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Astronomía
La astronomía moderna se divide en varias ramas: astrometría, el estudio
mediante la observación de las posiciones y los movimientos de
estos cuerpos; mecánica celeste, el estudio matemático de sus
movimientos explicados por la teoría de la gravedad;
astrofísica, el estudio de su composición química y su
condición física mediante el análisis espectral y las leyes de
la física, y cosmología, el estudio del Universo como un todo.
2 ASTRONOMÍA EN LA ANTIGÜEDAD
La curiosidad de los pueblos antiguos con respecto al día y la
noche, al Sol, la Luna y las estrellas les llevó a la
conclusión de que los cuerpos celestes parecen moverse de una
forma regular, lo que resulta útil para definir el tiempo y
orientarse. La astronomía solucionó los problemas que
inquietaron a las primeras civilizaciones, es decir, la
necesidad de establecer con precisión las épocas adecuadas
para sembrar y recoger las cosechas y para las celebraciones,
así como de orientarse en las largas travesías comerciales o
en los viajes. Véase Arqueoastronomía.
Para los pueblos antiguos el cielo mostraba una conducta muy
regular. El brillante Sol que separaba el día de la noche
salía todas las mañanas desde una dirección, el Este, se movía
uniformemente durante el día y se ponía en la dirección
opuesta, el Oeste. Por la noche se podían ver miles de
estrellas que seguían una trayectoria similar girando en
agrupamientos permanentes llamados constelaciones.
En la zona templada del hemisferio norte comprobaron que el
día y la noche no duraban lo mismo a lo largo del año. En los
días largos, el Sol salía más al Norte y ascendía más alto en
el cielo al mediodía; en los días con noches más largas el Sol
salía más al Sur y no ascendía tanto. La observación de las
estrellas que aparecen por el Oeste antes del ocaso o por el
Este antes del amanecer mostraba que la posición relativa del
Sol cambia de forma gradual.
Estudios posteriores pusieron de manifiesto que el Sol, la
Luna y cinco planetas brillantes giran alrededor de la esfera
de estrellas dentro de un estrecho cinturón llamado zodíaco.
La Luna atraviesa el zodíaco con rapidez, adelantando al Sol
una vez cada 29,5 días, periodo conocido como mes sinódico.
Los que observaban las estrellas en la antigüedad intentaban
fijar los días e incluso los meses y los años en un sistema de
tiempo coherente, o calendario. Como ni un mes completo ni un
año completo contienen exactamente un número entero de días,
los creadores de calendarios asignaban a los sucesivos meses o
años diferente número de días, que sacando una media, se
aproximara al valor real. Así pues, el calendario moderno
incluye 97 años bisiestos en cada periodo de 400 años, de modo
que el número medio de días por año sea de 365,2425, muy
próximo a 365,24220, el determinado astronómicamente.
El Sol y la Luna siempre atraviesan el zodíaco de Oeste a
Este. No obstante, los cinco planetas brillantes: Mercurio,
Marte, Venus, Júpiter y Saturno, que también se mueven hacia
el Este sobre el fondo de las estrellas, tienen un movimiento
hacia el Oeste, o retrógrado, de variada duración. Así pues,
los planetas parecen seguir un recorrido hacia el Este de
manera irregular, con curvas periódicas en sus trayectorias.
Desde la antigüedad se ha pensado que los acontecimientos
celestes, en especial los movimientos planetarios, tenían que
ver con el destino de las personas. Esta creencia, llamada
astrología, fomentó el desarrollo de esquemas matemáticos para
predecir los movimientos planetarios y favoreció el progreso
de la astronomía en el pasado.
