Editorial
¿Diez?
¿Ya llegamos? ¿Tan rápido? Diez números. Bueno,
qué puedo decir, estoy contento por cómo resultó
este boletín del cual estoy muy orgulloso. Agradezco a los
colaboradores, en especial a Diego que no falta nunca. Y me
alegro de que los suscriptores crezcan con cada nuevo número.
Bueno, para los socios,
ya les va a llegar el CD con todos los números, más todas las secciones
especiales y agregados, como un montón de papers científicos, y
newsletters. Los que no son socios y estén interesados, mándenme
un mail pidiéndolo, sale sólo 7 pesos.
Recuerden: Creé
una lista electrónica llamada Planeta X, a la que se puede suscribir
todo el que quiera y en la que se hablará de cualquier tema que quieran,
pueden mandar noticias, preguntas, respuestas, recomendaciones de libros
o películas, lo que sea, dentro de la astronomía. La dire es http://www.elistas.net/lista/planetax/
y para suscribirse planetax-alta@eListas.net.
También en esta web pueden ver fotos que puse en ficheros, y todos los
números de Planeta X.
Y les repito a los lectores
de la primera hora y les cuento a los nuevos, que pueden colaborar en
cualquier sección en la que se crean capaces, sin duda todos lo están
para recomendar buenos sitios web, o libros de ciencia ficción y astronomía,
espero ansioso sus colaboraciones.
Martín Cagliani
Noticias
de Astronomía
Informe
de la ISS
Montes y depresiones en el cometa Borrelly
La intrépida sonda Deep Space 1
cerró su corta pero exitosa vida activa con una misión científica para
la cual no estaba preparada, pero que cumplió con tal suficiencia que
los datos que aportó -creen los científicos- duplican lo que hasta ahora
se sabía sobre los cometas.
"Tierra, este es el Borrelly",
dijo exultante esta tarde Marc Rayman, el principal responsable del pequeño
robot, al exhibir públicamente la primera de las cinco mejores imágenes
que tomó la Deep Space 1 el sábado, cuando cruzó la órbita del cometa
a sólo 2.200 kilómetros de su núcleo.
La escena muestra un guijarro
de ocho kilómetros de largo con forma de palo de bowling, tapizado de
rugosidades, puntos brillantes y parches oscuros, que expulsa chorros
de polvo en dos direcciones.
Los expertos en cometas
que acompañaron a Rayman confesaron que no esperaban encontrar un terreno
tan variado en el Borrelly.
Las fotos, más una gran
cantidad de mediciones y observaciones infrarrojas y magnéticas que hizo
la sonda al pasar por una lluvia de piedras potencialmente mortales que
rodean el núcleo del Borrelly, mantendrán a los científicos ocupados por
meses.
Se espera que, una vez
concluido el análisis, la ciencia asome a un cuadro completamente nuevo
sobre la naturaleza, composición y mecánica de los cometas, esos vagabundos
vecinos del Sistema Solar.
Don Yeomans, del Laboratorio
de Propulsión de Reacción (JPL), de la NASA, dijo que el Borrelly parecía
no tener tanta agua como alguna vez se creyó que habría en los cometas,
algo que afirma una creciente corriente de opinión entre los científicos.
El estudioso agregó que
el Borrelly parece estar hecho de un material parecido al carbón, que
refleja sólo el 4 por ciento de la luz solar que recibe."Es como si nos
asomáramos a una chimenea hogareña", apuntó.
De algunas áreas blanquecinas
y más llanas del núcleo se ven partir chorros de polvo que llegan a 60
kilómetros de distancia. Según Larry Soderblom, un científico del gobierno
norteamericano, esas chimeneas nada tienen que ver con la cola característica
de los cometas.
"Las colas, explicó, apuntan
en dirección contraria al Sol a medida que son barridas por el viento
solar. Estos chorros, en cambio, están dirigidos casi exactamente hacia
el Sol y creemos que se forman al calentarse agua y otros químicos de
la superficie del cometa."
La Deep Space 1 se expuso
el sábado al impacto de piedras lanzadas a 54.000 kilómetros por hora,
en la postrera misión de una exitosa campaña de tres años por el vacío
interplanetario probando novedosas tecnologías que usarán futuras naves
espaciales.
Varias horas antes del
encuentro, el primer instrumento en ponerse en acción fue el medidor de
iones y electrones, al que se agregó el espectrómetro infrarrojo que tomó
lecturas durante dos minutos para esclarecer a los científicos sobre la
composición del núcleo del cometa.
Cuando faltaban 32 minutos
para el mayor acercamiento, la Deep Space 1 comenzó a tomar fotografías
en blanco y negro, la mejor de las cuales fue lograda en el instante en
que esperaban los expertos.
A dos minutos del sobrevuelo,
la cámara de TV fue apagada para que el detector de iones y electrones
pudiera hacer una detenida medición del"coma interior" del Borrelly, la
nube de gases y polvo que lo envuelve.
La Deep Space-1, que resistió
hasta ahora el triple de la vida útil para la que fue diseñada, dio a
los científicos una satisfacción tras otra desde que hace tres años salió
a vagar por el vacío interplanetario para someter a prueba 12 nuevas tecnologías
que llevarán futuras naves espaciales, entre ellas el motor de iones.
Cuando en julio de 1999
hizo un vuelo rasante sobre el asteroide 9969 Braille, su misión estaba
cumplida pero los científicos quisieron aprovechar el combustible remanente
en sus tanques y la encaminaron hacia el cometa Borrelly para que lo encuentre
a 200 millones de kilómetros del Sol.
Poco después de haber cruzado
al asteroide, la Deep Space-1 quedó a ciegas al salir de servicio el rastreador
de estrellas que usaba como principal instrumento para orientar el piloto
automático.
Ese equipo le permitía
al robot comparar la posición de varias estrellas para ubicarse en el
espacio y poder enviar los comandos necesarios a los giroscopios y otros
sistemas de navegación.
Los responsables de la
misión no se rindieron y consiguieron usar exitosamente la cámara de TV
en reemplazo del rastreador de estrellas y de esa manera la Deep Space-1
fue encontrando su ruta hasta hoy. Sin embargo, la solución limita la
disponibilidad de imágenes de TV a los períodos en que no es empleada
para la navegación.
Decididos a tener video
del acercamiento al cometa, los expertos tuvieron que crear un software
que cediera a los giroscopios el control total del rumbo pese a que no
tienen la suficiente precisión para hacerlo, mientras la cámara de TV
apuntaba al Borrelly.
Antes de fin de año la
Deep Space 1 será definitivamente desactivada y se perderá en órbita del
Sol.
