Astrosigma

Convertir grados decimales a horas, minutos y segundos

2026-01-05T00:00:00+00:00

En astronomía, la ascensión recta (α) se expresa habitualmente como una magnitud de tiempo —en horas, minutos y segundos— debido a la rotación de la esfera celeste. Sin embargo, en muchos catálogos y bases de datos astronómicas, esta coordenada se proporciona en grados decimales. Con esta calculadora en línea se puede realizar, de forma sencilla y precisa, la conversión de grados decimales (DD) a horas, minutos y segundos (HMS).

Para el proceso inverso:
convertir horas, minutos y segundos a grados decimales.

Conversión de grados decimales a horas, minutos y segundos.

El sistema de coordenadas que se expresa en grados decimales se conoce como sistema decimal, mientras que la ascensión recta se expresa habitualmente en horas, minutos y segundos, una representación sexagesimal del tiempo relacionada con la rotación de la esfera celeste.

Aclaración: la calculadora permite usar el punto (.) y la coma (,) como separador de decimales. Los valores por defecto muestran la ascensión recta (α) de la estrella Sirio, según la base de datos HYG 3.0 de Astronexus.

Calculadora en línea

Usa este formulario para convertir las coordenadas de la ascensión recta (α). Introduce el valor deseado en grados decimales y presiona «Convertir».

Algoritmo de conversión

La conversión de grados decimales (DD) a horas, minutos y segundos (HMS) se realiza mediante un algoritmo de fácil aplicación. Estos son los pasos que permiten convertir coordenadas del sistema decimal al formato sexagesimal de tiempo para la ascensión recta (α). Se usa la de Sirio como ejemplo: 101,28722°.

Se toma la parte entera de los grados decimales (101°) y se divide entre 15, ya que 15° equivalen a 1 hora de ascensión recta. El resultado es 6,75248133 h. Su parte entera (6) equivale a las horas.
Se usa la parte decimal del resultado anterior (0,75248133 h) y se multiplica por 60. El resultado es 45,14888 m. Su parte entera (45) equivale a los minutos.
Se usa la parte decimal del resultado anterior (0,14888 m) y se multiplica por 60. El resultado es 8,9328 s, que equivale a los segundos.

Se juntan los tres valores y se expresa así: 6h 45m 8,9328s.

Convertir horas, minutos y segundos a grados decimales

2026-01-05T00:00:00+00:00

El uso de coordenadas es fundamental en astronomía, especialmente en el ámbito de la mecánica celeste. En algunos contextos es necesario convertir coordenadas expresadas en horas, minutos y segundos (HMS), como ocurre con la ascensión recta (α), a grados decimales (DD). Este formato es muy utilizado en astronomía computacional para realizar cálculos numéricos. De hecho, muchas bases de datos almacenan la ascensión recta en grados decimales.

Para el proceso inverso:
convertir grados decimales a horas, minutos y segundos.

Conversión de grados, minutos y segundos a grados decimales.

El sistema en el que la ascensión recta se expresa en horas, minutos y segundos utiliza una división sexagesimal del tiempo, mientras que las coordenadas expresadas en grados decimales pertenecen al sistema decimal.

Aclaración: esta calculadora permite usar el punto (.) y la coma (,) como separador de decimales. Los valores por defecto muestran la ascensión recta (α) de Sirio, según la base de datos HYG 3.0 de Astronexus.

Calculadora en línea

Usa este formulario para convertir las coordenadas de la ascensión recta (α). Introduce el valor deseado en horas, minutos y segundos en cada una de las casillas correspondientes y luego presiona «Convertir».

Algoritmo de conversión

La conversión de horas, minutos y segundos (HMS) a grados decimales (DD) puede realizarse de forma algorítmica. Usando como ejemplo la estrella Sirio, estos son los pasos para convertir su ascensión recta (α), expresada como 6h 45m 8,9328s, a una sola cifra en grados decimales o formato decimal.

