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Hoy tocaremos el tema del planeta que no estaba, denominado en su momento como Vulcano, el planeta interior a Mercurio que permitía establecer que …
Uy!, perdón, vamos con la historia: las Leyes de Kepler, enunciadas por Johannes Kepler en 1619 junto con la Ley de la Gravitación Universal, enunciada por Isaac Newton en 1687 permitieron establecer sin ninguna duda las posiciones de los planetas.
Todos los cuerpos que orbitan a otros cumplen al pié de la letra éstas leyes pero había un pequeño planeta que se resistía a ser atrapado por éstas Leyes, ¿ sería la famosa “excepción a la regla” ?. No, no podía serlo pues son Leyes físicas y ellas deben ser cumplidas por todos sin excepciones ni interpretaciones.
El planeta que se resistía era Mercurio, el planeta más cercano al Sol en nuestro Sistema Solar, ¿ qué pasaba ??
Bien, como ya lo hemos nombrado varias veces, los cuerpos que orbitan a otro no lo hacen en una circunferencia, sino que es un elipse, ésta, es una figura geométrica que la podemos imaginar como una circunferencia achatada, tiene un eje que es más largo que el otro, desde luego, el más largo se llama “eje mayor” y el más pequeño “eje menor”. La excentricidad de una elipse es la medida de cuánto se diferencia de una circunferencia, se halla dividiendo el valor del eje menor con el eje mayor. Al fin de cuentas, todos los cuerpos orbitan en elipses que son muy poco excéntricas, se diferencian poco de una circunferencia.
En el eje mayor de una elipse existen dos puntos que el llaman “focos” donde, en uno de ellos, se ubica el cuerpo sobre el cual orbitan, entonces, el Sol siempre, por ser el cuerpo al cual orbitan todos los cuerpos del Sistema Solar ocupa uno de los focos de cualquiera de las elipses de cualquier órbita.
El punto en el cual el planeta ó cuerpo se encuentra más cerca del Sol en su órbita, se denomina “perihelio” (traducción: “cerca del Sol”) y el punto más lejano de la órbita es el “afelio” (traducción: “más lejos del Sol”).
El perihelio, va cambiando de posición a lo largo del tiempo. En todos los planetas, al calcular el perihelio daban valores perfectos, ésto permitía precedir aplicando las leyes de Kepler y Newton donde iba a estar en planeta en cualquier momento del tiempo, en cambio en Mercurio no, daba lugar a un pequeño error entre lo calculado y lo real, éso hacía que no fuera posible predecir con exactitud donde estaría el planeta.
Ésta diferencia era de 0.104 segundos de arco muy, muy pequeña, pero la mayor consecuencia era que las Leyes de Kepler y Newton no eran correctas !!!!!!.
Éste corrimiento del perihelio dió lugar a lo que se conocía como “precesión del perihelio de Mercurio”.
En la figura que sigue, vemos la órbita de Mercurio y la precesión del perihelio magnificada, simbolizada con la letra griega “δ” (delta):
Veamos….
Cuando Mercurio está en el punto de su órbita más cercano al Sol (“perihelio”), está a sólo 46 millones de kilómetros de distancia y se mueve en su órbita a una velocidad de cincuenta y seis kilómetros por segundo. En el punto opuesto de su órbita, cuando está más alejado del Sol (“afelio”), está a 70 millones de kilómetros de distancia y, en consecuencia, ha disminuido su velocidad a treinta y siete kilómetros por segundo. El hecho de que Mercurio esté a veces a la mitad de la distancia del Sol a la que se encuentra otras veces, y que se mueva algunas veces con la mitad de la velocidad que tiene en otras, hace algo más difícil seguir con precisión sus movimientos que los de otros planetas más metódicos.
Esta dificultad surge más notablemente en un aspecto particular…
Como Mercurio está más cerca del Sol que la Tierra, en ocasiones se coloca exactamente entre la Tierra y el Sol y los astrónomos pueden ver su círculo oscuro moviéndose a través de la cara del Sol.
Tales “tránsitos”, de Mercurio tienen lugar de manera más bien irregular debido a la órbita excéntrica del planeta y porque esa órbita está inclinada siete grados con respecto al plano de la órbita terrestre. Los tránsitos sólo se producen en mayo o en noviembre (los tránsitos de noviembre son los más comunes, en una relación de 7 a 3) y en intervalos sucesivos de trece, siete, diez y tres años (como dato, el 2 de diciembre de 2019 se dió el ultimo tránsito de Mercurio y desde nuestra ciudad lo vimos perfectamente)
En el siglo XVIII, los tránsitos se observaban con mucho entusiasmo porque eran algo que no se podía ver con el ojo desnudo y sin embargo podía verse muy bien con los telescopios primitivos de la época. Además, los tiempos exactos en los cuales el tránsito comenzaba y terminaba, y el camino exacto recorrido a través del disco solar, cambiaban levemente con el lugar de observación sobre la Tierra. A partir de tales cambios, se podría calcular la distancia de Mercurio y, mediante ellas, todas las otras distancias del sistema solar.
