Isaac Asimov nueva guía de la ciencia ciencias físicas
Yüklə 3,98 Mb.
|
|
Venus debía de hallarse trabado gravitatoriamente por el Sol, con un período de rotación igual a su período de revolución de 224,7 días. Lo que cambió la situación fue el desarrollo de técnicas de manejo del radar, de emisión de rayos de microondas, que podían reflejarse en los objetos, y luego detectar esos rayos reflejados. Durante la Segunda Guerra Mundial, el radar comenzó a usarse para detectar aviones, pero los rayos de microondas también podían rebotar desde los cuerpos celestes. Por ejemplo, en 1946, un científico húngaro, Zoltan Lajos Bay, hizo rebotar un rayo de microondas desde la Luna y recibió los ecos. No obstante, la Luna era, comparativamente, un blanco más fácil. En 1961, tres grupos norteamericanos diferentes, un grupo británico y otro soviético tuvieron todos éxito al mandar rayos de microondas hacia Venus y regreso. Esos rayos viajaron a la velocidad de la luz, que era entonces exactamente conocida. Por el tiempo empleado por el rayo en alcanzar Venus y regresar, fue posible calcular la distancia de Venus en aquel momento con mayor precisión que la que había sido posible hasta entonces. A partir de esa determinación, pudieron calcularse de nuevo todas las demás distancias del Sistema Solar, puesto que la configuración relativa de los planetas era bien conocida. Además, todos los objetos que no se hallen en realidad en el cero absoluto (y ningún objeto lo está) emiten continuamente rayos de microondas. Según la longitud de onda del rayo, es posible calcular la temperatura del cuerpo emisor. En 1962, se detectó que las microondas eran radiadas por el lado oscuro de Mercurio, la porción de la esfera visible que no está expuesta a la luz del Sol. Si el período de rotación de Mercurio era realmente de 88 días, una cara del planeta se hallaría para siempre enfrentada al Sol y estaría muy caliente, mientras que la cara opuesta se encontraría siempre alejada del Sol y se hallaría muy fría. No obstante, según la naturaleza de las microondas radiadas, el lado oscuro tenía una temperatura considerablemente más elevada de lo que cabría esperar, y de este modo, en un momento u otro, se hallaría expuesta a la luz solar. Cuando un rayo de microondas rebota desde un cuerpo en rotación, el rayo sufre ciertos cambios en la reflexión a causa del movimiento superficial, y la naturaleza de tales cambios permite calcular la velocidad de la superficie en movimiento. En 1965, dos ingenieros electrónicos norteamericanos, Rolf Buchanan Dyce y Cordón H. Pettengill, trabajando con reflejos de rayos de microondas, descubrieron que la superficie de Mercurio giraba más de prisa de lo esperado: Mercurio rotaba sobre su eje en 59 días, por lo que cada porción de su superficie estaba iluminada por la luz del Sol en un momento u otro. La cifra exacta de la rotación demostró ser la de 58,65 días: exactamente dos tercios del período de revolución de 88 días. Esto indica también una traba gravitatoria, pero menos importante que cuando la rotación y la revolución son iguales. 90
Venus ofrece sorpresas aún más desconcertantes. A causa de que su tamaño es casi el mismo que el de la Tierra (con un diámetro de 12.418 kilómetros, en comparación de los 13.080 kilómetros de la Tierra), se le considera a veces la hermana gemela de la Tierra. Venus está más cerca del Sol, pero tenía la protección de una capa de nubes, que debería impedir que se mantuviese demasiado caliente. Se dio por sentado que las nubes estaban compuestas por gotas de agua, y que la misma Venus debía poseer un océano, tal vez incluso uno más extenso que en la Tierra, y que por lo tanto sería más rica en vida marina. Se han escrito muchas historias de ciencia ficción (incluyendo una mía) referentes a semejante planeta tan rico en agua y en vida... Pero en 1956 se produjo la primera conmoción. Un equipo de astrónomos norteamericanos, encabezados por el coronel H. Mayer, estudiaron las microondas radiadas por el lado oscuro de Venus y llegaron a la conclusión de que dicho lado debía tener una temperatura muy por encima del punto de ebullición del agua. Venus estaría muy caliente y, por lo tanto, poseería una radiación muy alta. Esta conclusión resultaba casi increíble. Parecía requerirse algo más impresionante que una débil radiación de rayos de microonda. Una vez pudieron enviarse con éxito cohetes a las vecindades de la Luna, pareció lógico mandar unas sondas similares a los diferentes planetas. El 27 de agosto de 1962, Estados Unidos lanzó la primera sonda con éxito a Venus, el