 Ésta
es la imagen de más alta resolución del cometa Borrelly (cada pixel o
punto de ella cubre 45 metros) y la última que tomó la sonda Deep Space
1, cuando faltaban 160 segundos para su mayor acercamiento al núcleo y
estaba aún a 3.417 kilómetros.
Se aprecian ahora planicies
suaves conteniendo áreas más brillantes hacia el centro del cuerpo, que
parecen ser la fuente de los chorros de polvo. Las regiones rugosas de
los extremos muestran muchas ondulaciones elevadas a lo largo de la línea
dentada entre la noche y el día.
Los manchones oscuros parecen
ahora estar elevados respecto del terreno circundante y en algunos lugares
acentúan surcos y fallas de la superficie. Un análisis estereoscópico
de la escena muestra al extremo más delgado del núcleo con una inclinación
hacia el observador.
Fuente: Espacial.com, 26/09/2001.
Tormenta de meteoritos
Los aficionados al cielo están ya preparándose para presenciar
una espectacular tormenta, que no lluvia, de estrellas fugaces -o meteo-ritos-
el próximo 18 de noviembre, cuando la Tierra atraviese la nube de polvo
del cometa Tempel-Tuttle. Los astrónomos predicen que estas Leónidas serán
la más densa tormenta de meteoritos de los últimos 30 años, y que se registrarán
hasta 2.000 estrellas fugaces por hora. Los mejores lugares del mundo
para presenciar el fenómeno son Japón y Australia.
Fuente: Diario El País (España),
26/09/2001.
El asteroide Eros es un complejo mundo en miniatura
lleno de rocas
El asteroide 433 Eros no
es un simple pedazo de roca, sino un mundo en miniatura sorprendentemente
complejo, lleno de grandes rocas y misteriosas lagunas de polvo, según
informan hoy en la revista Nature los científicos que han analizado
minuciosamente los datos tomados por la nave estadounidense Near-Shoemaker.
Esta sonda descendió en febrero de 2001 sobre la superficie del pequeño
cuerpo del sistema solar con forma de patata, de unos 34 kilómetros de
longitud, tras haber permanecido en órbita del mismo durante un año.
Casi 7.000 de las rocas
identificadas por los científicos en la superficie de Eros tienen más
de 15 metros de diámetro, y la mayoría son el resultado de un impacto
de otro cuerpo que formó el crater Shoemaker (7,6 kilómetros de diámetro)
del asteroide, afirman los científicos. Las rocas en la superficie de
Eros han sorprendido a los investigadores porque cabría pensar que en
un cuerpo tan pequeño, con una atracción gravitatoria tan escasa (0,06%
de la terrestre), cualquier material que saliera propulsado por un impacto
no caería de nuevo a la superficie, sino que se perdería en el espacio.
La Near tomó fotografias
de Eros hasta que la cámara se rompió en el impacto contra la superficie
del asteroide, aunque algunos instrumentos científicos como el espectrómetro
de rayos gamma siguieron funcionando varios días.
Para
ver la foto
Fuente: Diario El País (España),
27/09/2001.
Evidencias de vida en Marte desacreditadas
Un destacado científico ha desacreditado
las afirmaciones de un equipo europeo que aseguró haber encontrado evidencias
de vida en Marte.
Investigadores húngaros
declararon haber visto manchas oscuras en la región del polo sur marciano
durante la pasada primavera que evidenciaban la existencia de organismos
en desarrollo.
Citaban la existencia de
regiones similares en la Antártida, pero un científico del proyecto Mars
Global Surveyor dijo que las dos regiones son muy diferentes. El Dr. Timothy
Titus, colaborador de la web Space Daily, describe la comparación
como"muy inexacta y engañosa".
La Antártida tiene una
gran reserva de agua congelada con un promedio de temperaturas invernal
que oscilan entre los -40ºC y los -70ºC, pero la capa estacional de los
casquetes polares marcianos está compuesta de hielo seco con una temperatura
de -126ºC y la ausencia casi total de agua.
Titus declaró que las manchas
oscuras podrían ser formas estacionarias de"hielo negro" y añadió que"Todos
nuestros estudios sugieren que esas manchas se forman por el proceso natural
de descongelación de las capas estacionales. Esas manchas pueden ser hielo
seco de color oscuro o bien lodo en superficie".
Concluyó diciendo que las
declaraciones de los científicos húngaros estaban "repletas de evidentes
errores científicos".
http://www.ananova.com/news/story/sm_409481.html?menu=news.scienceanddiscovery.space,
28/09/2001.
Un Ariane 4 pone en órbita un satélite para Eutelsat
París.- Un cohete Ariane-4
despegó el martes de la base de Kourou (Guayana Francesa)
y puso en órbita el satélite de telecomunicaciones
Atlantic Bird-2 para el operador Eutelsat, informó el consorcio
europeo Arianespace.
Este lanzamiento, el séptimo
del año, se llevó a cabo a las 20.21 hora local (23.21 GMT), precisó Arianespace.
El satélite Atlantic Bird-2,
fabricado por Alcatel Space en Cannes, quedará emplazado a 8 grados Oeste,
sobre el Atlántico.
De esta forma, Eutelsat,"uno
de los principales suministradores de comunicación por satélite", podrá
ofrecer a sus clientes"una amplia gama de servicios de alta precisión
entre América del Norte, América del Sur, Europa, África del Norte, Oriente
Medio", destacó el consorcio en un comunicado.
El Atlantic Bird-2"podrá
satisfacer los mercados regionales y transatlánticos, en materia de difusión
de televisión y radio, acceso a la red de Internet, redes interactivas
IP y no IP, y servicios de vídeo en flujo continúo MPEG 4", concluye la
nota. http://www.recol.es/Contenidos/Noticias/news.asp?idcmdad=19&nombcmdad=aeroespacial&idContenido=37512
La NASA lanzó desde Alaska el satélite Starshine
3
El satélite Starshine 3, una esfera forrada con 1.500
espejos de aluminio que armaron estudiantes norteamericanos para practicar
el rastreo de naves espaciales bajo el auspicio de la NASA, fue puesto
en órbita esta madrugada por un cohete Arhena 1 que despegó de la isla
Kodiak, en Alaska.
Un satélite secundario
para radioaficionados, el PCSat, fue liberado también en órbita por el
mismo impulsor.
Fuente: Espacial.com, 30/9/2001.
Artículos
Sobre los Cometas
Cometa (del latín stella
cometa, 'estrella con cabellera'). Son cuerpos celestes de aspecto
nebuloso que gira alrededor del Sol. Un cometa se caracteriza por una
cola larga y luminosa, aunque esto sólo se produce cuando el cometa se
encuentra en las cercanías del Sol.