Se multiplica las horas (6 h) por 15, ya que 1 hora de ascensión recta equivale a 15°. El resultado es 90°.
Se convierten los minutos (45 m) a grados dividiéndolos entre 4. Tras esta operación, el resultado es 11,25°.
Se convierten los segundos (8,9328 s) a grados dividiéndolos entre 240. El resultado es 0,03722°.
Se suma los tres valores anteriores. El resultado final es 101,28722°.

Los meteoroides y sus características

2025-05-02T00:00:00+00:00

Los meteoroides son pequeños fragmentos espaciales de roca que viajan por el espacio. Cuando entran en la atmósfera terrestre se queman, dando lugar a las llamadas «estrellas fugaces» o «meteoros». Los fragmentos que sobreviven y caen sobre la superficie son conocidos como «meteoritos».

Aunque popularmente se les conoce como «estrellas fugaces» por la estela de luz que dejan al atravesar nuestra atmósfera, los meteoroides no tienen nada que ver con las estrellas. En realidad, son mucho más pequeños y mucho más cercanos a nosotros. A pesar de su tamaño, nos ofrecen un bonito espectáculo.

Meteoro perteneciente al enjambre δ-Acuárida del sur, fotografiado en 2024.

El sobrenombre de «estrellas fugaces» está justificado porque, contempladas a simple vista, son puntos luminosos (como las estrellas), que se desplazan y desaparecen, produciendo una estela de luz fugaz.

Su tamaño puede variar en un rango que va desde los 100 μm —una décima parte de un milímetro— hasta los 50 m. De hecho, este rango los permite diferenciar de otros cuerpos: si el tamaño es menor que los 100 μm hablamos de polvo cósmico, pero si es mayor que 50 m hablamos de cometas o asteroides.

A lo largo de todo el año se produce la entrada de meteoroides en la atmósfera terrestre, lo que significa que los meteoros pueden observarse en cualquier noche, aunque de forma totalmente imprevisible y sorprendente. Sin embargo, su aparición puede intensificarse en algunas noches, dando lugar a lluvias de meteoros.

Estelas de luz en el cielo

¿Cómo es posible que pequeños granos de polvo produzcan estelas tan brillantes, visibles desde kilómetros de distancia en el cielo nocturno? Hay que aclarar que lo realmente vemos no es el meteoroide en sí, sino el resplandor que se produce cuando se desintegra al entrar en la atmósfera a gran velocidad.

Cuando un meteoroide entra en la atmósfera terrestre, atraviesa capas de aire cada vez más densas a altísima velocidad, lo que genera un intenso calentamiento. Parte de su energía cinética se transforma en energía térmica, que se reparte entre el propio cuerpo y las moléculas del aire que lo rodean.

Gráfico de la formación de la estela luminosa (meteoro).

El calor es tan elevado que los átomos del aire pierden algunos de sus electrones, convirtiéndose en iones positivos. Como los iones y los electrones tienen cargas opuestas, se atraen y se recombinan, liberando energía en forma de luz. Así se forma la estela luminosa que acompaña al meteoroide en su paso.

El espectáculo de los bólidos

En algunos casos, los meteoroides que entran en la atmósfera generan un brillo especialmente considerable, llegando a superar con creces la luminosidad de las estrellas y los planetas más brillantes. Cuando este ocurre, no hablamos simplemente de meteoros o «estrellas fugaces», sino de bólidos.

Bólido fotografiado el 17 de octubre de 2012 desde San Francisco, Estados Unidos. Crédito de imagen: NASA/Robert P. Moreno Jr.

El resplandor que produce un bólido rara vez pasa desapercibido y puede llegar a iluminar el paisaje. A menudo deja un trazo largo y brillante en la esfera celeste, especialmente cuando el meteoroide tiene grandes dimensiones. En algunos casos, el cuerpo se rompe en varios fragmentos, y algunos de ellos sobreviven hasta alcanzar la superficie. A estos restos los llamamos «meteoritos».