radiadas por Venus y remitir los resultados a través de decenas de millones de kilómetros de vacío hasta la Tierra. El 14 de diciembre de 1962, el Mariner II pasó a 36.000 kilómetros de la capa de nubes de Venus, y ya no cupo la menor duda. Venus estaba infernalmente caliente en toda su superficie, tanto cerca de los polos como en el ecuador, en el lado nocturno o en el diurno. La temperatura superficial era de unos 475° C, más que suficiente para derretir el estaño y el plomo y hacer hervir el mercurio. Y aquello no fue todo en 1962. Las microondas penetraban en las nubes. Las microondas radiadas hacia Venus penetraron las nubes hasta llegar a la superficie sólida y rebotaron. Esas ondas pudieron «ver» la superficie como los seres humanos, que dependen de las ondas luminosas, no pueden hacer. En 1962, a partir de la distorsión del rayo reflejado, Roland L. Carpenter y Richard M. Goldstein descubrieron que Venus giraba en un período de algo así como 250 días terrestres. Posteriores análisis llevados a cabo por el físico Irwin Ira Shapiro mostraron que se trataba de 243,09 días. Esta lenta rotación no era el resultado de una traba gravitatoria por parte del Sol, puesto que el período de revolución era de 224,7 días. Venus giraba sobre su eje más lentamente que su revolución en torno del Sol. Y lo que es más: Venus gira sobre su eje en «una dirección equivocada». Mientras que la dirección general del giro, cuando se ve (con la imaginación) desde un punto elevado por encima del Polo Norte de la Tierra, es en sentido opuesto a las agujas del reloj, Venus gira sobre su eje según las agujas del reloj. No existe una buena explicación hasta ahora del porqué de esa rotación retrógrada. Otro misterio consiste en que cada vez que Venus se halla más cerca de nosotros, gira sobre su eje, de esa manera equivocada, exactamente cinco veces y así presenta la misma cara hacia la Tierra en su aproximación más cercana. Al parecer, Venus se halla trabado gravitatoriamente en relación con la Tierra, pero esta última es demasiado pequeña para influir en Venus a través de la distancia que las separa. Tras el Mariner II, otras sondas venusinas fueron lanzadas tanto por Estados Unidos como por la Unión Soviética. Las de la Unión Soviética se diseñaron para penetrar en la atmósfera de Venus y caer luego en paracaídas en un aterrizaje suave. Las condiciones fueron tan extremadas que ninguna de las sondas Venera soviéticas duró mucho después de su entrada, pero consiguieron cierta información acerca de la temperatura. 91 En primer lugar, la atmósfera era sorprendentemente densa, 90 veces más densa que la de la Tierra, y está formada sobre todo por dióxido de carbono (un gas presente en la Tierra sólo en muy pequeñas cantidades). La atmósfera de Venus tiene un 96,6 % de dióxido de carbono (anhídrido carbónico) y un 3,2 % de nitrógeno. (En este aspecto, dado lo densa que es la atmósfera de Venus, la cantidad total de nitrógeno es tres veces la de la Tierra.) El 20 de mayo de 1978, Estados Unidos lanzó el Pioneer Venus que llegó a Venus el 4 de diciembre de 1978, y se colocó en órbita alrededor del planeta. Pioneer Venus pasaba muy cerca de los polos de Venus. Varias sondas salieron de Pioneer Venus y entraron en la atmósfera venusina, confirmando y ampliando los datos soviéticos. La capa de nubes principal de Venus tiene un grosor de más de 3 kilómetros y se encuentra a 45 kilómetros por encima de la superficie. La capa de nubes consiste en agua que contiene cierta cantidad de azufre, y por encima de la capa principal de nubes se encuentra una neblina de corrosivo ácido sulfúrico. Debajo de la capa de nubes se halla una neblina hasta una altura de 30 kilómetros por encima de la superficie y, por debajo de esto, la atmósfera de Venus es completamente clara. La atmósfera inferior parece estable, sin tormentas o cambios de tiempo, y con un calor increíble en todas partes. Sólo existen vientos suaves, pero teniendo en cuenta la densidad del aire, incluso un viento ligero tiene la fuerza de un huracán terrestre. Tomando todo esto en consideración, resulta difícil pensar en un mundo más desapacible que esta «hermana gemela» de la Tierra. De la luz solar que llega a Venus, casi su mayor parte