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lunes, 16 de enero de 2012

¿Ser o no ser?... Firmado: Plutón (parte 1)

Los seres naturales sólo son seres en cuanto son humanos y sólo aptos para la observación objetiva en cuanto son también sujetos y elocuentes; de manera que cuando se pretende que se les está observando como meros, pasivos, inocentes, objetos de la observación, se está haciendo abstracción de la condición social con que necesariamente se presentan al observador (García Calvo, 1973, p.79).


La Unión Astronómica Internacional, UAI, creada en 1919, reúne a casi 10 mil astrónomos y 62 socios nacionales (países afiliados). Pues bien, su última asamblea, realizada en Praga, agitó las noticias de prensa a finales de agosto de 2006: “Astrología no se afectaría por el ajuste planetario” (El Tiempo, 23-8-2006); “Hoy se espera el pronunciamiento oficial en Praga” (El Tiempo, 24-8-2006); “El Sistema Solar queda con ocho planetas” (El Tiempo, 25-8-2006); “Plutón dejó de ser un planeta clásico” (Semana Nº 1.269: agosto de 2006); “300 científicos se rebelan contra nueva alineación del Sistema Solar” (El Tiempo, 5-9-2006)... Todo este asunto implica una serie de enseñanzas para la escuela, como veremos; pero, además, el tema educativo se ventila allí de forma expresa.

El asunto

Al menos tres hechos precipitaron la reconsideración de lo que se entiende por planeta: a) el descubrimiento de cuerpos celestes más allá de la órbita de Neptuno, ubicados en un anillo de objetos llamado Cinturón de Kuiper[1]; b) el hallazgo de que uno de ellos [2] es más grande que Plutón; y c) el descubrimiento de otros sistemas planetarios en la Vía Láctea (se conocen unos 130, con casi 200 planetas). Se necesitaba, entonces, no sólo dar un lugar a los Objetos del Cinturón de Kuiper, KBO [3], sino también reconsiderar todo el Sistema Solar, a la luz de las nuevas ideas y descubrimientos.

La preocupación, sin embargo, no era nueva: por una parte, ya durante los primeros 50 años del siglo XIX, una serie de cuerpos descubiertos fueron considerados planetas, pero eran tan pequeños y su número se hizo tan numeroso, que se les dio otro estatuto; y, por otra parte, desde que Plutón fue descubierto, era “el hijo problema de la familia solar” (Semana Nº 1.269: agosto de 2006): su órbita no es paralela a la de los otros planetas y su tamaño es reducido (la Luna tiene mil kilómetros más de diámetro).

Una larga historia

Quienes se educaron entre 1930 y 2006, aprendieron que el Sistema Solar tiene nueve planetas; por eso puede sorprenderlos que ese número disminuya. Casi un siglo de ciencia ficción haría más esperable que el número aumentara. El caso es que, a través de la historia, esa cifra ha variado mucho, como veremos a continuación.

Siete planetas, mirando desde aquí

En la antigüedad, la Tierra no contaba como planeta, pues era el lugar desde el que se hacían las observaciones y alrededor del cual todo parecía orbitar; de tal manera, los antiguos registraron una serie de cuerpos que erraban por el cielo (en griego, “planeta” significa errar, deambular) contra el patrón de estrellas fijas. Efectivamente, la Luna, Mercurio, Venus, Sol, Marte, Júpiter y Saturno –se creía que en ese orden distaban de la Tierra– no se mantienen en una determinada posición según pasan los meses, como sí se mantienen las estrellas unas en relación con las otras. Podría decirse, entonces, que había siete planetas.

El sistema copernicano, En:De Revolutionibus Orbium Coelestium
Mirando desde la teoría heliocéntrica

Nicolás Copérnico (1473-1543) nos sacó del lugar privilegiado de la observación que no permite verse. Después de 1543, la Tierra fue agregada a la lista de planetas, de la que, a su vez, se eliminaron el Sol y la Luna. Así, los planetas pasaron a ser seis, en otro orden: Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter y Saturno.

Exceptuando la idea de “alrededor de cuál se orbita”, la naturaleza de tales cuerpos no determinaba su estatuto.