Por consiguiente era desconcertante, astronómicamente hablando, que la predicción de cuándo tendría lugar el tránsito estuviera a veces errada hasta en una hora. Era una indicación muy clara de las limitaciones de la mecánica celeste de la época.
Si Mercurio y el Sol fueran todo lo que existe en el universo, entonces, cualquiera fuera la órbita que Mercurio siguiera al girar en torno del Sol, la seguiría exactamente en todas las revoluciones subsiguientes. No habría dificultad alguna para predecir los tiempos de tránsito exactos.
Sin embargo, todo otro cuerpo en el universo también tira de Mercurio, y la atracción de los planetas cercanos -Venus, la Tierra, Marte y Júpiter-, si bien es muy pequeña en comparación con la del Sol, es lo suficientemente grande como para importar.
Cada influencia, por separado, introduce una leve modificación en la órbita de Mercurio (una “perturbación”) que debe ser tenida en cuenta mediante cálculos matemáticos que incluyan la masa exacta y el movimiento del objeto que ejerce la atracción. El conjunto de complicaciones que resulta es muy simple en teoría, ya que está enteramente basado en la Ley de la Gravitación Universal, pero en la práctica es muy complicado, ya que los cálculos requeridos son tan largos como pesados.
No obstante tenía que hacerse, y se hicieron intentos cada vez más cuidadosos para hallar los movimientos exactos de Mercurio teniendo en cuenta todas las perturbaciones posibles.
En 1843 un astrónomo francés, Urbain Jean Joseph Leverrier, publicó un cálculo cuidadoso de la órbita de Mercurio y encontró que persistían pequeñas discrepancias. Sus cálculos, realizados con excesivo detalle, demostraban que después de haber tenido en cuenta todas las perturbaciones concebibles quedaba un pequeño desplazamiento que no podía explicarse. El punto en el cual Mercurio alcanzaba su perihelio se movía hacia adelante en la dirección de su movimiento un poquito más rápido que lo que podían explicar todas las perturbaciones.
En 1882, el astrónomo canadiense-americano Simon Newcomb, usando instrumentos mejores y un mayor número de observaciones, corrigió los números de Leverrier muy levemente. Usando esta corrección parecería que cada vez que Mercurio da una vuelta en torno del Sol, su perihelio está 0,104 segundos de arco más lejos de lo que debería estar si se tienen en cuenta todas las perturbaciones.
Esto no es mucho. En un siglo terrestre la discrepancia alcanzaría solamente a cuarenta y tres segundos de arco. Harían falta cuatro mil años para que la discrepancia alcanzara el tamaño aparente de nuestra Luna y tres millones de años para que significara una vuelta completa alrededor de la órbita de Mercurio.
Pero eso es bastante. Si no se pudiera explicar la existencia de este avance del perihelio de Mercurio, entonces habría algo mal en la ley de la gravitación de Newton, y esa ley había funcionado tan perfectamente en todo otro sentido que hacerla fracasar ahora no provocaría el júbilo de ningún astrónomo.
De hecho, aun cuando Leverrier estaba analizando esta discrepancia en la órbita de Mercurio, la ley de la gravitación había logrado su triunfo más grande. Y, ¿quién había sido la fuerza actuante detrás de este triunfo? Por supuesto que Leverrier ( Hablaremos de Leverrier la próxima columna, éste astrónomo fué quien descubrió Neptuno aplicando la Ley de la Gravitación Universal).
Por ejemplo, la masa de un planeta se calcula muy fácilmente si tiene satélites que se mueven a su alrededor a una cierta distancia y con un cierto período. La combinación de distancia-período depende de la masa planetaria, que así puede calcularse de manera muy precisa.
Pero Mercurio no tiene satélites. Por lo tanto, su masa solamente podía determinarse con cierta indefinición y podía suceder que en realidad fuera un diez por ciento más pesado que lo que habían creído los astrónomos de mediados del siglo XIX. Si así fuera, esa masa adicional y la atracción gravitatoria adicional por ella originada explicarían justamente el movimiento de Mercurio.
Leverrier necesitaba algún cuerpo más pesado que estuviera cerca de Mercurio, pero no demasiado cerca de ningún otro planeta, y hacia 1859 sugirió que la fuente gravitatoria tenía que provenir del lado lejano de Mercurio. Tenía que haber un planeta dentro de la órbita de Mercurio lo bastante cerca de él como para explicar el movimiento extra de su perihelio, pero lo bastante lejos de los planetas más alejados del Sol como para dejarlos esencialmente tranquilos.