3 ASTRONOMÍA BABILÓNICA
Diversos pueblos antiguos como los egipcios, mayas y chinos
desarrollaron interesantes mapas de las constelaciones y
calendarios de gran utilidad (véase Astronomía maya). Los
babilonios estudiaron los movimientos del Sol y de la Luna
para perfeccionar su calendario. Solían designar como comienzo
de cada mes el día siguiente a la luna nueva, cuando aparece
el primer cuarto lunar después del ocaso. Al principio este
día se determinaba mediante la observación, pero después los
babilonios trataron de calcularlo anticipadamente. Hacia el
400 a.C. comprobaron que los movimientos aparentes del Sol y
la Luna de Oeste a Este alrededor del zodíaco no tienen una
velocidad constante. Parece que estos cuerpos se mueven con
velocidad creciente durante la primera mitad de cada
revolución hasta un máximo absoluto y entonces su velocidad
disminuye hasta el mínimo originario. Los babilonios
intentaron representar este ciclo aritméticamente dando por
ejemplo a la Luna una velocidad fija para su movimiento
durante la mitad de su ciclo y una velocidad fija diferente
para la otra mitad. Perfeccionaron además el método matemático
representando la velocidad de la Luna como un factor que
aumenta linealmente del mínimo al máximo durante la mitad de
su revolución y entonces desciende al mínimo al final del
ciclo. Con estos cálculos los astrónomos babilonios podían
predecir la luna nueva y el día en que comenzaría el nuevo
mes. Como consecuencia, conocían las posiciones de la Luna y
del Sol todos los días del mes.
De forma parecida calculaban las posiciones planetarias, tanto
en su movimiento hacia el Este como en su movimiento
retrógrado. Los arqueólogos han desenterrado tablillas
cuneiformes que muestran estos cálculos. Algunas de estas
tablillas, que tienen su origen en las ciudades de Babilonia y
Uruk, a las orillas del río Éufrates, llevan el nombre de
Naburiannu (hacia 491 a.C.) o Kidinnu (hacia 379 a.C.),
astrólogos que debieron ser los inventores de los sistemas de
cálculo.
4 ASTRONOMÍA GRIEGA
Los antiguos griegos hicieron importantes aportaciones a la
astronomía. La Odisea de Homero se refiere a constelaciones
como la Osa Mayor y Orión, y describe cómo las estrellas
pueden servir de guía en la navegación. El poema Los trabajos
y los días de Hesíodo informa al campesino sobre las
constelaciones que salen antes del amanecer en diferentes
épocas del año para indicar el momento adecuado para arar,
sembrar y recolectar.
Las aportaciones científicas se asocian con los nombres de los
filósofos griegos Tales de Mileto y Pitágoras, pero no se
conserva ninguno de sus escritos. La leyenda de que Tales
predijo un eclipse total de Sol el 28 de mayo de 585 a.C.,
parece ser apócrifa. Hacia el año 450 a.C., los griegos
comenzaron un fructífero estudio de los movimientos
planetarios. Filolao (siglo V a.C.), discípulo de Pitágoras,
creía que la Tierra, el Sol, la Luna y los planetas giraban
todos alrededor de un fuego central oculto por una
‘contratierra’ interpuesta. De acuerdo con su teoría, la
revolución de la Tierra alrededor del fuego cada 24 horas
explicaba los movimientos diarios del Sol y de las estrellas.
Hacia el 370 a.C., el astrónomo Eudoxo de Cnido explicaba los
movimientos observados mediante la hipótesis de que una enorme
esfera que transportaba las estrellas sobre su superficie
interna se desplazaba alrededor de la Tierra, girando
diariamente. Además, explicaba los movimientos solares,
lunares y planetarios diciendo que dentro de la esfera de
estrellas había otras muchas esferas transparentes
interconectadas que giran de forma diferente.
El más original de los antiguos observadores de los cielos fue
otro griego, Aristarco de Samos. Creía que los movimientos
celestes se podían explicar mediante la hipótesis de que la
Tierra gira sobre su eje una vez cada 24 horas y que junto con
los demás planetas gira en torno al Sol. Esta explicación fue
rechazada por la mayoría de los filósofos griegos que
contemplaban a la Tierra como un globo inmóvil alrededor del
cual giran los ligeros objetos celestes. Esta teoría, conocida
como sistema geocéntrico, permaneció inalterada unos 2.000
años.
