Conjunciones y eclipses

Los planetas son las "estrellas"errantes del firmamento. Sus movimientos suelen llevar a dos o más de ellos a posiciones aparentes cercanas, o conjunciones, cada pocos meses. A veces también la Luna brilla en las cercanías. El reluciente Venus centelleando junto a la Luna creciente ofrece uno de los mejores panoramas del cielo a simple vista.

El movimiento de la Luna la lleva a pasar en ocasiones delante del disco del Sol y entonces se produce un eclipse solar. A veces se sumerge en la sombra terrestre y da como resultado un eclipse de Luna. Ambos sucesos son los puntos culminantes de la observación astronómica a simple vista.

En la foto vemos tres planetas reunidos juntos a la Luna. El brillante Venus en el centro a la derecha, con Marte en la esquina superior derecha y Júpiter a su izquierda.

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.

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 astronomía en Grecia II

Aristarco, en el siglo III a.C., rompió con la tradición al proponer un universo centrado en el Sol, pero su modelo cósmico, tan radical, fue ridiculizado y luego olvidado. También intentó medir los tamaños del Sol y la Luna, así como sus distancias a la Tierra, pero su esfuerzo no dio resultado por la tosquedad de la instrumentación de la época.

El mayor astrónomo de la antigüedad fue Hiparco, del siglo II a.C. Midió con exactitud la distancia entre la Tierra y la Luna y dedujo un valor de 29,5 diámetros terrestres, muy cerca del valor verdadero, 30. Compiló el primer catálogo estelar conocido, e ideó el sistema de magnitudes estelares que aún se emplea para comparar el brillo de las estrellas. Pero su mayor hallazgo surgió al examinar observaciones estelares antiguas. Al comparar sus observaciones con registros anteriores halló diferencias que le permitieron descubrir la precesión, una oscilación lenta del eje terretre causada por la atracción gravitatoria de la Luna y el Sol.

El último gran astrónomo griego de la antigüedad fue Claudios Ptolemaios, conocido como Tolomeo. Vivió en Alejandría, Egipto, en el siglo II de nuestra era. Apoyándose en las observaciones de Hiparco, Tolomeo desarrolló una teoría matemática detallada para predecir los movimientos del Sol, la Luna, los planetas y las estrellas, bosada en un modelo de universo centrado en la Tierra. Su trabajo vio la luz como un libro conocido hoy por su título en árabe, el Almagesto.

Tolomeo y todos los astrónomos de la antigüedad consideraban que la perfección de los cuerpos celestes los obligaba a seguir solamente trayectorias con formas perfectas, o sea, circulares. El sistema tolemaico exige, por tanto, que todos los objetos se desplacen a velocidades constantes a lo largo de órbitas circulares. Hasta las observaciones más toscas evidencian que esto es falso, de manera que Tolomeo dotó a sus órbitas de epiciclos: circunferencias menores superpuestas a las principales. Además, permitió que algunas órbitas no estuvieran centradas exactamente en la Tierra.