Pese a que se trataba del universo observable, no había una preocupación por buscar más planetas, pues su número estaba limitado por ciertos criterios (que hoy vemos como prejuicios, cosa que parece ser el destino de todo criterio, después de trascurrido cierto tiempo). Johannes Kepler (1571-1630), por ejemplo, se preguntaba por qué los planetas guardaban esas distancias entre sus órbitas y por qué sólo había seis; pero no para que hubiera más, sino para entender la excelencia de la creación, expresada de esa manera.
Modelo platónico del Sistema Solar presentado por Kepler en Misterium Cosmographicum (1596).
Observó–casualmente, dicen– que la relación entre el radio de la circunferencia que inscribe un triángulo equilátero y el radio de la que puede inscribirse a su vez en ese triángulo, es la misma relación que hay entre los radios de las órbitas de Júpiter y Saturno. Entonces, si geometría y astronomía tenían conexión, las órbitas –circulares, pues sólo podían ser perfectas– estaban en una esfera que contenía uno de los cinco sólidos perfectos [4], cuyo interior alojaba otra esfera con otra órbita, que a su vez contenía otro sólido, hasta ubicar los cinco sólidos y las seis órbitas. Si había una armonía en el universo, cuyo mejor espejo era la geometría, no podía haber más planetas que los ya conocidos, independientemente de que pudiéramos ver más lejos [5]. Con esto, Kepler pretendía resolver el misterio de la cantidad de planetas conocidos. Después, nadie iba a buscar objetos que, por definición, no existían.

Mirando por el telescopio

En 1609, Galileo Galilei (1564-1642) construyó telescopios que aumentaban casi seis veces el tamaño de los objetos. Estos aparatos –desiguales y rudimentarios, según él– permitieron verificar una diferencia radical entre planetas y estrellas: mientras aquellos, vistos con el aparato, revelan ser discos, tener menguantes y crecientes (Venus), figuras (como líneas en Júpiter), satélites (Júpiter), anillos (Saturno); las estrellas, en cambio, siguen prácticamente iguales (¡cómo estarán de lejos que resulta irrelevante aumentar varias veces su tamaño!); más bien aparecían otras no perceptibles a simple vista [6].

Tuvieron que pasar más de dos siglos para que se descubriera un planeta mediante la prolongación de la mirada: en 1781, el inglés William Herschel, con ayuda de un telescopio construido por él mismo, agregó el primer planeta no conocido en la antigüedad: Urano. John Flamsteed ya había detectado ese cuerpo en 1690, pero se lo catalogó como la estrella 34 de la constelación de Tauro. Al principio, Herschel lo enunció como un cometa, pero la falta de cola, su lento movimiento y el disco que ofrecía a la mirada (a través del telescopio), permitió deducir que se trataba de un nuevo planeta.

Este hallazgo duplicó el tamaño del Sistema Solar. Ya para entonces, el universo no tenía que seguir un principio de perfección para limitar el número de planetas, pues Kepler había concluido, a su pesar, que era erróneo creer que los radios de los círculos descritos por los planetas están en proporción con los radios de las esferas inscritas en sólidos platónicos, organizados como una matrioshka. Sus dos primeras leyes–los planetas trazan órbitas elípticas y barren áreas iguales en tiempos iguales– no representaban la armonía prevista: de un lado, la elipse no tiene centro como el círculo, sino dos focos (uno de los cuales será ocupado por el Sol); y, de otro lado, cada planeta se mueve a velocidad variable, según se acerque o se aleje del Sol. Claro que, años más tarde (en: Kepler. Harmonice mundi), su tercera ley parece restablecer algo de lo añorado, a través de una correlación entre distancia al Sol y período orbital: encontró que los cuadrados de los períodos de los planetas son directamente proporcionales a los cubos de sus distancias medias al Sol. Graficado esto en un plano cartesiano, cuyos ejes sean estas dos variables, se obtiene una línea en la que quedan ubicados todos los planetas, incluso los que Kepler no conoció (como Urano, Neptuno y –hasta su momento– Plutón); y lo mismo rige para los satélites en relación con los planetas y hasta para los planetas de otras estrellas.

Ceres, planeta previsto


Ceres se descubrió en el marco de las predicciones de la ley de Johann Bode, uno de los astrónomos más importantes de la Alemania de finales del siglo XVIII; fue miembro en la Academia de Ciencias de Berlín y director del observatorio de esa ciudad. La llamada ley que lleva su nombre fue una curiosidad que le relató Johann Daniel Titius y que él publicó sin mencionar la autoría de su colega (por eso, hoy se conoce también como Ley de Titius-Bode). Dicha ley se fórmula así:
a = n+4
10

donde a representa el semieje mayor de la órbita del planeta. Los valores de n comienzan en cero, siguen con tres y, de ahí en adelante, duplican el número anterior (n = 0, 3, 6, 12, 24, 48, 96, 192, 384, 768...). Si añadimos 4 a esta secuencia, y dividimos por 10, se obtiene: 0,4; 0,7; 1; 1,6; 2,8; 5,2; 10; 19,6; 38,8; 77,2... Pues bien, las distancias al Sol, en unidades astronómicas, UA [7], de los planetas entonces conocidos son muy aproximadas a esas cifras: Mercurio: 0,39; Venus, 0,72; Tierra, 1; Marte, 1,52; Júpiter, 5,2 y Saturno, 9,54.