En el siglo II d.C. los griegos combinaban sus teorías
celestes con observaciones trasladadas a planos. Los
astrónomos Hiparco de Nicea y Tolomeo determinaron las
posiciones de unas 1.000 estrellas brillantes y utilizaron
este mapa estelar como base para medir los movimientos
planetarios. Al sustituir las esferas de Eudoxo por un sistema
más flexible de círculos, plantearon una serie de círculos
excéntricos, con la Tierra cerca de un centro común, para
representar los movimientos generales hacia el Este alrededor
del zodíaco a diferentes velocidades del Sol, la Luna y los
planetas. Para explicar las variaciones periódicas en la
velocidad del Sol y la Luna y los retrocesos de los planetas,
decían que cada uno de estos cuerpos giraba uniformemente
alrededor de un segundo círculo, llamado epiciclo, cuyo centro
estaba situado en el primero. Mediante la elección adecuada de
los diámetros y las velocidades de los dos movimientos
circulares atribuidos a cada cuerpo se podía representar su
movimiento observado. En algunos casos se necesitaba un tercer
cuerpo. Esta técnica fue descrita por Tolomeo en su gran obra,
el Almagesto (véase Sistema de Tolomeo). Otra pensadora que,
como Tolomeo, mantuvo viva la tradición de la astronomía
griega en Alejandría en los primeros siglos de la era
cristiana, fue Hipatia, discípula de Platón. Escribió
comentarios sobre temas matemáticos y astronómicos y está
considerada como la primera científica y filósofa de
Occidente.
5 ASTRONOMÍA EN LA EDAD MEDIA
La astronomía griega se transmitió más tarde hacia el Este a
los sirios, indios y árabes. Los astrónomos árabes recopilaron
nuevos catálogos de estrellas en los siglos IX y X y
desarrollaron tablas del movimiento planetario. El astrónomo
árabe Azarquiel, máxima figura de la escuela astronómica de
Toledo del siglo XI, fue el responsable de las Tablas
toledanas, que influyeron notablemente en Europa. En 1085, año
de la conquista de la ciudad de Toledo por el rey Alfonso VI,
se inició un movimiento de traducción del árabe al latín, que
despertó el interés por la astronomía (entre otras ciencias)
en toda Europa (véase Escuela de traductores de Toledo). Se
tradujeron las Tablas toledanas y el Almagesto de Tolomeo y en
1272 se elaboraron las Tablas alfonsíes bajo el patrocinio de
Alfonso X el Sabio; estas tablas sustituyeron a las de
Azarquiel en los centros científicos europeos. En el siglo XV
comenzaron a surgir dudas sobre la teoría de Tolomeo: el
filósofo y matemático alemán Nicolás de Cusa y el artista y
científico italiano Leonardo da Vinci cuestionaron los
supuestos básicos de la posición central y la inmovilidad de
la Tierra.
6 LA TEORÍA DE COPÉRNICO
La historia de la astronomía dio un giro drástico en el siglo
XVI como resultado de las aportaciones del astrónomo polaco
Nicolás Copérnico. Dedicó la mayor parte de su vida a la
astronomía y realizó un nuevo catálogo de estrellas a partir
de observaciones personales. Debe gran parte de su fama a su
obra De revolutionibus orbium caelestium (Sobre las
revoluciones de los cuerpos celestes, 1543), donde analiza
críticamente la teoría de Tolomeo de un Universo geocéntrico y
muestra que los movimientos planetarios se pueden explicar
atribuyendo una posición central al Sol más que a la Tierra.
No se prestó mucha atención al sistema de Copérnico, o sistema
heliocéntrico, hasta que Galileo descubrió pruebas para
defenderlo. Gran admirador secreto de la obra de Copérnico,
Galileo vio su oportunidad de probar la teoría copernicana
sobre el movimiento de la Tierra cuando se inventó el
telescopio en Holanda. En 1609 construyó un pequeño telescopio
de refracción, lo dirigió hacia el cielo y descubrió las fases
de Venus, lo que indicaba que este planeta gira alrededor del
Sol. También descubrió cuatro lunas girando alrededor de
Júpiter. Convencido de que al menos algunos cuerpos no giraban
alrededor de la Tierra, comenzó a hablar y a escribir a favor
del sistema de Copérnico. Sus intentos de difundir este
sistema le llevaron ante un tribunal eclesiástico. Aunque se
le obligó a renegar de sus creencias y de sus escritos, esta
teoría no pudo ser suprimida.