Los bólidos se caracterizan sobre todo por tener una apariencia similar a la de una bola de fuego. Generalmente explotan antes de llegar al suelo y producen un estruendo apreciable. En estos casos, el rastro luminoso puede persistir en el cielo desde unas decenas de segundos hasta varios minutos.

El origen de los meteoroides

A lo largo del año, hay ciertas fechas en las que pueden observarse muchos más meteoros en el cielo, mientras que en otras apenas se ven. Esto se debe a que, mientras la Tierra recorre su órbita alrededor del Sol, actúa como una especie de “barrendera cósmica”, recogiendo todo lo que encuentra a su paso. En algunos tramos de su órbita se topa con más fragmentos que en otros.

La mayoría de estos fragmentos espaciales provienen de los cometas. Cuando un cometa se acerca al Sol, el calor provoca que su superficie se sublime, liberando gases y polvo que se dispersan en el espacio, formando una cola. El material que se desprende va quedando distribuido a lo largo de su trayectoria.

Así, el material sembrado por los cometas no se mueve al azar, sino que forma verdaderas corrientes de meteoroides que siguen trayectorias similares a las del cometa original. Cuando la Tierra cruza una de estas órbitas durante su recorrido anual, intercepta una cantidad mayor de meteoroides espaciales.

Esquema del cruce de la Tierra con la órbita del cometa Halley. El Sol está en el centro. Se observa como la Tierra "barre" zonas del espacio donde han quedado esparcidos pequeños fragmentos del cometa, formando corrientes (enjambres) de meteoroides. Los fragmentos del cometa Halley son el origen de las lluvias de meteoros η-Acuáridas y Oriónidas.

Estas corrientes también son conocidas como enjambres de meteoroides. Cuando estos grupos de partículas son atravesados por la Tierra, provocan las populares lluvias de meteoros. El ejemplo más famoso es el de las «lágrimas de San Lorenzo», visibles del 17 de julio al 24 de agosto, con su pico de máxima frecuencia el 12 de agosto, generadas por el cometa 109P/Swift-Tuttle.

De hecho, cuando un cometa vuelve a pasar cerca del Sol, puede reforzar su corriente de meteoroides, incrementando la actividad en los años siguientes. Así se demostró con el regreso del cometa 109P/Swift-Tuttle en 1992, pues se tradujo en un incremento de meteoros durante el agosto de los años siguientes.

También existen los meteoros esporádicos que no proceden de ningún enjambre de meteoroides concreto. Se trata de granos de polvo errantes, no pertenecientes a ninguna nube producida por cometas. Por lo demás, el sistema solar todavía está parcialmente lleno del material nebular que lo formó.

El radiante y las lluvias estelares

Cuando la Tierra entra en un enjambre de meteoroides espaciales y da origen a una lluvia de meteoros, por un efecto de perspectiva, parece que los meteoros provengan de un único punto conocido como radiante. Si prolongamos sus estelas hacia atrás veremos que dichas prolongaciones coinciden en un mismo punto de fuga.

La localización de los radiantes respecto a las constelaciones estelares da el nombre a los enjambres de meteoroides. De este modo, como parece que las «lágrimas de San Lorenzo» provengan de la constelación de Perseo son conocidas como Perseidas. Dicho de otro modo: Perseo es su punto de fuga.

Vista de las «lágrimas de San Lorenzo» (Perseidas). Lo foto fue realizada en 2023 desde el Bosque Nacional Secuoya. Crédito de imagen: NASA/Preston Dyches.

En una sola noche es posible reconocer meteoros pertenecientes a diferentes enjambres de meteoroides, activos en el mismo período. Así, observando las Perseidas, podría suceder que viésemos otros meteoros, que reconoceremos porque proceden de constelaciones diferentes, es decir, de otro radiante.