Como se ve, debería haber un planeta entre Marte y Júpiter, a 2,8 UA. Urano, a 19,18 UA, confirmó la supuesta ley. Ante tales coincidencias, en el Congreso Astronómico de 1796 (Gotha, Alemania), se decidió buscar el planeta al que la fórmula asignaba el quinto lugar. Para ello, se conformó un grupo de cinco astrónomos. En 1801, en el Observatorio de Palermo (Italia), el sacerdote católico y educador Giuseppe Piazzi (1746-1826)–que no pertenecía a la comisión de búsqueda– descubrió a Ceres, mientras compilaba un catálogo de estrellas. Al principio creyó que era un cometa sin nebulosidad, pero, calculada su órbita, resultó ser un cuerpo que orbitaba entre Marte y Júpiter. Así, el número de planetas subió a ocho: Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Ceres, Júpiter, Saturno y Urano.

Cuando la lista llegó a 23 planetas

En la misma zona orbital de Ceres, durante esos años se agregaron Palas (1802), Juno (1804), Vesta (1807). Y el número de planetas crecía: en 1851 ya iban 23, pues de 1845 a 1851 se agregaron Astraea (1845); Hebe, Iris y Flora (1847); Metis (1848); Hygiea (1849); Parthenope, Victoria y Egeria (1850); Irene y Eunomia (1851).
El interminable descubrimiento de pequeños cuerpos en ese espacio orbital, llevó a la decisión, en 1852, de no considerarlos planetas sino asteroides (con forma de estrella). Entonces, ya no se los clasificó por su distancia al Sol, sino por la fecha de descubrimiento. Así, Ceres pasó de ser un planeta, a ser el primer asteroide descubierto por el hombre. Además, es el único esférico y contiene aproximadamente la tercera parte de la masa total del cinturón de asteroides.
Los asteroides –presentes desde el interior de la órbita de la Tierra hasta más allá de la órbita de Saturno (aunque la mayoría está en el cinturón principal, entre Marte y Júpiter)– no podían ser planetas ya que su talla era muy reducida: desde casi 1.000 km (que es el tamaño de Ceres, el más grande), hasta la dimensión de un guijarro pequeño. Ceres es casi la quinta parte de Marte, el planeta más pequeño conocido hasta entonces [8]. Apenas 16 asteroides, de 135.000 estimados, tienen un diámetro igual o superior a 240 km. Un cuerpo que los aglomerara a todos tendría menos de 1.500 km de diámetro, o sea, menos de la mitad del diámetro de la Luna.
Con la nueva definición, el número de planetas volvió a cambiar: de 23, pasó a 8 (pues ya se había descubierto a Neptuno).

¿Falló Newton o hay otro planeta?