7 LAS LEYES DE KEPLER Y LA TEORÍA DE NEWTON
Desde el punto de vista científico la teoría de Copérnico sólo
era una adaptación de las órbitas planetarias, tal como las
concebía Tolomeo. La antigua teoría griega de que los planetas
giraban en círculos a velocidades fijas se mantuvo en el
sistema de Copérnico. Desde 1580 hasta 1597 el astrónomo danés
Tycho Brahe observó el Sol, la Luna y los planetas en su
observatorio situado en una isla cercana a Copenhague y
después en Alemania. Utilizando los datos recopilados por
Brahe, su ayudante alemán, Johannes Kepler, formuló las leyes
del movimiento planetario, afirmando que los planetas giran
alrededor del Sol y no en órbitas circulares con movimiento
uniforme, sino en órbitas elípticas a diferentes velocidades,
y que sus distancias relativas con respecto al Sol están
relacionadas con sus periodos de revolución.
El físico británico Isaac Newton adelantó un principio
sencillo para explicar las leyes de Kepler sobre el movimiento
planetario: la fuerza de atracción entre el Sol y los
planetas. Esta fuerza, que depende de las masas del Sol y de
los planetas y de las distancias entre ellos, proporciona la
base para la explicación física de las leyes de Kepler. Al
descubrimiento matemático de Newton se le denomina ley de la
gravitación universal.
8 ASTRONOMÍA MODERNA
Tras la época de Newton, la astronomía se ramificó en diversas
direcciones. Con esta ley de gravitación el viejo problema del
movimiento planetario se volvió a estudiar como mecánica
celeste. El perfeccionamiento del telescopio permitió la
exploración de las superficies de los planetas, el
descubrimiento de muchas estrellas débiles y la medición de
distancias estelares. En el siglo XIX, un nuevo instrumento,
el espectroscopio, aportó información sobre la composición
química de los cuerpos celestes y nuevos datos sobre sus
movimientos (véase Espectroscopia).
Durante el siglo XX se han construido telescopios de reflexión
cada vez mayores. Los estudios realizados con estos
instrumentos han revelado la estructura de enormes y distantes
agrupamientos de estrellas, denominados galaxias, y de cúmulos
de galaxias. En la segunda mitad del siglo XX los progresos en
física proporcionaron nuevos tipos de instrumentos
astronómicos, algunos de los cuales se han emplazado en los
satélites que se utilizan como observatorios en la órbita de
la Tierra. Estos instrumentos son sensibles a una amplia
variedad de longitudes de onda de radiación, incluidos los
rayos gamma, los rayos X, los ultravioletas, los infrarrojos y
las regiones de radio del espectro electromagnético. Los
astrónomos no sólo estudian planetas, estrellas y galaxias,
sino también plasmas (gases ionizados calientes) que rodean a
las estrellas dobles, regiones interestelares que son los
lugares de nacimiento de nuevas estrellas, granos de polvo
frío invisibles en las regiones ópticas, núcleos energéticos
que pueden contener agujeros negros y radiación de fondo de
microondas, que puede aportar información sobre las fases
iniciales de la historia del Universo. Véase Astronomía radar;
Astronomía gamma; Astronomía ultravioleta; Astronáutica.
9 EL SISTEMA SOLAR
La ley de gravitación de Newton proponía una fuerza de
atracción entre el Sol y cada uno de los planetas para
explicar las leyes de Kepler del movimiento elíptico. Sin
embargo, esto también implica que deben existir fuerzas más
pequeñas entre los planetas y entre el Sol y cuerpos tales
como los cometas. Las fuerzas gravitatorias interplanetarias
hacen que las órbitas de los planetas se desvíen del
movimiento elíptico simple. La mayoría de estas
irregularidades, predichas sobre la base de la teoría de
Newton, se podían observar con el telescopio. Véase Sistema
Solar.
La observación de las posiciones planetarias se mejoró con el
desarrollo de instrumentos astronómicos más precisos y de
técnicas fotográficas. Además, los cálculos matemáticos
permiten hoy a los astrónomos predecir las posiciones
planetarias con años de antelación y de modo muy preciso.
Con el uso del telescopio se descubrieron muchos nuevos
miembros del Sistema Solar. Entre ellos el planeta Urano,
descubierto en 1781 por William Herschel, astrónomo británico
nacido en Alemania; el planeta Neptuno, descubierto en 1846
por el astrónomo británico John Couch Adams e
independientemente por el astrónomo francés Urbain Le Verrier,
y Plutón, descubierto en 1930 por el astrónomo estadounidense
Clyde William Tombaugh. El número de satélites naturales
conocidos aumentó cuando sondas no tripuladas sobrevolaron los
planetas exteriores, y puede seguir aumentando cuando los
astrónomos consigan mejores imágenes de estos planetas. Se ha
comprobado que más de 1.600 asteroides giran alrededor del
Sol, la mayor parte de ellos entre las órbitas de Marte y de
Júpiter. También se han catalogado varios cientos de cometas y
hay innumerables cuerpos más pequeños, tales como meteoroides
pétreos y metálicos.