En esta lista se indican algunos de los enjambres de meteoroides que producen las lluvias de meteoros más destacables. Se ha tenido en cuenta la cantidad de meteoros que se pueden observar en una hora en el cenit (THZ).

Nombre	Inicio	Final	Pico	THZ
Cuadrántidas	1 ENE	5 ENE	3 ENE	120
Líridas	16 ABR	25 ABR	22 ABR	18
Perseidas	17 JUL	24 AGO	12 AGO	100
Oriónidas	2 OCT	7 NOV	21 OCT	23
Leónidas	14 NOV	21 NOV	17 NOV	20
Gemínidas	7 DIC	17 DIC	14 DIC	120

En este artículo podrás consultar con mayor detalle los datos exactos de las principales lluvias de meteoros que se pueden ver a lo largo del año.

Las Cuadrántidas tienen el radiante en el «Cuadrante de Pegaso», un asterismo que forma parte de la constelación del Pegaso. Las Líridas toman su nombre de la constelación de la Lira, las Perseidas de Perseo, las Oriónidas de Orión, las Leónidas del León y las Gemínidas de los Gemelos.

El mejor momento y lugar para observarlos

Los meteoroides que entran en la atmósfera lo hacen de forma imprevisible, por lo que no se puede anticipar con exactitud la aparición y posición de los meteoros («estrellas fugaces») en el firmamento nocturno. Entonces, ¿cómo se pueden observar? ¿Hay alguna estrategia para encontrarlos?

Primero, es importante disponer de un horizonte lo más amplio posible. Así, se tiene a la vista una parte mayor de la esfera celeste y, por tanto, el número de meteoros susceptibles de ser avistados será mayor. Además, se deben ver a simple vista, ya que los instrumentos ópticos reducen el campo de visión.

Dado que la mayoría de los meteoroides son pequeños fragmentos de roca que la Tierra intercepta en su recorrido alrededor del Sol, el mejor momento para observar meteoros es la segunda mitad de la noche, después de la medianoche. En ese momento, estamos en la cara del planeta que “avanza” en su órbita, por lo que tiene mayor probabilidad de interceptar meteoroides entrantes.

Si la fecha coincide con una lluvia de meteoros asociada a un enjambre de meteoroides, conviene orientar la mirada hacia la región del cielo donde se encuentra su radiante. Por ejemplo, a principios de agosto, durante las Perseidas, la constelación de Perseo servirá de referencia. No obstante, no hay que fijarse solo en esa zona: lo ideal es mantener una visión amplia del cielo circundante, ya que los meteoros pueden aparecer en cualquier parte del firmamento.

Meteoroides que alcanzan la superficie

Cuando un meteoroide tiene el tamaño suficiente para no desintegrarse en su entrada a la atmósfera y alcanza la superficie terrestre, se convierte en un meteorito. Estos fragmentos, generalmente rocosos o metálicos, son restos valiosos que nos permiten estudiar los materiales primitivos del sistema solar. De hecho, algunos meteoritos son más antiguos que las rocas terrestres.

Hasta la fecha, el meteorito más antiguo que se ha podido encontrar en la superficie terrestre es Erg Chech 002, con una edad de 4565 millones de años. Este fragmento fue localizado en 2020 sobre la superficie del desierto del Sáhara, y se formó cuando el sistema solar apenas tenía dos millones de años.

Foto del meteorito de l'Aigle, el primero en ser estudiado científicamente. El 26 de abril de 1803 cayeron más de 3000 fragmentos entre l'Aigle y Glos-la-Ferrière, en la región de Normandía (Francia). Su caída también fue observada.

Los meteoritos se clasifican principalmente en tres grupos, según su composición: pétreos (rocosos), metálicos (ricos en hierro y níquel) y pétreo-metálicos (mixtos). Suelen encontrarse en regiones áridas o polares, donde las condiciones del entorno facilitan su preservación y su localización.