es o reflejada o absorbida por las nubes, pero, el 3 % penetra hasta las profundidades más desviadas, y tal vez el 2,3 % alcanza el suelo. Teniendo presente el hecho de que Venus está más cerca del Sol y que percibe una luz solar más brillante, la superficie de Venus recibe una sexta parte de la luz de la Tierra, a pesar de las gruesas y permanentes nubes existentes en Venus. Venus debe ser muy poco brillante en comparación con la Tierra, pero si de alguna forma pudiésemos sobrevivir allí veríamos perfectamente en su superficie. Asimismo, tras aterrizar una de las sondas soviéticas pudo tomar fotografías de la superficie de Venus. Las mismas mostraron un esparcimiento de rocas, con bordes cortantes, algo que indica que no ha existido demasiada erosión. Las microondas que alcanzan la superficie de Venus y que se reflejan, pueden emplearse para «ver» la superficie, exactamente igual como lo hacen las ondas de luz, si los rayos reflejados se detectan o se analizan por medio de instrumentos que empleen ondas de luz tales como el ojo o la fotografía. Las microondas, que son más largas que las ondas de luz, «ven» más borrosamente pero esto es mejor que nada. Así, a través de las microondas, Pioneer Venus trazó el mapa de la superficie venusina. La mayor parte de la superficie de Venus parece ser de la clase que asociamos con los continentes, más que con los fondos marinos. Mientras que la Tierra tiene un vasto fondo marino (lleno de agua), que ocupa las siete décimas partes de la superficie del planeta, Venus posee un enorme supercontinente que cubre las cinco sextas partes de la superficie total, con pequeñas regiones de tierras bajas (sin agua), que constituyen la restante sexta parte. El supercontinente que recubre Venus parece ser llano, con algunos indicios de cráteres, pero no demasiados. La densa atmósfera puede haberlos erosionado y hecho desaparecer. Sin embargo, existen posiciones elevadas en el supercontinente, dos de ellas de gran tamaño. En lo que en la Tierra sería la región ártica, en Venus es una amplia meseta, a la que se ha denominado Ishtar Terra, se halla la cordillera de los Montes Maxwell, con algunos picos que alcanzan alturas de más de 12.000 metros por encima del nivel general exterior de la meseta. Tales picos son muchísimo más altos que cualquier otra cumbre de las montañas de la Tierra. 92 En la región ecuatorial de Venus existe otra meseta aún mayor, a la que se ha llamado Aphrodite Terra. Pero sus principales elevaciones no alcazan la altura de las de Ishtar Terra.
Resulta difícil decirse si alguna de las montañas de Venus son en realidad volcanes. Dos pueden serlo, por lo menos extintos, y uno de ellos, el Rhea Mons, se extiende por un área equivalente a la de Nuevo México.
La superficie de Mercurio no presenta los problemas de la de Venus. En Mercurio no existe atmósfera, ni tampoco capa de nubes. Sólo se necesita mandar una sonda. El 3 de noviembre de 1973, se lanzó el Mariner X. Pasó muy cerca de Venus el 5 de febrero de 1974, desde cuyas vecindades remitió datos útiles, y luego prosiguió viaje hacia Mercurio. El 29 de marzo de 1974, el Mariner X pasó a 718 kilómetros de la superficie de Mercurio. Luego avanzó hasta ponerse en órbita alrededor del Sol, de tal forma que realiza la revolución en 176 días, es decir, el doble del año de Mercurio. Esto le hace regresar a Mercurio en el mismo lugar anterior, puesto que, por cada uno de los circuitos del Mariner X alrededor del Sol, Mercurio completa dos. El 21 de setiembre de 1974, el Mariner X pasó por Mercurio por segunda vez, y el 16 de marzo de 1975 una tercera, llegando hasta unos 325 kilómetros de la superficie del planeta. Para entonces, el Mariner X había consumido el combustible que le mantenía en una posición estable, y a partir de ese instante careció ya de utilidad para posteriores estudios planetarios. En sus tres pasadas, el Mariner X fotografío unas tres octavas partes de la superficie de Mercurio, y mostró un paisaje que se parecía mucho al de la superficie lunar. Había cráteres por todas partes, de hasta más de 200 kilómetros de diámetro. Sin embargo, Mercurio tiene muy pocos «mares». La región más grande y relativamente libre de cráteres tiene una longitud de 1.450 kilómetros. Se le ha llamado Caloris («calor»), porque se encuentra casi directamente debajo del Sol cuando Mercurio se halla en su aproximación más cercana (perihelio) a aquel cuerpo celeste. Mercurio posee también largos acantilados, de más de 160 kilómetros de extensión y con alturas de hasta 2,5 kilómetros. MARTE