Historia
Las apariciones de grandes
cometas se consideraron fenómenos atmosféricos hasta 1577, cuando el astrónomo
danés Tycho Brahe demostró que eran cuerpos celestes. En el siglo XVII
el científico inglés Isaac Newton demostró que los movimientos de los
cometas están sujetos a las mismas leyes que controlan los de los planetas.
Comparando los elementos orbitales de algunos de los primeros cometas,
el astrónomo británico Edmund Halley mostró que el cometa observado en
1682 era idéntico a los dos que habían aparecido en 1531 y en 1607, y
predijo con éxito la reaparición del cometa en 1759.
Las primeras apariciones
de este cometa, el cometa Halley, se han identificado ahora a partir de
registros fechados en el año 240 a.C., y es probable que el brillante
cometa observado en el año 466 a.C. fuera también este mismo. El cometa
Halley pasó por última vez alrededor del Sol a principios de 1986. En
su fase de alejamiento fue visitado en marzo de ese año por dos sondas
de construcción soviética, Vegaº 1 y Vegaº 2,
y por otro vehículo espacial, llamado Giotto, lanzado por la Agencia
Espacial Europea. También fue observado a gran distancia por dos astronaves
japonesas.
Composición
Un cometa consta de un
claro núcleo, de hielo y roca, rodeado de una atmósfera nebulosa llamada
cabellera o coma. El astrónomo estadounidense Fred L. Whipple describió
en 1949 el núcleo de los cometas, que contiene casi toda la masa del cometa,
como una"bola de nieve sucia" compuesta por una mezcla de hielo y polvo.
Hay diversos datos que
sustentan la teoría de la bola de nieve. De los gases y partículas meteóricas
observados que se expulsan para formar la cabellera y la cola de los cometas,
la mayor parte de los gases son moléculas fragmentarias o radicales de
los elementos más comunes en el espacio: hidrógeno, carbono, nitrógeno
y oxígeno. Los radicales, por ejemplo CH, NH y OH, provienen de la rotura
de algunas de las moléculas estables CH4 (metano), NH3 (amoníaco) y H2O
(agua), que pueden permanecer en el núcleo como hielos o como compuestos
más complejos y muy fríos.
Otro hecho que apoya la
teoría de la bola de nieve es que se ha comprobado, en los cometas más
observados, que sus órbitas se desvían bastante de las previstas por las
leyes newtonianas. Esto demuestra que el escape de gases produce una propulsión
a chorro que desplaza ligeramente el núcleo de un cometa fuera de su trayectoria,
por otra parte, fácil de predecir. Además, los cometas de periodos cortos,
observados a lo largo de muchas revoluciones, tienden a desvanecerse con
el tiempo como podría esperarse de los del tipo de estructura propuesta
por Whipple. Por último, la existencia de grupos de cometas demuestra
que los núcleos cometarios son unidades sólidas.
La cabeza de un cometa,
incluida su difusa cabellera, puede ser mayor que el planeta Júpiter.
Sin embargo, la parte sólida de la mayoría de los cometas tiene un volumen
de algunos kilómetros cúbicos solamente. Por ejemplo, el núcleo oscurecido
por el polvo del cometa Halley tiene un tamaño aproximado de 15 por 4
kilómetros.
Efectos solares
A medida que un cometa
se aproxima al Sol, la alta temperatura solar provoca la sublimación de
los hielos, haciendo que el cometa brille enormemente. La cola también
se vuelve brillante en las proximidades del Sol y puede extenderse decenas
o centenares de millones de kilómetros en el espacio.
La cola siempre se extiende
en sentido opuesto al Sol, incluso cuando el cometa se aleja del astro
central. Las grandes colas de los cometas están compuestas de simples
moléculas ionizadas, incluyendo el monóxido de carbono y el dióxido de
carbono.
Las moléculas son expulsadas
del cometa por la acción del viento solar, una corriente de gases calientes
arrojada continuamente desde la corona solar (la atmósfera externa del
Sol), a una velocidad de 400 km/s. Con frecuencia, los cometas también
presentan una cola arqueada, más pequeña, compuesta de polvo fino expulsado
de la cabellera por la presión de la radiación solar.
A medida que un cometa
se retira del Sol pierde menos gas y polvo, y la cola desaparece. Algunos
cometas con órbitas pequeñas tienen colas tan cortas que son casi invisibles.
Por otra parte, la cola
de al menos un cometa ha superado la longitud de 320 millones de kilómetros
en el espacio. La mayor o menor visibilidad de los cometas depende de
la longitud de la cola y de su cercanía al Sol y a la Tierra. Menos de
la mitad de las colas de los 1.400 cometas registrados eran visibles a
simple vista, y menos del 10% resultaron llamativas.
Uno de los cometas más
brillantes observado desde nuestro planeta en los últimos veinte años
ha sido el cometa Hale-Bopp, que alcanzó el punto más próximo a la Tierra
en marzo de 1997. Además, el cometa permaneció visible durante un periodo
excepcionalmente largo, lo que permitió a los astrónomos realizar importantes
investigaciones sobre la composición y el proceso de formación de estos
cuerpos celestes.
Periodos y órbitas
Los cometas describen órbitas
elípticas, y se han calculado los periodos (el tiempo que tarda un cometa
en dar una vuelta alrededor del Sol) de unos 200 cometas. Los periodos
varían desde 3,3 años para el cometa Encke a 2.000 años para el cometa
Donati de 1858. Las órbitas de la mayor parte de los cometas son tan amplias
que pueden parecer parábolas (curvas abiertas que apartarían a los cometas
del Sistema Solar), pero como suponen los astrónomos a partir de los análisis
técnicos, son elipses de gran excentricidad, posiblemente con periodos
de hasta 40.000 años o mayores.
No se conoce ningún cometa
que se haya aproximado a la Tierra con una órbita hiperbólica; esto significaría
que su origen estaba en el espacio exterior del Sistema Solar. Sin embargo,
algunos cometas pueden no volver jamás al Sistema Solar debido a la gran
alteración de sus órbitas originales por la acción gravitatoria de los
planetas. Esta acción se ha observado en una escala más pequeña: unos
60 cometas de periodos cortos tienen órbitas que han recibido la influencia
del planeta Júpiter, y se dice que pertenecen a la familia de Júpiter.
Sus periodos varían de 3,3 a 9 años.