El análisis químico y el estudio físico de cuerpos celestes
lejanos se hicieron posibles gracias al invento del
espectroscopio en 1814 por el físico alemán Joseph von
Fraunhofer y el posterior descubrimiento de que cada elemento
químico exhibe un conjunto o conjuntos de líneas espectrales
únicos. Los análisis de los espectros planetarios y estelares
han demostrado que los cuerpos celestes se componen de
elementos químicos conocidos en la Tierra. Los estudios
espectroscópicos han aportado claves sobre la temperatura y la
gravedad de la superficie de los cuerpos celestes y sobre sus
movimientos.
Sondas portadoras de instrumentos se han aproximado a todos
los planetas, excepto Plutón, para recolectar datos químicos y
físicos. Han descubierto anillos finos y oscuros en Júpiter,
Urano y Neptuno y han proporcionado información que pone en
duda la posibilidad de vida en otros planetas del Sistema
Solar. Estos planetas parecen ser demasiado calientes,
demasiado fríos o poseer atmósferas demasiado inhóspitas para
albergar vida tal como la conocemos.
10 ESTRELLAS CERCANAS
Para el estudio de una estrella es fundamental conocer la
distancia a la que se encuentra de la Tierra, que en el caso
de las estrellas más cercanas se halla midiendo la posición de
la estrella en el cielo a intervalos de seis meses, cuando la
Tierra está en los lados opuestos de su órbita. Al girar la
Tierra alrededor del Sol, la estrella parece desplazarse en el
cielo. Este desplazamiento anual se llama paralaje. Cuanto
mayor es la distancia, menor es el paralaje de la estrella. La
estrella más cercana, Alpha Centauri, está unas 260.000 veces
más lejos de la Tierra que el Sol. Las primeras distancias de
estrellas fueron medidas de forma independiente en 1838 por
tres astrónomos.
Todas las estrellas son cuerpos gaseosos y calientes como el
Sol, pero se diferencian de él y entre ellas por varias
razones. Los datos físicos más importantes sobre una estrella
son su brillo intrínseco, su masa, su tamaño y su composición
química. Aunque todas las estrellas fijas parecen mucho más
pálidas que el Sol a causa de las grandes distancias que las
separan de la Tierra, algunas son intrínsecamente más
brillantes (véase Magnitud estelar). Las masas de las
estrellas se pueden determinar de forma directa para el Sol y
para los pares de estrellas, como las binarias eclipsantes,
que giran una alrededor de la otra. Los astrónomos aplican la
ley de la gravitación para determinar matemáticamente las
masas estelares. De las 50 estrellas más cercanas sobre las
que se tiene una información bastante completa, el 10% son más
brillantes, más grandes y con más masa que el Sol. Los
estudios espectroscópicos muestran que la mayoría de las
estrellas están compuestas en gran parte de hidrógeno.
La fuente de la gran energía irradiada por el Sol constituyó
un misterio durante mucho tiempo. El Sol emite energía a razón
de 3,86 × 1026 vatios. Pruebas geológicas demuestran que la
vida ha existido en la Tierra desde hace miles de millones de
años, lo que indica que la energía solar debe haber estado
consumiéndose a su ritmo actual durante cientos de millones de
años. En 1938 el físico estadounidense Hans Bethe formuló la
teoría de que la energía solar se produce por la fusión de
núcleos de hidrógeno en helio. Su descubrimiento preparó el
camino para el desarrollo de una bomba de hidrógeno de fusión
nuclear 15 años después.
Las estrellas con una masa igual o superior a 1,4 veces la del
Sol consumen su ciclo vital mucho más rápido que el Sol. Los
telescopios ópticos han revelado las etapas principales de
este ciclo. Primero, la estrella comienza a condensarse desde
el interior, pero por lo general cerca de un extremo de una
nube de gas interestelar relativamente densa y fría. Esta
condensación inicia un periodo de contracción y de
recalentamiento interno, seguido de un largo periodo quemando
hidrógeno. Cuando se acerca el final de su vida la estrella se
expande transformándose en una gigante roja, se vuelve a
contraer y entonces se encoge y se enfría hasta convertirse en
una enana blanca.