Marte es el cuarto planeta desde el Sol, el que está más allá de la Tierra. Su distancia media al Sol es de 234.000.000 de kilómetros. Cuando la Tierra y Marte se hallan en el mismo lado del Sol, los dos planetas se aproximan, en promedio, hasta los 83.000.000 de kilómetros uno de otro. Dado que la órbita de Marte es más bien elíptica, existen ocasiones en que Marte y la Tierra se hallan separados por sólo unos 48.000.000 de kilómetros. Tales aproximaciones tan cercanas tienen lugar cada treinta y dos años. Mientras que el Sol y la Luna cambian sus posiciones más o menos firmemente, avanzando de Oeste a Este, contra el fondo estelar, los planetas poseen un movimiento más complicado. La mayor parte del tiempo, se mueven de Oeste a Este, en relación a las estrellas, de una noche a otra. En algunos puntos el movimiento de cada planeta se enlentece, llega a ser por completo la mitad y luego comienza a moverse «hacia atrás», de Este a Oeste. Este movimiento retrógrado nunca es tan grande como el movimiento hacia delante, por lo que, en conjunto, cada planeta de mueve de Oeste a Este y, llegado el momento, realiza un circuito completo en el firmamento. El movimiento retrógrado es mayor y más importante en el caso de Marte. ¿Por qué es esto así? La antigua descripción del sistema planetario con la Tierra como 93 centro, tuvo grandes problemas para explicar el movimiento retrógrado. El sistema copernicano, con el Sol en el centro, lo explicó con facilidad. La Tierra, que se mueve en una órbita más próxima al Sol que la de Marte, tiene una distancia más corta que cubrir al completar su revolución. Cuando la Tierra se encuentra en el mismo lado del Sol, como lo está Marte, adelanta a Marte, por lo que éste parece moverse hacia atrás. La comparación del movimiento orbital de la Tierra con cualquiera de los otros planetas, explica todas las apariencias retrógradas, un factor de gran importancia que forzó la aceptación del sistema planetario con centro en el Sol. Marte se encuentra más alejado del Sol que la Tierra, y recibe una luz solar de menor intensidad. Es un planeta pequeño, de sólo 6.965 kilómetros de diámetro (un poco más que la mitad del de la Tierra), y posee una atmósfera muy tenue que no refleja mucha de la luz que recibe. Por otra parte, tiene una ventaja en comparación con Venus. Cuando Venus se halla más cerca de nosotros, se encuentra entre nosotros y el Sol, y sólo podemos ver su lado oscuro. Sin embargo, Marte, cuando está más cercano a nosotros, está más allá de nosotros, al encontrarse más alejado del Sol, y vemos su lado iluminado (una especie de «Marte lleno»), lo cual se añade a su brillo. No obstante, ese brillo sólo se consigue cada treinta y dos años, cuando Marte se encuentra desacostumbradamente cerca. Cuando se halla en aquella parte de su órbita que lo coloca en el otro lado del Sol respecto de nosotros, está demasiado alejado y sólo posee el brillo como una estrella razonablemente luminosa. A partir de 1580, el astrónomo danés Tycho Brahe realizó unas cuidadosas observaciones de Marte (sin telescopio, puesto que aún no se había inventado), a fin de estudiar sus movimientos y realizar unas predicciones más exactas de sus posiciones futuras. Tras morir Tycho, su ayudante, el astrónomo alemán Johannes Kepler, empleó esas observaciones para elaborar la órbita de Marte. Comprobó que debía abandonar la noción de órbitas circulares, que los astrónomos habían patrocinado durante 2.000 años y, en 1609, mostró que los planetas se movían en órbitas elípticas. La versión kepleriana del sistema planetario sigue vigente hoy e, indudablemente, en esencia, seguirá así para siempre. Otra contribución básica de Marte al plan del Sistema Solar se produjo en 1673 (como ya he contado antes), cuando Cassini determinó el paralaje de Marte y, por primera vez, consiguió tener una idea acerca de las verdaderas distancias de los planetas. Gracias al telescopio, Marte se convirtió en algo más que un punto de luz. En 1659, Christian Huyghens observó una marca oscura triangular a la que llamó Syrtis Maior (es decir, «gran ciénaga»). Al seguir esta marca, pudo mostrar que Marte giraba sobre su eje en unas 24,5 horas. (La cifra actual es la de 24,623 horas). Al estar más alejado del Sol que