Grupo de cometas
Cuando varios cometas con
periodos diferentes giran casi en la misma órbita se dice que son miembros
de un grupo de cometas. El grupo más conocido incluye el espectacular
cometa (que casi rozó el Sol) Ikeya-Seki de 1965, y otros siete que tienen
periodos de cerca de mil años. El astrónomo estadounidense Brian G. Marsden
dedujo que el cometa de 1965 y el de 1882, incluso más brillante, se separaron
de un cometa principal, posiblemente el de 1106. Tal vez este cometa y
otros del grupo se separaran de un cometa gigantesco hace miles de años.
Cometas y lluvias de meteoros
Hay también una estrecha
relación entre las órbitas de los cometas y las de las lluvias de meteoros.
El astrónomo italiano Giovanni Virginio Schiaparelli demostró que la lluvia
de meteoros Perseidas, que aparece en agosto, se mueve en la misma órbita
que el Cometa III de 1862. De la misma forma la lluvia de meteoros Leónidas,
que aparece en noviembre, estaba en la misma órbita que el Cometa I de
1866. Se ha sabido de otras lluvias diferentes relacionadas con las órbitas
de los cometas y se supone que son restos diseminados por un cometa a
lo largo de su órbita.
Origen de los cometas
En algún momento se creyó
que los cometas procedían del espacio interestelar. Aunque no se ha aceptado
del todo ninguna teoría detallada de su origen, muchos astrónomos creen
que los cometas se originaron en los primeros días del Sistema Solar en
su parte exterior, más fría, a partir de la materia planetaria residual.
El astrónomo danés Jan Hendrik Oort ha formulado que una"nube de reserva"
de material cometario se ha acumulado más allá de la órbita de Plutón,
y que los efectos gravitatorios de las estrellas fugaces pueden enviar
parte de este material en dirección al Sol, momento en el que se haría
visible en forma de cometas.
Colisiones
Las personas supersticiosas
han considerado durante mucho tiempo que los cometas presagiaban calamidades
o acontecimientos importantes. La aparición de un cometa ha despertado
incluso el temor de una colisión entre el cometa y la Tierra. Nuestro
planeta, de hecho, ha pasado a través de colas de cometas ocasionales
sin que esto haya producido efectos de consideración. La caída del núcleo
de un cometa en una gran ciudad probablemente la destruiría, pero la posibilidad
de que esto ocurra es muy pequeña. Sin embargo, algunos científicos sugieren
que ha habido colisiones en el pasado que incluso pueden haber tenido
un efecto climático en la extinción de los dinosaurios.
En 1992 el cometa Shoemaker-Levy
9 explotó en 21 fragmentos de gran tamaño a medida que entraba en el fuerte
campo gravitatorio de Júpiter. Durante una semana, en julio de 1994, los
fragmentos irrumpieron bruscamente en la densa atmósfera de Júpiter a
velocidades de 210.000 km/h. En el impacto, la enorme cantidad de energía
cinética de los fragmentos se convirtió en calor mediante explosiones
masivas, algunas de ellas visibles como bolas de fuego mayores que la
Tierra.
Fuente: Enciclopedia Encarta.
La nube de Oort
De Paul R. Weissman
¿Cuántos cometas se alojan
en la nube de Oort? La cifra depende de la frecuencia con la que los cometas
de la nube escapan al espacio interplanetario. Conforme a la cifra observada
de cometas de largo período, los astrónomos ahora calculan que contiene
seis billones de cometas; son, pues, los cuerpos de algún tamaño más abundantes
del sistema solar. Sólo una sexta parte pertenece a la nube externa y
dinámica que describió Oort; el resto están en el núcleo, más denso. Si
se aplica la mejor estimación realizada hasta el momento de la masa media
de un cometa -40.000 millones de toneladas métricas-, resulta que la masa
total de los cometas de la nube de Oort es en el momento actual unas 40
veces la de la Tierra.
¿Dónde se originaron los
cometas de la nube de Oort? No se formaron en su posición actual, pues
el material existente a esas distancias es tan escaso, que no podría agregarse.
Tampoco nacieron en el espacio interestelar; la captura de cometas por
parte del Sol es ineficaz. El único lugar que nos queda es el sistema
planetario. Oort conjeturó que los cometas se crearon en el cinturón de
asteroides y fueron expulsados por los planetas gigantes durante la formación
del sistema solar. Pero los cometas son cuerpos helados, bolas enormes
de nieve sucia; en el cinturón de asteroides la temperatura es demasiado
elevada para que se condensen fragmentos de hielo.
Transcurrido un año tras
el artículo de Oort de 1950, Gerard P. Kuiper, de la Universidad de Chicago,
propuso que la materia se agregaba formando cometas más lejos del Sol,
en las cercanías de los planetas gigantes. (El cinturón de Kuiper fue
bautizado con el nombre de este investigador porque sugirió que algunos
cometas se constituyeron allende las órbitas planetarias más distantes).
A buen seguro, se originarían
cometas por toda la región de los planetas gigantes, pero se sostenía
que los que se crearon cerca de Júpiter y Saturno (los dos planetas de
mayor masa) debieron de ser expulsados al espacio interestelar; no era
probable, en cambio, que Urano y Neptuno, con masas inferiores, diesen
trayectorias de escape a tantos cometas. La investigación en dinámica
acaba de arrojar una sombra de duda sobre esta hipótesis. Júpiter y, sobre
todo, Saturno conducen una parte importante de sus cometas a la nube de
Oort, en una cuantía menor quizá que Urano y Neptuno, lo que pudo haberse
compensando con la cantidad mayor de material que al principio poblaba
las zonas de los planetas mayores.
Cabe, pues, que los cometas
de la nube de Oort provengan de un amplio intervalo de distancias solares
y, por tanto, de intervalo notable de temperaturas de formación. Ese fenómeno
podría explicar la diversa composición de los cometas. En un trabajo reciente
con Harold E. Levison hemos puesto de manifiesto que la nube podría contener
asteroides procedentes de la región de los planetas interiores. Compuestos
de roca, más que de hielos, estos objetos constituyen de un 2 a un 3 por
ciento de la población total de la nube de Oort.
La clave de estas ideas
es la presencia de los planetas gigantes, que arrojan los cometas hacia
el exterior y modifican sus órbitas si alguna vez vuelven a introducirse
en la región planetaria. Otras estrellas con planetas gigantes podrían
contar con sus nubes de Oort. Si todas las estrellas tienen nubes de Oort,
cuando pasen cerca del Sol éstas atravesarán la nuestra. Aun así, no menudearán
las colisiones entre cometas, pues el espacio interpuesto viene a ser
de una unidad astronómica o más.