En la década de 1960, una radioastrónoma británica, Jocelyn
Bell, descubrió señales de radio de variación rápida
provenientes de objetos semejantes a estrellas. Los estudios
de su supervisor, Antony Hewish, demostraron que éstos eran
fuentes pulsantes, ahora denominadas púlsares, compuestas de
materia más condensada incluso que la de las enanas blancas.
Un púlsar es una estrella de neutrones que gira a gran
velocidad, una masa de neutrones herméticamente cerrada, el
objeto más denso del Universo exceptuando a los agujeros
negros, cuya materia es tan densa que nada, ni siquiera la
radiación luminosa, puede escapar de él. En 1974 se sospechó
de la existencia de un agujero negro en la constelación Cisne
por la detección de rayos X emitidos por un gas cuya
aceleración se aproximaba a la velocidad de la luz. Desde
entonces, se han propuesto otras posibilidades, incluidos los
enormes agujeros negros localizados en los centros de galaxias
con radiación intensa. En 1994 el telescopio espacial Hubble
aportó pruebas que vinieron a confirmar la existencia de un
agujero negro en la galaxia M87. Los científicos estimaron que
tenía una masa de 2.500 a 3.500 millones de veces la del Sol.
Posteriormente los astrónomos encontraron agujeros negros en
el centro de otras galaxias, y muchos científicos opinan que
un gran número de galaxias podría contener agujeros negros en
su centro.
11 LA GALAXIA
A finales del siglo XVIII, William Herschel construyó los
mayores telescopios de su época y los utilizó para explorar
los cielos. No sólo descubrió el planeta Urano, sino también
cantidad de satélites y estrellas dobles, además de
innumerables cúmulos de estrellas y nebulosas. Sus recuentos
de estrellas en diferentes regiones de los cielos convencieron
a Herschel de que el Sol es sólo una más de una amplia nube de
estrellas dispuestas en forma de disco. Véase Vía Láctea.
Modernas investigaciones confirman este cuadro, excepto que
hoy se sabe que el Sistema Solar está situado a unos tres
quintos del radio galáctico desde su centro. El nombre de Vía
Láctea suele aplicarse a todo el sistema o galaxia, también
conocida como la Galaxia. Las estrellas del sistema están
todas unidas por la gravedad y giran alrededor de un centro
distante. En el estudio de la estructura de la Vía Láctea es
de fundamental importancia el conocimiento de la distancia a
la que se encuentran las estrellas. El método de paralaje para
determinar estas distancias sólo se puede aplicar a unos pocos
miles de las estrellas más próximas. Hay una clase especial de
estrellas, las variables cefeidas, que varían de brillo en
periodos que dependen de su intensidad intrínseca. La
comparación del brillo observado en una estrella de este tipo
con el brillo intrínseco conocido nos proporciona un medio de
determinar su distancia. Siguiendo el descubrimiento de
Henrietta Swan Leavitt de la relación entre el periodo y la
luminosidad, Harlow Shapley utilizó las variables cefeidas,
esparcidas por toda la Vía Láctea, para medir su tamaño. Un
rayo de luz a una velocidad de unos 300.000 km/s necesitaría
400.000 años para atravesar la Vía Láctea de extremo a extremo
de su halo (se describe más abajo). La espiral visible mide
unos 100.000 años luz. En conjunto, la Vía Láctea está
compuesta por unos 100.000 millones de estrellas que giran
alrededor de un centro común. El Sol, situado a unos 30.000
años luz del centro de la Vía Láctea, viaja a una velocidad de
unos 210 km/s y completa una revolución entera cada 200
millones de años.