Leverrier dio a este planeta intra-mercurial propuesto el nombre de Vulcano. Éste era el equivalente romano del dios griego Hefaistos, que presidía la forja como herrero divino.
De esta manera, un planeta que estuviera revoloteando desde siempre cerca del fuego celeste del Sol tendría el nombre más apropiado.
Sin embargo, si existiera un planeta intra-mercurial, ¿por qué nunca se lo había visto? En realidad, ésta no es una pregunta difícil de contestar. Visto desde la Tierra, cualquier cuerpo que estuviera más cerca del Sol que Mercurio siempre estaría en la proximidad inmediata del Sol, y verlo sería verdaderamente muy difícil.
De hecho, habría solamente dos oportunidades en que sería fácil ver a Vulcano. La primera sería en ocasión de un eclipse solar total, cuando el cielo en la vecindad inmediata del Sol está oscurecido y cuando cualquier objeto que esté siempre en esa proximidad inmediata podría verse con una facilidad que sería imposible de concebir en otros momentos.
En un sentido esto ofrece una salida fácil, ya que los astrónomos pueden encontrar con gran precisión los momentos y lugares en que tendrán lugar los eclipses solares totales, y estar listos para hacer observaciones.
Por otra parte, los eclipses no ocurren con frecuencia, generalmente implican largos viajes y duran sólo unos pocos minutos.
¿Qué hay de la segunda ocasión para ver fácilmente a Vulcano? Esa se daría cuando Vulcano pasa directamente entre la Tierra y el Sol en un tránsito. Su cuerpo aparecería entonces como un círculo oscuro sobre la esfera solar, que se movería rápidamente de oeste a este en línea recta.
Los tránsitos deberían ser más comunes que los eclipses, deberían ser visibles desde áreas más grandes durante tiempos más prolongados, y deberían dar una indicación mucho mejor de la órbita exacta de Vulcano, la cual podría usarse para predecir tránsitos futuros, durante los cuales se podrían hacer investigaciones adicionales y descubrir las propiedades del planeta.
Por otra parte, el tiempo de tránsito no puede predecirse con seguridad hasta que se conozca con precisión la órbita de Vulcano, y ésta no puede conocerse con exactitud hasta que se vea al planeta y se lo siga por un rato. Por lo tanto, la primera observación real debería ocurrir por accidente.
O quizá ya se había producido esa primera observación… Tal cosa era posible y aun probable.
Una vez que Leverrier hizo su propuesta (y el descubridor de Neptuno tenía prestigio en esa época), los astrónomos comenzaron a buscar posibles observaciones previas de objetos extraños que serían ahora reconocidos como Vulcano.
En seguida apareció algo. Un astrónomo francés aficionado, el Dr. Lescarbault, anunció a Leverrier que en 1845 él había observado un objeto oscuro contra el Sol al que había prestado poca atención en su momento, pero que ahora pensaba que era Vulcano.
Leverrier estudió este informe muy conmovido, y estimó que Vulcano era un cuerpo que giraba alrededor del Sol a una distancia media de 21 millones de kilómetros, un poco más de un tercio de la distancia de Mercurio. Esto significaba que su período de revolución sería de 19,7 días, aproximadamente.
A esa distancia nunca estaría a más de ocho grados de separación del Sol. Esto quería decir que la única vez que Vulcano podría ser visto en el cielo en ausencia del Sol sería, como máximo, durante el período de media hora antes de la salida del Sol o la media hora después de la puesta (alternadamente, y con intervalos de diez días). Este intervalo de tiempo corresponde a la parte más brillante del crepúsculo, y la contemplación sería difícil, de manera que no era sorprendente que no hubiera sido detectado durante tanto tiempo.
A partir de la descripción de Lescarbault, Leverrier también estimó el diámetro de Vulcano, que sería de unos dos mil kilómetros, es decir, sólo un poco más de la mitad del diámetro de nuestra Luna.
Suponiendo que la composición de Vulcano fuera similar a la de Mercurio, tendría una masa cercana a un decimoséptimo de la de Mercurio o un cuarto de la de la Luna. Esta masa no es lo suficientemente grande como para explicar todo el avance del perihelio de Mercurio, pero quizá Vulcano podría ser sólo el más grande de una especie de grupo de asteroides dentro de la órbita de Mercurio.
Sobre la base de los datos de Lescarbault, Leverrier calculó los tiempos en los cuales deberían tener lugar los tránsitos futuros, y los astrónomos empezaron a observar el Sol en esas ocasiones, así como las zonas próximas al Sol cuando había eclipses.