Las nubes de Oort que rodean
a cada estrella podrían estar liberando paulatinamente cometas hacia el
espacio interestelar. De pasar cerca del Sol, estos cometas interestelares
deberían reconocerse, porque se aproximarían al sistema solar a velocidades
mucho mayores que los procedentes de nuestra nuebe de Oort. Hasta la fecha
no se ha detectado ningún cometa interestelar, lo que no debe sorprendernos
ya que el sistema solar es un blanco muy pequeño en la inmensidad del
espacio interestelar y la probabilidad de que alguna vez se haya visto
uno es del cincuenta por ciento.
La nube de Oort sigue fascinando
a los astrónomos. Gracias a la mecánica celeste, la naturaleza ha preservado
en ese lejano almacén una muestra de material que data de la formación
del sistema solar. Su estudio, y el de las pistas cosmoquímicas que han
quedado congeladas en cada uno de sus helados componentes, permite a los
investigadores conocer valiosos datos sobre el origen del sistema solar.
Se están preparando varias
misiones espaciales para despejar estas incógnitas. La nave Stardust,
cuyo lanzamiento está previsto para el próximo año, atravesará la coma
del cometa Wild 2, recogerá muestras de polvo cometario y las traerá a
la Tierra para su análisis en el laboratorio. Dentro de algunos años,
la sonda CONTOUR se acercará a tres cometas para comparar sus composiciones.
La misión Deep Space 4/Champollion enviará una sonda orbital
y un vehículo de aterrizaje al cometa Tempel 1, mientras que la misión
Rosetta hará lo mismo con el cometa Wirtanen.
Fuente: Fragmento. Weissman, Paul
R. La nube de Oort. Investigación y Ciencia. Noviembre, 1998. Barcelona.
Prensa Científica.
Artículos recomendados en Internet
¿Qué
es lo que merodea en las afueras del Sistema Solar?
Es sólo cuestión de tiempo, dicen los investigadores,
antes de que los astrónomos encuentren algo tan grande como
Plutón en las frías regiones periféricas del Sistema Solar.
De
Débil Punto Azul
Una Visión del Futuro del Hombre en el Espacio
por Carl Sagan, Random House, 1994.
Biblioteca
Por Diego Córdova
La Aventura del Apollo
Continuando con la temática
de la misión Apollo 13, en esta ocasión nos llega este libro
que aún no se ha publicado en estas latitudes, pero creo que
se merece este lugar por dos razones, la primera, es un documento
inédito que trata sobre el Making off (detrás de escena) de
la película Apollo 13 y al mismo tiempo sobre el detrás
de escena de la misión real, y la segunda es bastante didáctico
en cuanto a gráficos y fotos y poco importa el hecho de que
esté totalmente en inglés, sobre todo para quienes no lo hablan
demasiado.
Jeffrey Kluger
quien junto a James Lovell escribió Apollo 13 (ver
Planeta
X 9) junto a Ron Howard que dirijió el film, cuentan en
este libro dos aventuras paralelas, por un lado la misión
Apollo 13, con documentos fotográficos de la NASA muy poco
vistos por el público y reproducciones de diálogos reales
de los astronautas y el control de misión de Houston y por
otro lado la aventura que significó filmar esta película,
mostrando, por ejemplo, como se montó la escenografía, los
actores, los técnicos y las cámaras dentro del avión KC-135,
el mismo que usaban los astronautas reales para simular ingravidez
por unos segundos, las escenas del film en donde todo flota
en la cabina, son reales, por un momento todo el equipo flotó
realmente gracias al valioso aporte de la NASA.
También hay mucha data
técnica acerca de las seis misiones Apollo que llegaron a la Luna como
trayectorias, diálogos inéditos, documentos, fotos y alguna que otra anécdota.
Muchos astronautas de
las misiones Apollo como Buzz Aldrin y David Scott han ofrecido su consultoría
técnica para este film y lo exponen en este libro.
Tanto el programa espacial
Apollo como la realización del film Apollo 13 han constituído sendas aventuras
y ambas son expuestas aquí con increíble paralelismo.
Como dije antes, el libro
no se ha publicado en Argentina, pero pude conseguirse en librerías especializadas
tanto técnicas como fílmicas.
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Datos de la Obra
Autores: Jeffrey Kluger y Ron Howard
Primera edición: 1995
Edición en español: no existe aún
Título original: The Apollo Adventure
Nº páginas: 200
Editorial: Pocket Books
ISBN: 0-671-53542-0
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Biografías
Christiaan Huygens
(1629-1695),
astrónomo, matemático y físico holandés nacido en La Haya. Sus numerosos
y originales descubrimientos científicos le valieron un amplio reconocimiento
entre los científicos del siglo XVII.
Entre sus descubrimientos
destaca el principio (posteriormente llamado principio de Huygens) que
establece que todo punto de un frente de ondas que avanza, actúa como
una fuente de nuevas ondas. A partir de este principio, Huygens desarrolló
la teoría ondulatoria de la luz.
En 1655 encontró un nuevo
método para pulir las lentes, con lo que obtuvo una imagen más nítida
que le permitió descubrir un satélite de Saturno y dar la primera descripción
precisa de los anillos de este planeta. La necesidad de una medida exacta
del tiempo en la observación del cielo le llevó a utilizar el péndulo
para regular el movimiento de los relojes. En 1656 inventó un ocular de
telescopio que lleva su nombre. En su obra Horologium oscillatorium
(1673) determinó que realmente existe una relación entre la longitud de
un péndulo y el periodo de oscilación, y desarrolló varias teorías sobre
la fuerza centrífuga en los movimientos circulares que ayudaron al físico
inglés Isaac Newton a formular las leyes de la gravedad. En 1678 descubrió
la polarización de la luz mediante la doble refracción en la calcita.
William Herschel
(1738-1822),
astrónomo alemán nacionalizado británico, hizo numerosas e importantes
aportaciones en el campo de la astronomía.
Su nombre original era
Friedrich Wilhelm Herschel y nació en Hannover. A la edad de 19 años se
trasladó a Inglaterra donde trabajó como profesor de música y organista,
dedicando todo su tiempo libre a la astronomía y las matemáticas. Como
no podía obtener los instrumentos adecuados, se construyó sus propios
telescopios, los cuales perfeccionó constantemente. En 1774, con la ayuda
de su hermana Caroline, también astrónoma, comenzó un estudio exhaustivo
y sistemático del firmamento. En 1781 descubrió un nuevo planeta que denominó
Georgium Sidus en honor de Jorge III, pero que hoy se conoce universalmente
como Urano.