En 1846, en pleno auge del descubrimiento de lo que luego serían asteroides, se descubrió a Neptuno. En 1821, el francés Alexis Bouvard (1767-1843) percibió inconsistencias entre las posiciones observadas y las posiciones calculadas para Urano, gracias a la ley de la gravitación formulada por Isaac Newton (1643-1727). ¿Estaba equivocada la ley de la gravitación?, ¿dejaba de funcionar a partir de Saturno?, ¿o estas anomalías eran causadas por otro planeta, más allá de Urano, o por una luna oculta?
Se dice que el matemático inglés John Couch Adams (1819-1892) calculó la posición teórica del objeto que perturbaría a Urano, y que en 1845 pidió al observatorio de Cambridge buscarlo en determinada región del cielo. James Challis, el entonces director del observatorio, supuestamente desestimó los cálculos y remitió a Adams donde George Biddell Airy, astrónomo real, con quien, por diferentes razones, tampoco pudo entrevistarse. Mientras tanto, el francés Urbain Jean Joseph Le Verrier (1811-1877) trabajaba en el mismo asunto, a pedido de un profesor. En 1846, en el Observatorio de Cambridge, una vez más James Challis se desentendió del tema. Entonces, Le Verrier escribió al observatorio de Berlín, donde sí tomaron en serio su estudio: poco después anunciaron que, gracias a esos cálculos, Johann Gottfried Galle (1812-1910) había descubierto a Neptuno.
Tarea: encontrar el planeta X
Poco después de ser descubierto, tampoco Neptuno parecía seguir la trayectoria prevista alrededor del Sol. De nuevo, se pensó que este efecto podía deberse a la fuerza de atracción de un mundo todavía más distante. Esto instigó durante 40 años la búsqueda de un nuevo planeta, hasta que el estadounidense Clyde Tombaugh descubrió (según la nueva acepción) a Plutón.
Tombaugh, un granjero aficionado a la astronomía, fue aceptado para trabajar en el Observatorio Lowell (Flagstaff, Arizona) a los 22 años. El director, Vesto Slipher, le encomendó tomar fotografías de una parcela del cielo, durante varias noches. El joven debía observar las placas en un comparador de destellos [9], para ver si una de las luces se desplazaba. Durante varios meses, comprobó la posición de unos siete millones de estrellas, hasta que en 1930, encontró a Plutón.
No obstante, el nuevo planeta era tan pequeño que no podía explicar las modificaciones en la trayectoria de Neptuno; años después, los astrónomos entendieron que la órbita de Neptuno no se había desviado, sino que la habían estudiado durante menos de un año neptuniano (McNab y Younger, 1999, p.15). Además, Plutón tenía una órbita muy inclinada y excéntrica, y parecía no provenir del mismo proceso de formación, determinado por la distancia desde el Sol [10]. Luego se le conoció una luna, Caronte, que sin embargo es comparativamente tan grande y tan cercana a él, que más bien se trata de un sistema binario: cada uno gira alrededor del otro; algo que no se presenta en los otros planetas. Pese a todas estas particularidades, ocupó el noveno lugar.

El décimo planeta

A partir de 1992 se empezaron a descubrir los KBO, como Varuna (2000), Quaoar (2002), Sedna (2003), etc., cuerpos de tamaños muy cercanos a Plutón. Pero Eris resultó ser incluso más grande. Con los criterios bajo los cuales Plutón se consideró el noveno planeta, Eris debería ser el décimo (así fue considerado por más de un año, por parte de sus descubridores y de los medios de comunicación). Pertenece a una clase de cuerpos que han sido arrastrados a una órbita más lejana de lo habitual por interacciones gravitatorias con Neptuno en las etapas iniciales de la formación del Sistema Solar.

De nuevo, el Sistema Solar cambió sus dimensiones, como podemos observar en la siguiente gráfica: la órbita de Sedna (un KBO más grande que el asteroide Ceres) albergaría una decena de veces el Sistema Solar considerado hasta el descubrimiento de Plutón; se observa también que la órbita de Quaoar es más regular que la de Plutón:











Entonces, a partir de los noventa se instauró una situación como la de comienzos del siglo XIX y los asteroides, pues cada vez se encuentran más KBO, cuya existencia –dice la prensa– confirmará la UAI en los próximos años.
Se cuantifica la diferencia entre planetas y no-planetas
La UAI conformó un comité para precisar qué es un planeta, usando criterios acordes con los nuevos hallazgos y las nuevas teorías. Tras dos años de investigación y dos semanas de debate en la asamblea general de la UAI en Praga, se estableció que un planeta a) orbita el sol, b) es esférico [11] y c) ha liberado el espacio vecino alrededor de su órbita. Bajo estos criterios, el Sistema Solar tendría 8 planetas y tres planetas-enanos, por ahora: Ceres, Plutón y Eris; “por ahora”, pues se espera que otros KBO esféricos también hagan parte de la categoría de planetas-enanos. La siguiente tabla organiza las tres características:

PlanetaPlaneta enanoPequeños cuerpos

Orbita el Sol
EsféricoNo
Controla su órbitaNoNo

Plutón y Eris están en las mismas condiciones: orbitan el Sol, son esféricos, pero no dominan su vecindario; es decir, no cumplen el tercer requisito para ser planeta. Efectivamente, ambos se encuentran en el Cinturón de Kuiper. Por su parte, Ceres ha pasado por las tres categorías: al descubrirlo, se lo consideró planeta; luego, cuando se estableció el anillo de objetos entre Marte y Júpiter, se lo calificó de asteroide; y ahora, queda catalogado como planeta-enano, pues es el único asteroide esférico (es decir, cumple el segundo criterio), pero no domina el cinturón de asteroides.
Tamaño y forma son propiedades detectables empíricamente, digamos; pero dominio orbital, no. Es un criterio de proporciones que sólo puede ser establecido de manera matemática. La prueba está en que la Tierra tiene casi 318 veces menos masa que Júpiter y, sin embargo, tiene más dominio orbital. El ordenamiento ya no es por tamaño, ni por distancia al Sol, sino por una estimación μ cuyo mayor valor corresponde a la Tierra. Así quedan ordenados los cuerpos en cuestión, de mayor a menor: Tierra, Venus, Júpiter, Saturno, Mercurio, Urano, Neptuno, Marte, Ceres, Eris y Plutón.
En la siguiente gráfica se muestran los valores μ de los cuerpos que se habían propuesto inicialmente en la asamblea de la UAI para engrosar la lista de planetas; se percibe claramente, bajo el criterio del dominio orbital, la diferencia entre planetas y planetas-enanos:

Hay que tener en cuenta el número de satélites (61 para Júpiter, 31 para Saturno, 27 para Urano y 13 para Neptuno), así como la poco publicitada existencia de los troyanos –asteroides que comparten la órbita con Júpiter– y de los centauros –cometas orbitando entre Júpiter y Neptuno–.

En síntesis, así ha cambiado el número de planetas a través del tiempo:




Número de planetas
Mundo antiguo 7
15436
17817
18018
18029
180410
180711
184512
184613 (Neptuno)
184716
184817
184918
185021
185123
18528
19309 (Plutón)
200510 (Eris)
20068

Notas

[1] Zona con forma de anillo más allá de Plutón, predicha en 1951 por Gerard P. Kuiper (1905-1973). También se le llama Cinturón de Edgeworth-Kuiper, pues Kenneth Edgeworth había hecho la misma predicción dos años antes.
[2] 2003UB313 o Xena (nombre temporal) o Eris (nombre definitivo).
[3] Por sus iniciales en inglés.
[4] Entre los infinitos poliedros posibles, hay cinco formados por polígonos regulares: tetraedro (4 triángulos equiláteros), cubo o hexaedro (6 cuadrados), octaedro (8 triángulos equiláteros), dodecaedro (12 pentágonos regulares) e icosaedro (20 triángulos equiláteros). Y no es que no se hayan podido descubrir más todavía, sino de que sólo esos son posibles (ver: Sagan, 1980, apéndice 2).
[5] Los satélites de Júpiter –descubiertos por Galileo– no tenían un lugar en el modelo de Kepler, donde tampoco cabía la Luna. Pero Kepler escribió a Galileo, suspirando por un telescopio que le permitiera descubrir otros satélites, pues ya se preguntaba cuántos debería tener cada planeta, cuyo número sí estaba decidido ya.
[6] Mirar por el telescopio amplió 2 mil veces el tamaño entonces estimado del universo. Ver: Koyré, Alexandre. Del mundo cerrado al universo infinito. México: Siglo XXI Editores, 1979. pp.36-37.
[7] Distancia media de la Tierra al Sol.
[8] Plutón no se conocía, pero Ceres tiene menos de la mitad de su diámetro; incluso es más pequeño que Caronte, considerado satélite plutoniano suyo hasta hace poco.
[9] Nuevo instrumento para enfrentar la dificultad de observar el cambio de posición de un punto entre los miles de fotografías tomadas a través de telescopios cada vez más sofisticados.
[10] Cuando se formaban los planetas, los materiales pesados se acumularon cerca del Sol, atraídos por su gravedad, lo que explica que los pequeños planetas interiores –Mercurio, Venus, Tierra y Marte– sean duros y densos. En el cinturón de asteroides, entre las órbitas de Marte y Júpiter, hay millones de pedruscos de roca y hierro sobrantes de la formación de los planetas. Más allá de los asteroides, los planetas gigantes–Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno– se formaron en una región alrededor del Sol donde abundan gases ligeros y líquidos como el hidrógeno y el helio. No podían condensarse más cerca del Sol porque el calor era excesivo, así que se formaron a distancias más lejanas (Garlick, 2004, p.70).
[11] “Posee una masa suficiente para que su gravedad le permita superar las fuerzas estructurales rígidas y lograr una forma de equilibrio de hidroestática” (El Tiempo, 25-8-2006). Objetos con masas por encima de 5 x 1020 kg y un diámetro mayor de 800 km, alcanzan una forma casi esférica.

CONTINUARÁ...

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