Explorando los confines del universo

2025-04-19T00:00:00+00:00

Muchas noches, al dirigir la mirada al cielo estrellado, quedamos fascinados por el maravilloso espectáculo lumínico que el cosmos ofrece a nuestra mirada. Sin embargo, tras los primeros instantes de contemplación, surgen algunas preguntas que no podemos evitar hacernos, sobre lo que observamos.

Por ejemplo, nos preguntamos qué son aquellos puntos luminosos que parpadean en un lugar tan lejano que es inalcanzable a nuestro ser, y por que algunos de esos puntos son más luminosos que otros. Al intentar contarlos, también quedamos sorprendidos al constatar hasta qué punto son tan numerosos.

Imagen del universo profundo: «Hubble Ultra Deep Field (HUDF)», publicada en 2006. La imagen se realizó con un tiempo de exposición de 11,3 días y revela casi 10000 galaxias. Crédito de imagen: NASA, ESA, S. Beckwith (STScI) y el equipo HUDF.

Esta constatación nos incita a plantear otras preguntas. Por ejemplo: ¿El universo es finito o es infinito? En caso de ser finito, ¿hasta dónde se extiende? Y todavía más importante: ¿hay algo más allá del universo observable?

Estas cuestiones siempre han sido muy apasionantes, pero al mismo tiempo, de las más complejas, ya que proyectan nuestra mente más allá de los límites habituales del conocimiento humano. Desde siempre, la mente del ser humano ha encontrado dificultades para comprender el concepto de infinito. Sin embargo, la contemplación del cielo estrellado nos acerca fácilmente a esta idea.

El universo según los antiguos

Para los antiguos, el universo era limitado y finito. Según las ideas del mundo de Aristóteles y Ptolomeo, el universo estaba formado por esferas concéntricas. A cada una de las cuales le correspondía un cuerpo celeste: había una para la Luna, otra para el Sol y una para cada «estrella errante» (los planetas). La última era la de las estrellas fijas y representaba el confín del universo. Más allá no había nada.

Esquema del modelo geocéntrico de Aristóteles.

Hoy sabemos que esta visión no era correcta. Las estrellas y las galaxias están situadas a distancias muy diversas y mucho más lejanas de lo que imaginaban en la antigüedad. Lo que antes parecía una estructura estática y finita, ahora se revela como un universo tridimensional, complejo y en constante evolución.

La expansión del universo

La astronomía moderna ha demostrado que el universo se encuentra en expansión desde un evento inicial conocido como el Big Bang. Este descubrimiento se ha basado en observaciones, como el desplazamiento hacia el rojo de las galaxias, transformando por completo nuestra concepción del cosmos.

Al contrario de la mayoría de disciplinas científicas, la astronomía formula sus teorías en base a la observación en vez de hacerlo basándose en resultados experimentales. Por poner un ejemplo, sería difícil pensar en la creación artificial de una estrella para seguir su evolución desde el principio.

La expansión del universo implica que no existen un “borde” físico, sino que el espacio mismo se está expandiendo. La luz de las galaxias muy lejanas tarda miles de millones de años en llegar a nosotros. Por tanto, cuando las observamos, las vemos tal y como eran hace exactamente los mismos millones de años.

Según la teoría del Big Bang, que a día de hoy sigue siendo el modelo dominante para explicar el origen del universo, el universo nació hace unos 13800 millones de años. Pero debido a la expansión del espacio, el universo observable tiene hoy un radio aproximado de unos 46500 millones de años luz.

La velocidad de la expansión

La ley de Hubble-Lemaître, formulada por George Lemaître en 1927 y Edwin Hubble en 1929, establece que cuanto más lejos se encuentra una galaxia, más rápidamente se aleja de nosotros. Esta relación entre distancia y velocidad ha sido clave para estimar el tamaño y la edad del universo.