Lamentablemente, no hubo evidencia definida de que Vulcano estuviera donde se suponía que estaría en las ocasiones predichas.
Siguieron apareciendo informes adicionales cada vez que alguien alegaba haber visto a Vulcano. Sin embargo, en cada caso significaba que había que calcular una nueva órbita y predecir nuevos tránsitos… y tampoco éstos llevaron a nada definido.
Se hacía cada vez más difícil calcular órbitas que incluyeran todas las observaciones, y ninguna de ellas lograba predecir con éxito los tránsitos futuros.
Leverrier murió en 1877. Fue un creyente tenaz en la existencia de Vulcano hasta el fin, y se perdió por un año la más grande conmoción debida a Vulcano.
En 1878 pasaría sobre el oeste de los Estados Unidos la trayectoria de un eclipse solar, y los astrónomos norteamericanos se prepararon para una búsqueda en masa de Vulcano.
La mayoría de los observadores no vio nada, pero dos astrónomos con títulos imponentes, James Craig Watson y Lewis Swift, informaron sobre observaciones de lo que parecía ser Vulcano. Según los informes, parecía que Vulcano tenía unos 650 kilómetros de diámetro y era cuarenta veces menos brillante que Mercurio.
Esto era poco satisfactorio, ya que sólo tenía el tamaño de un asteroide grande y no podía explicar sino sólo en parte el movimiento del perihelio del Mercurio, pero ya era algo.
Al terminar el siglo XIX la fotografía iba ganando terreno. No había ya necesidad de hacer mediciones febriles antes de que terminara el eclipse ni de descifrar qué estaba atravesando la superficie del Sol antes de que todo terminara. Usted tomaba fotografías y las estudiaba con toda comodidad.
En 1900, después de diez años de fotografías, el astrónomo norteamericano Edward Charles Pickering anunció que no podía haber ningún cuerpo intra-mercurial que fuera más brillante que la cuarta magnitud.
En 1909, el astrónomo norteamericano William Wallace Campbell fue más lejos, y afirmó categóricamente que no había nada dentro de la órbita de Mercurio que tuviera más brillo que la octava magnitud. Eso quería decir que nada allí adentro podía tener más de cuarenta y ocho kilómetros de diámetro. Harían falta un millón de cuerpos de ese tamaño para explicar el movimiento del perihelio de Mercurio.
Con ello prácticamente se extinguieron las esperanzas sobre la existencia de Vulcano.
Pero todavía el perihelio de Mercurio se movía.
Si la ley de gravitación de Newton era correcta (y en todo el tiempo transcurrido desde Newton no había surgido ninguna razón para suponer que no lo fuera) tenía que haber alguna clase de atracción gravitatoria desde adentro de la órbita de Mercurio.
Y por supuesto, la había, pero se originaba de una manera totalmente distinta de lo que ninguno se había imaginado.
En 1915 Albert Einstein explicó la cuestión en su teoría general de la relatividad.
La presencia de Mercurio tan cerca de la aplastante presencia del Sol era un ejemplo de condición extrema que Einstein puede explicar, y Newton no.
Según el punto de vista relativista de Einstein sobre el universo, la masa y la energía son equivalentes, y una pequeña cantidad de masa equivale a una gran cantidad de energía, de acuerdo con la ecuación e=mc2.
El enorme campo gravitatorio del Sol representa una gran cantidad de energía y ésta es equivalente a una cierta cantidad de masa mucho más pequeña. Ya que toda masa da lugar a un campo gravitatorio, el campo gravitatorio del Sol, visto como una masa, debe dar lugar a su vez a un campo gravitatorio mucho más pequeño.
En esta atracción de segundo orden, la pequeña atracción gravitatoria de la masa equivalente corresponde a la gran atracción gravitatoria del Sol, la que representa la masa adicional y la atracción adicional desde adentro de la órbita de Mercurio. Los cálculos de Einstein demostraron que este efecto explica precisamente el movimiento del perihelio de Mercurio, y además explicaron los movimientos mucho más pequeños de los perihelios de los planetas más alejados.
Después de esto, no hicieron falta ni Vulcano ni ninguna otra masa newtoniana. Vulcano fue arrojado del cielo astronómico para siempre y éste fué el primer triunfo de la “Teoría especial de la relatividad”.
Puso atención a lo leído ?, hemos pasado por leyes físicas, historia y teoría relativista en éstos párrafos. Eso es lo lindo de la Astronomía, es una ciencia que nuclea a tantas otras que nunca deja de sorprender ya sea por mirar los cielos ó por descubrir las cosas que están relacionadas con ella.
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