Un año más tarde fue nombrado
astrónomo privado del rey, cargo que le permitió dedicarse totalmente
a la astronomía. Instaló un telescopio en Slough (Berkshire) con un espejo
de 1,22 m y una distancia focal de 12,2 m. Con este telescopio descubrió
dos satélites de Urano y los satélites sexto y séptimo de Saturno. Estudió
el periodo de rotación de muchos planetas y el movimiento de las estrellas
dobles, de las que catalogó más de 800. También analizó las nebulosas,
aportando nuevas informaciones sobre su constitución y aumentando el número
de nebulosas observadas aproximadamente de 100 a 2.500.
Herschel fue el primero
en formular que estas nebulosas estaban compuestas de estrellas. Fue elegido
miembro de la Sociedad Real en 1781 y nombrado sir en 1816. Se le considera
fundador de la astronomía estelar.
Charles Messier
(1730-1817),
astrónomo francés nacido en Badonviller, célebre por el valioso catálogo
de objetos celestes con aspecto nebuloso que recopiló desde 1758 hasta
1784.
Messier denominó a estos
objetos nebulosas y el propósito del catálogo era ayudar a otros astrónomos
a distinguir estos objetos de los cometas. Messier también se distinguió
por sus descubrimientos de cometas. Todavía hoy se estima su catálogo
porque incluye galaxias y cúmulos de estrellas, así como verdaderas nebulosas.
El número de orden del catálogo se sigue utilizando para designar los
objetos que enumeró.
Historia
La Astronomía en la Grecia Clásica
Cuarta entrega. Sigue de
Planeta X 7, 8 y 9.
Tomado de http://www.das.uchile.cl/~jose/astronomia_griega.html.
Universidad de Chile. Curso EH28A. Facultad de Ciencias Físicas y Matemáticas.
Prof. José Maza Sancho. Departamento de Astronomía.
2.26 Eratóstenes:
Las dimensiones de la Tierra
las encontramos en los escritos de Aristóteles quien asigna 400.000 estadios
a la circunferencia terrestre. Arquímedes un siglo más tarde le asigna
300.000 estadios ¿Qué método usaron para determinar ese número? Posiblemente
utilizaron el método que nos describe en detalle Eratóstenes, quien midió
el radio terrestre en Alejandría hacia el año 230 a.C.
El método de Eratóstenes
es muy simple: el día del solsticio de verano el Sol pasa justo por el
cenit de Siena, antigua ciudad egipcia cercana a la moderna Asuán. El
mismo día un obelisco en Alejandría arroja una sombra mínima al mediodía
que indica que el Sol pasó 1/50 de círculo (unos 7,2º) al sur del cenit
de Alejandría. Eratóstenes interpretó esta observación como indicadora
que la vertical de Siena y Alejandría deben formar un ángulo de 7,2º en
el centro de la Tierra, ya que los rayos del Sol incidentes en ambas ciudades
son esencialmente paralelos por encontrarse el Sol a gran distancia de
la Tierra. Siendo así, el arco que une Siena y Alejandría debe corresponder
a un cincuentavo de círculo. Como la distancia entre ambos sitios es de
5.000 estadios, esto indicaba 250.000 estadios para la circunferencia
terrestre. Ese valor fue modificado a 252.000 estadios para obtener la
cifra redonda de 700 estadios por grado.
El problema para poder
evaluar la cifra de Eratóstenes es poder saber qué tipo de estadio utilizó.
De acuerdo a Plinio el estadio que utilizó Eratóstenes corresponde a 157,5
metros. En ese caso el perímetro dividido por p nos da un diámetro que
es sólo 80 kilómetros menor que el diámetro polar. Ese error es menor
que el 1% del valor actual. La perfección del resultado es en parte fortuita
pero es un inmenso mérito el de Eratóstenes al haber medido el diámetro
terrestre con extraordinaria precisión, con un método impecable, ¡1730
años antes del viaje de Colón a descubrir América!
Eratóstenes (nació en año
276 a.C. y murió el año 194 a.C.) estudió en Alejandría y Atenas donde
adquirió cierta fama por sus conocimientos. Fue llamado a Alejandría alrededor
del año 235 a.C. para que se hiciese cargo la Biblioteca del Museo. Allí
permaneció el resto de su vida.
Ptolomeo en su libro Geografía
adopta el valor de 500 estadios para un grado lo cual da 180.000 estadios
para la circunferencia terrestre. Ptolomeo utilizó el estadio real egipcio
de 210 metros de largo. Un tercer tipo de estadio era el estadio olímpico
de 185 metros. El valor de Ptolomeo es ligeramente menor que el de Eratóstenes,
un 5% menor que el valor real.
2.27 Arquímedes:
Arquímedes es sin duda
uno de los más grandes sabios de la antigüedad. Brillante matemático y
gran ingeniero representa el clímax de la ciencia mecánica en el mundo
antiguo. Sólo con Stevin y Galileo la mecánica teórica avanzó del punto
donde la dejó Arquímedes; fueron necesarios 1700 años para ello. Sus grandes
contribuciones estuvieron en el campo de la estática y la hidrostática.
Vivió en Siracusa, en Sicilia,
la mayor parte de su vida. Murió en el 212 a.C. probablemente a los 75
años, cuando Siracusa fue tomada por los romanos; un soldado romano lo
mató por la espalda mientras hacía triángulos en la arena. Eso fijaría
su nacimiento hacia el año 287 a.C. Posiblemente viajó a Egipto y conoció
en el Museo de Alejandría a varios estudiosos como Conón y Eratóstenes.
Sus estimaciones de distancias
de los cuerpos celestes ya han sido comentadas. Gracias a él conocemos,
de una fuente perfectamente confiable, la hipótesis heliocéntrica de Aristarco.
Sus grandes contribuciones en el campo de la Geometría y la Mecánica le
otorgan un sitial de privilegio en la Historia de la Ciencias.
2.28 Escuela de Alejandría:
Desde mediados del siglo
III a.C. Alejandría se transforma en la capital cultural del mundo griego
del período helenístico. A esa ciudad se asocia la última gran escuela
astronómica de la antigüedad donde tres grandes sabios estructuraron un
sistema del mundo que habría de ser aceptado como dogma por más de 15
siglos. Estos tres grandes de la astronomía fueron Apolonio de Perga,
Hiparco de Nicea y Ptolomeo de Alejandría. Separados por casi 400 años
en el tiempo, desarrollaron el sistema de epiciclos y deferentes para
el movimiento planetario.
2.29 Apolonio de Perga:
Apolonio nació en Perga,
costa sur del Asia Menor, al Oeste de la isla de Chipre, probablemente
en el año 262 a.C. Lo enviaron a Alejandría a estudiar. Floreció es esa
ciudad bajo los reinados de Ptolomeo III (247 a.C., 222 a.C.) y Ptolomeo
IV (222 a.C., 205 a.C.). No se conoce ni el lugar ni la fecha de su muerte
(debe haber ocurrido hacia el año 200 a.C.).