Sin embargo, en los últimos años ha surgido un desacuerdo sobre el valor exacto de la constante de Hubble-Lemaître. Por ejemplo, las mediciones basadas en el fondo cósmico de microondas, realizadas por el satélite Planck, y las obtenidas a partir de supernovas cercanas ofrecen resultados diferentes e incompatibles.

Este conflicto ha abierto un interesante e importante debate entre la comunidad científica, ya que podría indicar la necesidad de ajustar el modelo cosmológico actual del universo o introducir nuevos elementos aún desconocidos.

Materia y energía oscura

Uno de los avances más importantes desde los años 90 ha sido descubrir que solo el 5% del universo está compuesto por materia visible. Aproximadamente un 27% es materia oscura y el restante 68% es energía oscura. Ambos componentes siguen siendo objeto de investigación, pues aún se desconoce su naturaleza.

Simulación de la distribución de la materia oscura en el universo. Crédito de imagen: Max-Planck-Institute for Astrophysics.

La materia oscura es un tipo de materia que no emite, ni refleja ni absorbe luz, por lo que no puede detectarse directamente. Sin embargo, su presencia se deduce por la evidente influencia gravitatoria que ejerce a gran escala, por ejemplo, en la rotación de las galaxias o en la formación de cúmulos.

La energía oscura, por su parte, es una forma de energía que parece estar presente en todo el espacio. Se cree que es responsable de la aceleración observada en la expansión del universo. Su existencia se infiere a partir de observaciones, como las supernovas lejanas o el fondo cósmico de microondas.

Observando el pasado

A medida que nos desplazamos cada vez más lejos en el espacio, también viajamos atrás en el tiempo. La luz se propaga con una velocidad finita y, en consecuencia, tarda cierto tiempo en llegar a nosotros. Un objeto situado a 13800 millones de años luz se nos presenta tal como era hace 13800 millones de años. Por eso, los telescopios se convierten en auténticas “máquinas del tiempo”.

El Telescopio Espacial Hubble, lanzado el 24 de abril de 1990, revolucionó nuestra visión del universo lejano, captando miles de galaxias en diferentes etapas de evolución. El 25 de diciembre de 2021 se lanzó su sucesor, el Telescopio Espacial James Webb, que está observando algunas de las primeras galaxias formadas cuando el universo tenía solo unos 300 millones de años.

Foto del cúmulo de Pandora (Abell 2744) realizada por el Telescopio Espacial James Webb. Su luz ha viajado largas distancias durante miles de millones de años hasta llegar a los sensores del telescopio, lo que representa la inmensidad del espacio y el tiempo en una sola fotografía. Crédito de imagen: NASA, ESA, CSA y STScI.

Las observaciones del Telescopio Espacial James Webb están arrojando nueva luz sobre los procesos de formación estelar y la evolución temprana de las galaxias. Incluso, ha revelado galaxias sorprendentemente complejas en etapas muy tempranas, desafiando lo que creíamos saber sobre su formación.

Un viaje hacia el origen

Observar los objetos más lejanos y antiguos nos permite estudiar las propiedades del universo en su “infancia”, cuando todo empezaba a formarse. Al comparar las galaxias lejanas (aún jóvenes) con las más cercanas (más viejas), los astrónomos pueden reconstruir una línea evolutiva del cosmos.

Comprender cómo ha evolucionado el universo en el pasado es fundamental, tanto para entender su origen como para anticipar su destino. ¿Qué es lo que esperamos ver cuando nos desplazamos a estas distancias lejanas? Seguramente esperamos ver objetos muy jóvenes e incluso en proceso de formación.

Sobre el futuro del universo, surgen nuevas preguntas: ¿seguirá expandiéndose para siempre? ¿Se enfriará hasta sufrir una muerte térmica, o le espera un final más dramático? Literalmente, las respuestas están en las estrellas. El universo sigue revelándonos sus secretos, en un viaje que apenas ha comenzado.

¿Cuál es nuestra posición en el cosmos?