la Tierra, Marte posee una órbita más larga y viaja con más lentitud bajo la atracción gravitatoria del Sol. Tarda 687 días terrestres (1,88 años terrestres) en completar una revolución, o 668,61 días marcianos. Marte es el único planeta que sabemos que tiene un período de rotación muy parecido al de la Tierra. Y no sólo eso sino que, en 1781, William Herschel mostró que el eje marciano estaba inclinado de una forma muy semejante al de la Tierra. El eje terrestre posee una inclinación de 23,45 grados desde la vertical, por lo que el hemisferio Norte está en primavera y verano cuando el Polo Norte se inclina hacia el Sol, y en otoño e invierno cuando el Polo Norte se inclina hacia el otro lado, mientras que el hemisferio austral tiene las estaciones invertidas, a causa de que el Polo Sur se inclina apartado del Sol cuando el Polo Norte se inclina hacia él, y viceversa. El eje de Marte tiene una inclinación de 25,17 grados en relación a la vertical, como Herschel expresó al observar de cerca la dirección en que las marcas de Marte se movían al girar el planeta. Así, Marte posee estaciones lo mismo que la Tierra, excepto que cada estación dura casi dos veces más que las de la Tierra y, naturalmente, son más frías. En 1784 se mostró otra semejanza, cuando Herschel observó que Marte tiene casquetes de hielo en sus polos norte y sur. En conjunto, Marte es más parecido a la Tierra que cualquier otro mundo que hayamos observado en el firmamento. A 94 diferencia de la Luna y de Mercurio, Marte tiene una atmósfera (observada por primera vez por Herschel), pero no una atmósfera densa cargada de nubes como le ocurre a Venus.
La similaridad de Marte y la Tierra no se extiende a los satélites. La Tierra tiene un gran satélite, la Luna, pero Mercurio y Venus no poseen satélites en absoluto. También Marte pareció no tener satélites al principio. Por lo menos, más de dos siglos y medio de observación con telescopio no revelaron ninguno. No obstante, en 1877, cuando Marte estaba realizando una de sus mayores aproximaciones a la Tierra, el astrónomo estadounidense Asaph Hall decidió investigar en las cercanías marcianas en busca de algún indicio de satélites. Dado que hasta entonces no se les había encontrado, creyó que debían de ser muy pequeños y hallarse muy cerca de Marte, con lo que, probablemente, los oscurecía la luz del planeta. Noche tras noche, prosiguió sus observaciones y el 11 de agosto de 1877, decidió dejarlo. Su mujer, Angelina Stickney Hall, le urgió para que lo intentara una noche más, y en aquella noche en particular descubrió dos diminutos satélites cercanos a Marte. Los llamó Fobos y Deimos por el nombre de los hijos de Marte en la mitología. (Los nombres significan «miedo» y «terror», muy apropiados para los hijos del dios de la guerra.) Pobos, el más interior de los dos satélites, se encuentra a tan sólo 9.585 kilómetros del centro de Marte y, por lo tanto, a 6.100 kilómetros por encima de la superficie marciana. Completa un giro alrededor de su pequeña órbita en 7,65 horas, o menos de una tercera parte del tiempo que emplea Marte en girar sobre su eje, por lo que mientras Pobos realiza su carrera, continuamente se adelanta respecto de la superficie de Marte. Por tanto, Pobos sale por el Oeste y se pone por el Este cuando se le observa desde Marte. Deimos, el más alejado de los dos satélites, se halla a más de 24.000 kilómetros del centro de Marte y completa una revolución en torno del planeta en 30,3 horas.
Como los satélites eran demasiado pequeños para mostrar algo más que unos puntos de luz con los mejores telescopios, durante un siglo después de su descubrimiento, no se supo nada más acerca de ellos, excepto su distancia desde Marte y sus tiempos de revolución. Dada la distancia y el movimiento de los satélites, resultó fácil calcular la fuerza del campo gravitatorio de Marte y, por ende, su masa. Marte demostró poseer casi exactamente una décima parte de la masa de la Tierra, y la gravedad de su superficie era sólo tres octavas partes de la de la Tierra. Una persona que pese 68 kilos en la Tierra, pesaría sólo 25,5 kilos en Marte. Sin embargo, Marte es un mundo claramente más grande que la Luna. Posee 8,7 veces la masa de la Luna, y la gravedad en la superficie de Marte es 2,25 veces la de la Luna. Hablando grosso modo, Marte es en este aspecto algo intermedio entre la Luna y Yüklə 3,98 Mb. Dostları ilə paylaş:
|