Apolonio fue un brillante
matemático que llevó a término la obra geométrica de Euclides y Arquímedes.
Su preocupación principal fue las secciones cónicas, a las cuales dedica
su libro más importante.
Apolonio parece no haber
escrito ningún libro sobre astronomía o si lo hizo éste no ha llegado
hasta nosotros. Sabemos de las investigaciones astronómicas de Apolonio
gracias a Ptolomeo, que lo menciona en su libro. Apolonio parece haber
conocido bien el uso de excéntricos móviles y de epiciclos y deferentes
para explicar el movimiento de los planetas. Los excéntricos se explicaron
cuando hablamos de Aristarco. Los epiciclos son pequeños círculos en torno
del cual gira el planeta y el centro del epiciclo gira en torno de la
Tierra en un círculo mayor llamado deferente.
Apolonio parece haber sabido
acerca de la equivalencia entre excéntricos móviles y los epiciclos con
deferentes. Representó los movimientos de la Luna y el Sol por medio de
excéntricas.
2.30 Hiparco de Nicea:
Hiparco nació en Nicea,
Bitinia, pero pasó la mayor parte de su vida fuera de su tierra, principalmente
en Rodas, centro rival de Alejandría. Hiparco es considerado como el más
grande de los astrónomos de la antigüedad, de la época anterior a Cristo.
La mayoría de los escritos
de Aristarco se han perdido. Sólo nos ha llegado un libro suyo escrito
el año 140 a.C. Elaboró un catálogo estelar en el año 129 a.C. Hiparco
montó un observatorio en Rodas, construyendo sus propios instrumentos
para determinar posiciones precisas de estrellas en el cielo. Elaboró
un catálogo de un grupo selecto de 850 estrellas brillantes. Dividió a
las estrellas en seis categorías de brillo aparente, o magnitud, especificando
en su catálogo la magnitud de cada estrella. Las estrellas de primera
magnitud son las más brillantes; las de sexta magnitud son las que apenas
podemos ver a simple vista, en un lugar oscuro. El uso de magnitudes para
representar los brillos aparentes de las estrellas se ha mantenido hasta
nuestros días. De acuerdo con Plinio Hiparco decidió hacer un catalogo
estelar cuando observó una nova, dándose cuenta que si las estrellas no
varían su brillo en siglos a todos nos parecerán constantes pero sólo
comparando observaciones muy distantes se podría encontrar variabilidad
en las estrellas; por ello tuvo un particular interés por describir el
brillo aparente de cada estrella.
Comparando sus posiciones
estelares con observaciones más antiguas, hechas 150 años antes en Alejandría,
Aristarco encontró que la dirección del polo celeste había cambiado, descubriendo
así la precesión de los equinoccios. Esto se debe a que el eje de rotación
de la Tierra, inclinado 23½º con respecto a la perpendicular a la eclíptica,
precesa en torno al polo de la eclíptica, describiendo un círculo de 23½º
de radio, en un período de 26.000 años. Esta precesión es similar a la
que experimenta un trompo que gira inclinado con respecto a la vertical.
La precesión de los equinoccios se traduce en un movimiento del polo celeste
de 20 segundos de arco por año. El efecto acumulado en 150 años le permitió
a Hiparco poder detectarlo.
Hiparco refinó el método
de Aristarco para medir la distancia a la Luna en un eclipse. Utilizó
el valor correcto de ½º para el diámetro angular del Sol y la Luna, determinando
60 radios terrestres para la distancia Tierra-Luna.
Hiparco hizo una excelente
determinación la longitud del año, estudiando observaciones antiguas.
Determinó la desigualdad de las estaciones y la longitud del año como
365 días + ¼ - 1/300 (equivalente a 365d 5h 55.2m) estimando que el error
de su valor no podía superar los 15 minutos. En realidad el valor dado
por él sólo difiere del año real en 6 minutos (el año trópico tiene 365d
5h 48m 46s). Una precisión de esta índole sólo se logra al comparar mediciones
hechas en largos intervalos de tiempo, equivalentes a más de un siglo.
Demostró que las dos proposiciones
siguientes son equivalentes:
1.
El Sol describe en un año un círculo de radio r, cuyo centro se ubica
a una distancia er de la Tierra.
2.
El Sol se mueve durante el año sobre un epiciclo de radio er en
la dirección este-oeste mientras el centro del epiciclo describe en el
mismo período un círculo de radio r en torno a la Tierra pero en dirección
opuesta.
Cualquiera de estas hipótesis
era suficiente para representar el movimiento del Sol con un error menor
que un minuto de arco. El radio r es arbitrario. Lo que es más
importante es la longitud del apogeo, es decir el ángulo sobre el plano
de la eclíptica que define la dirección donde el Sol (o el planeta) se
encuentran más lejos de la Tierra. Para el Sol Hiparco eligió e = 0,04166
y A = 65º 30´. Ambos valores son razonablemente correctos. A es 35´ menor
que el valor real en esa época.
El movimiento lunar es
más complejo que el del Sol. Puede representarse por una excéntrica o
epiciclo. Veamos este último tipo de solución. Hiparco adoptó un deferente
inclinado 5º con respecto a la eclíptica, rotando en forma retrógrada
alrededor del polo de la eclíptica en 192/3 años. Así representa la rotación
de los nodos. Sobre el deferente se mueve en sentido directo, es decir
de oeste a este, el centro del epiciclo. La Luna gira en el epiciclo en
forma retrógrada. Debido al movimiento directo de la línea de la ápsides
(línea que une el perigeo y el apogeo) en un período cercano a nueve años,
el período de revolución del deferente es ligeramente distinto del período
de revolución del epiciclo. La razón entre los radios del epiciclo y la
deferente se pueden determinar observando la máxima diferencia entre la
posición aparente y la posición media de la Luna. Hiparco encontró un
valor de 5º 1´ para dicha diferencia lo cual da una razón 0,0875:1,0000,
es decir el epiciclo tiene un tamaño del 8,75% del deferente. Esto daba
cuenta de la así llamada primera desigualdad del movimiento lunar,
producida por la elipticidad de la órbita de la Luna. Hiparco basó su
teoría lunar en observaciones de eclipses hechas en Babilonia y Alejandría.
Hiparco no completó una
teoría sobre el movimiento de los planetas, pues se dio cuanta que necesitaba
un gran número de observaciones precisas, que él no tenía. Prefirió entonces
abandonar la idea de hacer una teoría planetaria para iniciar observaciones
que en el futuro permitieran construir dicha teoría. De acuerdo a Teón
Hiparco prefería los epiciclos por sobre los excéntricos móviles.