2025-04-14T00:00:00+00:00

Durante siglos, nuestros antepasados miraban al cielo y se preguntaban: ¿dónde estamos? ¿Cuál es nuestra posición en el cosmos? Después de muchos años de observaciones e investigaciones minuciosas pasaron de tener una visión centrada en la Tierra, rodeada de estrellas fijas y planetas (“estrellas errantes”), a tener una comprensión mucho más vasta y compleja del universo.

Gracias a más de 400 años de observaciones telescópicas, y con el auge de la astronomía moderna durante el siglo XX, hoy sabemos que nuestro planeta no está en el centro del universo, sin ocupar una posición privilegiada. Realmente nos encontramos en los márgenes de una galaxia espiral, una entre miles de millones de galaxias que forman una estructura cósmica enorme y en expansión.

La franja de estrellas que atraviesa el cielo nocturno es la Vía Láctea, nuestra galaxia. Desde la Tierra la observamos de perfil, como habitantes de un pequeño sistema estelar situado en uno de sus brazos espirales. Crédito de imagen: Eric Hanson.

Este conocimiento se ha construido también gracias a varios avances tecnológicos que permiten medir distancias astronómicas con una precisión como nunca antes se había logrado. Por ejemplo, los astrónomos pueden determinar la distancia entre la Tierra y otros cuerpos del sistema solar con un margen de error de un kilómetro usando señales de radar que rebotan en sus superficies.

A escalas todavía más grandes, la ubicación de la Tierra se describe en relación con estructuras cósmicas como el Supercúmulo de Virgo, el Supercúmulo de Laniakea y los filamentos galácticos que dan forma a la conocida red cósmica, el nombre dado por los astrónomos a toda la estructura del universo.

¿Dónde estamos?

Nuestra ubicación en el universo comienza, lógicamente, en la Tierra, un planeta rocoso que orbita alrededor de una estrella enana de la secuencia principal a la que llamamos Sol. El sistema planetario al que pertenece la Tierra es el sistema solar, compuesto por ocho planetas, cinco planetas enanos, varios satélites, asteroides y cometas, todos ellos bajo la influencia gravitatoria del Sol.

Esquema de las órbitas de los planetas del sistema solar. Las órbitas se encuentran en vista perpendicular al plano de la eclíptica (proyección ortogonal).

El sistema solar se encuentra inmerso en el brazo de Orión, también conocido como el «brazo Local», una de las estructuras espirales de nuestra galaxia, la Vía Láctea. Este brazo recibe su nombre por su orientación hacia la constelación de Orión y se encuentra a unos 25000 años luz del núcleo galáctico. El diámetro de nuestra galaxia mide unos 105000 años luz, aproximadamente.

Representación artística de la Vía Láctea en proyección ortogonal.

La Vía Láctea forma parte del Grupo Local, un conjunto de galaxias unidas por gravedad, entre las que destacan la galaxia de Andrómeda (M31, NGC 224), la del Triángulo (M33, NGC 598) y otras 46 galaxias enanas.

Distribución esquemática de las galaxias del Grupo Local.

El Grupo Local se integra en el Supercúmulo de Virgo, una vasta estructura compuesta por un centenar de cúmulos y grupos galácticos, entre ellos el cúmulo de Virgo, M81 (NGC 3031), M101 (NGC 5457) o NGC 6744.

Distribución de grupos y cúmulos de galaxias en el Supercúmulo de Virgo.

El Supercúmulo de Virgo no está aislado en el universo, sino que forma parte de una estructura mucho más grande conocida como el Supercúmulo de Laniakea, que contiene unas 100000 galaxias distribuidas a lo largo de unos 520 millones de años luz. Laniakea proviene del hawaiano y significa «cielos inconmensurables».

Distribución de supercúmulos de galaxias en el Supercúmulo de Laniakea. La representación gráfica está centrada en el Supercúmulo de Virgo.

