000 kilómetros, es "1 hora-luz". El error que se comete tomando una hora-luz igual a mil millones de kilómetros no es demasiado grande.

El Sol III

El sistema heliocéntrico suministró resultados algo más precisos y simplificó el aparato matemático, pero tampoco era un modelo exacto: Copérnico seguía concibiendo las órbitas planetarias como combinaciones de circunferencias perfectas, concepción que resultó ser totalmente inadecuada.

En 1609 se estableció por fin un modelo exacto. Habiendo estudiado las excelentes observaciones que sobre la posición del planeta Marte realizara su antiguo mentor, el astrónomo danés Tycho Brahe (1546 - 1601), Johannes Kepler (1571 - 1630), astrónomo alemán, decidió por último que la única figura geométrica que podía concordar con las observaciones era la elipse. Kepler demostró que el Sol ocupaba uno de los focos de la órbita elíptica de Marte.

Más tarde se comprobó que esta misma afirmación era válida para todos los planetas que giraban alrededor de la Tierra, así como para la Luna en sus evoluciones alrededor de ésta. En todos estos casos la órbita era una elipse y el cuerpo central ocupaba siempre uno de los focos de la misma.

En 1619 Kepler descubrió que la distancia media entre cualquier planeta y el Sol guardaba una relación matemáticamente muy simple con el tiempo que el planeta invertía en describir una vuelta completa alrededor del Sol. Medir los tiempos de revolución no presentaba grandes problemas y, comparándolos entre sí, tampoco resultaba difícil calcular la distancia relativa de los diferentes planetas.

En resumen, se podía trazar un modelo muy preciso del sistema solar, especificando con exactitud la proporción entre las distintas órbitas. Sin embargo, existía un inconveniente; comparando los tiempos de revolución lo único que podía decirse era que un planeta dado se hallaba, por ejemplo, dos veces más alejado del Sol que otro, pero era imposible especificar a qué distancia exacta del Sol se hallaba uno u otro planeta. Existía el modelo, pero faltaba la escala sobre la que estaba construido. Pese a ello, el modelo dio una idea del tamaño del sistema solar: ahora se sabía que Saturno, el planeta más lejano de los que conocían los griegos (o Kepler), se hallaba a una distancia del Sol aproximadamente diez veces superior a la de la Tierra.

Ahora bien, en el momento en que se lograse determinar la distancia entre la Tierra y un planeta cualquiera, la escala quedaría fijada y podría calcularse la distancia de todos los planetas. El problema estribaba, pues, en determinar correctamente una distancia planetaria.

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.

Nuestro sitio en el universo

Si dirigimos nuestra visa hacia el cielo estrellado nuestra vista abarca distancias inmensas. La Luna, nuestra vecina más cercana está a 385.000 km, una distancia lo bastante grande como para que lso astronautas de las misiones Apollo tardaran tres días en llegar. Si miramos cualquier planeta visible a simple vista, como Júpiter por ejemplo, vemos a cientos de millones de kilómetros, que son años de viaje incluso en los cohetes más veloces.

Más allá de los planetas hay un océano espacial demasiado extenso como para medirlo en kilómetros. En astronomía se prefiere usar otra unidad de medida, el año luz, que es la distancia que recorre la luz en un año. La estrella brillante más cercana al Sistema Solar, alfa Centauri, está a cuatro años luz. Para poder visualizar esta inmensidad podríamos reducir mentalmente el Sistema Solar hasta que midiera lo mismo que una plaza pequeña. En esta escala, alfa Centauri quedaría reducida a un puntito a 40 km de distancia. La mayor lejanía alcanzada por los humanos, el espacio que media entre la Tierra y la Luna, correspondería a menos de un milímetro.

Nuestro Sol es una más entre los 400.000 millones de estrellas que forman la Galaxia, un sistema espiral con una extensión de 100.000 años luz. Nuestra Galaxia es sólo una más entre miles de millones de galaxias, todas ellas repletas de estrellas. Una de las más cercanas, la galaxia de Andrómeda, puede ser percibida a simple vista. Nuestra Galaxia y la de Andrómeda son las mayores de una pequeña agrupación formada por al menos unos 40 miembros y que recibe el nombre de Grupo Local.

Nuestra familia de galaxias, a su vez, se encuentra el extrarradio de un grupo denso formado por miles de miembros y llamado supercúmulo de Coma-Virgo. Cualquier telescopio de aficionado muestra varios miembros de este supercúmulo, así como de otros cúmulos de galaxias cuya luz es tan vieja como los dinosaurios.

El telescopio espacial Hubble ha detectado galaxias cien veces más lejanas, a 10.000 millones de años luz, tan distantes que aparecen como borrones de luz en los límites del universo observable. Las vemos tal y como eran poco después de que naciera el cosmos.
La Tierra ocupa el tercer lugar entre los planetas en orden de distancia a nuestra estrella, el Sol, y forma parte del grupo de planetas rocosos. Después de un gran hueco viene el primero de los grandes gaseosos, Júpiter. Neptuno, Urano y Plutón, muy lejos del calor del Sol, delimitan la frontera exterior del Sistema Solar.