Tan alto subió el genio
de Hiparco que aún hoy se perfila como uno de los grandes gigantes de
la ciencia de Urania.
2.31 Claudio Ptolomeo:
Ptolomeo es el último gran
astrónomo de la antigüedad. Floreció hacia el año 140 de nuestra
era. En Alejandría. Sus observaciones astronómicas se sitúan
entre los años 127 y 150. Escribió una serie de 13 volúmenes
sobre astronomía, libro conocido como Almagesto. Es
una recopilación del trabajo de varios astrónomos anteriores,
principalmente de Hiparco. Para su catálogo estelar Ptolomeo
adopto la época 137 (de nuestra era).
En los 260 años transcurridos
entre Hiparco y Ptolomeo la astronomía no experimentó avances de importancia.
El único astrónomo mencionable es Poseidonio (133 a.C., 49 a.C.) y Sosígenes
del siglo I a.C. que es conocido por haber sido consultado por Julio Cesar
para la reforma del calendario.
En la introducción del
primer libro de la Sintaxis (Almagesto) resume los
principales postulados de la astronomía. El cielo es una esfera
rotando en torno a un eje fijo. La Tierra es una esfera situada
en el centro de los cielos. La Tierra es un punto comparada
con la esfera celeste. La Tierra no tiene movimiento de traslación
porque, en primer lugar, debe haber un punto fijo al cual
referir el movimiento de los otros y segundo, porque los cuerpos
pesados descienden hacia el centro del Universo, que es el
centro de la Tierra. Si es que hubiese un movimiento, sería
proporcionado a la Tierra y por ende los animales y las cosas
se irían quedando atrás arrojadas por los aires. Esto también
demuestra lo falso de la sugerencia hecha por algunos de que
la Tierra, aunque inmóvil en el espacio, rote en torno de
un eje, lo que Ptolomeo reconoce, simplificaría enormemente
las cosas. Así describe Ptolomeo, según Dreyer, las suposiciones
básicas de la astronomía.
En los que a la teoría
del Sol respecta, Ptolomeo se contentó con la teoría de Hiparco. Sin embargo
cometió un error pues en los 260 años transcurridos, el desplazamiento
de la línea de las ápsides (desconocido para Ptolomeo) había aumentado
el error de la longitud del apogeo de 35´ para el valor de Hiparco a 5º
30´. El año trópico adoptado por Hiparco era más largo que el real y por
ende su movimiento medio más bajo que el real. En el tiempo transcurrido
entre Hiparco y Ptolomeo este y otros errores hicieron que las tablas
solares de Ptolomeo tuviesen errores de unos 100´. Es curioso que Ptolomeo
no intentara mejorar su teoría solar que daba errores obvios de casi 2º
(recuérdese que el diámetro solar alcanza a ½º).
Ptolomeo sí mejoró sustancialmente
la teoría lunar de Hiparco. El epiciclo y deferente de Hiparco fueron
modificados, poniendo el deferente en forma excéntrica con relación a
la Tierra. Esta y otras modificaciones le permitieron representar mejor
el movimiento de la Luna en longitud. Sin embargo la distancia Tierra-Luna
variaba tanto que si se fijaba su diámetro angular en el apogeo para que
coincidiera con el valor real, el diámetro resultante para la Luna en
el perigeo alcanzaba un valor muy cercano a 1 grado (la Luna varia su
diámetro angular entre apogeo y perigeo de 29,5´ a 33´). Ptolomeo se debe
haber dado cuenta de esto pero no lo menciona en absoluto en su libro.
Esto lo debe haber llevado a pensar que su teoría era simplemente una
herramienta de cálculo pero no podía pretender ser una representación
de la realidad.
El gran mérito de Ptolomeo
está en el desarrollo que hizo de la teoría de epiciclos para el movimiento
de los planetas La Tierra está inmóvil, en el centro del sistema. Cada
planeta gira en un pequeño círculo (epiciclo), el centro del cual se traslada
alrededor de la Tierra siguiendo un círculo mayor (deferente).
Para Mercurio y Venus los
planetas interiores, siempre el centro C del epiciclo permanece Alineado
con la Tierra y el Sol, completando por ende su revolución en un año.
Para los planetas exteriores (Marte, Júpiter y Saturno) el radio vector
que une el centro del epiciclo y el planeta permanece siempre paralelo
a la recta Tierra-Sol. Se elige la razón entre el radio del epiciclo y
el del deferente de modo de reproducir con la mejor precisión posible
las retrogradaciones.
Pese a que el sistema tolemaico
es un sistema geocéntrico, el Sol rompe la armonía pues su presencia es
determinante en las retrogradaciones de los planetas. Las retrogradaciones
de los planetas superiores se producen cuando éstos se encuentran en oposición
al Sol. Para los planetas interiores, los centros de sus deferentes están
siempre sobre la línea que une a la Tierra y al Sol.
Ptolomeo introduce una
modificación en el sistema de epiciclos, pues coloca el deferente en forma
excéntrica. Además el centro del epiciclo no recorre el deferente con
una velocidad angular uniforme con respecto al centro del deferente o
al centro de la Tierra. La uniformidad la acepta con respecto a un punto
llamado ecuante, que se sitúa al otro lado del centro del deferente,
simétrico de la Tierra con respecto al centro.
De este modo se logra que,
visto desde la Tierra, el centro del epiciclo se mueve más rápido cuando
pasa por el perigeo. Retener la uniformidad con respecto a algún punto
es muy importante para los efectos de calcular posiciones. Además como
se ha dicho, es uno de los dogmas introducidos por Platón. Es importante
recordar que éstas eran elaboradas construcciones geométricas. El álgebra
no se había desarrollado y faltaban siglos para que se inventara el cálculo.
Tampoco se conocían los logaritmos. Por eso los movimientos circulares
uniformes eran una necesidad práctica, junto con ser un verdadero dogma.
El sistema de epiciclos
de Ptolomeo, con ligeras variantes, perduró por 15 siglos como la herramienta
básica para calcular posiciones planetarias. Durante ese largo período
a veces se complicó el sistema recurriendo a epiciclos cuyo centro gira
sobre otro epiciclo, que a su vez gira sobre un deferente. Cada epiciclo
extra pretendía explicar nuevas irregularidades detectadas en el curso
del planeta a lo largo del zodíaco.
Sigue
en el próximo número Planeta X.
El Navegante
Near-Earth
Objects (NEOs)
Excelente pagina con todo lo que hay que saber sobre
los objetos que pueden llegar a colisionar con la Tierra.
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