La Vía Láctea incluye gran cantidad de polvo y partículas de
gas esparcidas entre las estrellas. Esta materia interestelar
intercepta la luz visible emitida por estrellas distantes, de
modo que los observadores en la Tierra no pueden contemplar
con detalle las regiones lejanas de la Vía Láctea. Se inició
una nueva rama de la astronomía cuando el ingeniero
electrónico estadounidense Karl G. Jansky descubrió en 1932
que las radioondas se emitían desde la Vía Láctea. Un estudio
posterior situó parte de esta radiación en la materia
interestelar y parte en fuentes discretas, denominadas al
principio radioestrellas. Las radioondas emitidas por las
regiones distantes de la Vía Láctea pueden penetrar la materia
interestelar opaca a la luz visible y permitir de esta forma a
los astrónomos observar regiones ocultas a los instrumentos
ópticos. Estas observaciones han revelado que la Vía Láctea es
una galaxia espiral con un engrosamiento central de estrellas
viejas, un disco exterior de estrellas tanto viejas como
jóvenes y calientes que constituyen los brazos espirales y un
gran halo de estrellas débiles.
El núcleo de la Vía Láctea ha sido hasta hace poco una región
misteriosa, oculta a la vista por oscuras nubes de polvo
interestelar. Los astrónomos obtuvieron la primera descripción
detallada en 1983, cuando fue lanzado el Satélite de
Astronomía Infrarroja (IRAS). Liberados de los efectos
atmosféricos de la Tierra, los sensores del IRAS grabaron con
un detalle sin precedentes las posiciones y las formas de
innumerables fuentes de energía infrarroja que ocupan el
corazón de la Vía Láctea. Entre éstas se descubrió un objeto
macizo que no era una estrella y demasiado compacto para ser
un cúmulo de estrellas; se pensó que podría ser un agujero
negro. Véase Astronomía infrarroja; Radioastronomía.
12 EL COSMOS
A pesar de su gran tamaño, la Vía Láctea es sólo uno de los
muchos grandes sistemas de estrellas, llamados galaxias, que
pueblan el Universo conocido. Los estudios dirigidos por el
astrónomo estadounidense Edwin Hubble resolvieron en 1924 el
problema de la naturaleza de las nebulosas espirales,
mostrándolas como galaxias individuales igual que la Vía
Láctea pero situadas a distancias muy grandes. Ciertas
galaxias tienen forma espiral, otras son esferoidales y
carecen de brazos espirales, y otras tienen un contorno
irregular, mostrando a veces rastros de brazos espirales. Uno
de los mayores telescopios del mundo, el telescopio Keck del
Observatorio Mauna Kea, reveló la existencia de galaxias
situadas a una distancia de la Tierra de más de 10.000
millones de años luz.
Los análisis espectrales de la luz de las galaxias muestran
que las estrellas que constituyen estos sistemas se componen
de elementos químicos conocidos en la Tierra. Además
demuestran que todas se mueven respecto a la Vía Láctea:
cuanto más alejada está una galaxia, mayor es su recesión
(véase Efecto Doppler). Esto se ha tomado como prueba de que
el Universo se expande y que surgió de un estado de la materia
extremadamente caliente y denso en un gran estallido llamado
el Big Bang, la Gran Explosión. Las posibles condiciones que
pudieron haber iniciado esta explosión se tratan en una teoría
cosmológica propuesta a comienzos de la década de 1980 que se
conoce como teoría inflacionaria. La radiación que llena el
Universo se ha ido enfriando desde la Gran Explosión. Su
temperatura actual es de unos 3 K (-270 °C); se conoce como
radiación de fondo de microondas y proviene de todas las
direcciones. Fue descubierta en 1965 por los físicos
estadounidenses Arno Penzias y Robert W. Wilson, y suele ser
el mejor indicador de las fases iniciales de la historia del
Universo. La teoría relativista de la gravedad de Albert
Einstein también apoya la teoría de la Gran Explosión.
La mayoría de los astrónomos creen que los quásares,
descubiertos en la década de 1960, son los núcleos energéticos
de galaxias muy distantes. Por razones que todavía no
conocemos, son tan brillantes que ocultan la luz de las
galaxias que los rodean. Las líneas espectrales de los
quásares exhiben desplazamientos hacia el rojo muy grandes,
indicativos de que estos objetos se alejan de nuestra galaxia
a velocidades por encima del 80% de la velocidad de la luz. Su
gran velocidad también significa que en apariencia se
encuentran entre los objetos cosmológicos más distantes.
Astrónomos del Observatorio Monte Palomar descubrieron en 1991
un quásar a una distancia de 12.000 millones de años luz.
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