Sin embargo, el Supercúmulo de Laniakea es solo uno de los millones de filamentos que conforman la red cósmica, una gigantesca telaraña de materia en la que los supercúmulos de galaxias se agrupan en hilos, separados entre sí por vastos vacíos. Esta red es la estructura a gran escala del universo.

Distribución de supercúmulos de galaxias en el Supercúmulo de Laniakea.

Midiendo distancias planetarias

Para determinar con precisión nuestra posición dentro del sistema solar, los astrónomos emplean técnicas muy precisas como el radar. Este método consiste en enviar señales de radio hacia cualquier cuerpo, como un planeta o un asteroide, y luego miden el tiempo que tarda el eco en regresar.

Como la velocidad de las ondas electromagnéticas es constante, esta medición permite calcular con gran exactitud la distancia a distintos objetos del sistema solar. De hecho, el margen de error es inferior a un kilómetro, lo que resulta esencial para comprender con detalle nuestro lugar en el cosmos.

La unidad astronómica

Se ha calculado que la distancia media entre la Tierra y el Sol es de 149598261 km. Esta cifra se ha adoptado como unidad de medida de distancias y se conoce como unidad astronómica, abreviada «au». Con ella, los astrónomos expresan las distancias entre los objetos del sistema solar. Por ejemplo, Mercurio se encuentra a una distancia media respecto al Sol de 0,387 au.

Midiendo distancias estelares

Las estrellas que vemos a simple vista en el cielo nocturno pertenecen a nuestra galaxia, la Vía Láctea. Para medir la distancia a las más cercanas, se utiliza el método del paralaje estelar. Este método se basa en observar una estrella dos veces a lo largo del año, con un intervalo de seis meses.

Durante este período, la Tierra recorre la mitad de su órbita alrededor del Sol, lo que permite observar la misma estrella desde dos ángulos diferentes. Al comparar estas observaciones, se detecta un pequeño desplazamiento aparente de la estrella con respecto al fondo de estrellas más lejanas. Midiendo ese ángulo, y conociendo el radio de la órbita terrestre, se puede calcular la distancia.

El año luz

Más allá del sistema solar, las distancias entre los astros son tan grandes que las unidades convencionales, como el km o la unidad astronómica, son poco prácticas. Por ello, se utiliza el año luz, una unidad que representa la distancia que recorre la luz en un año: unos 9,46 billones de kilómetros. Sabemos esta distancia porque la luz viaja a una velocidad constante, de unos 299792,458 km/s.

El centro de la Vía Láctea

Desde la Tierra no se puede observar directamente el centro de la Vía Láctea con los telescopios ópticos. Esto es debido a la enorme cantidad de gases y polvo interestelar que se interponen, bloqueando la luz visible en esa dirección. Solo pueden identificarlo los radiotelescopios y los telescopios de infrarrojos.

Imagen en infrarrojos del centro galáctico realizada por el Telescopio Espacial Spitzer (SST), el 10 de enero de 2006. En imágenes de luz visible, esta región no se puede ver el polvo interestelar que se encuentra entre la Tierra y el centro galáctico bloquea nuestra vista. El punto blanco más brillante en el medio es el centro de la Vía Láctea. Crédito de imagen: NASA/JPL-Caltech/S. Stolovy (Spitzer Science Center/Caltech).

Gracias a observaciones realizadas con este tipo de telescopios se ha podido determinar la ubicación del centro galáctico y medir su distancia, que se estima en 25000 años luz. Allí se encuentra un agujero negro supermasivo conocido como Sagitario A*, que constituye el núcleo galáctico.

Midiendo las galaxias cercanas

Más allá del Grupo Local, al que pertenece la Vía Láctea, se extienden cúmulos de galaxias cada vez más distantes. Para medir sus distancias, los astrónomos deben utilizar diferentes métodos, dependiendo de lo lejos que se encuentren.

En el caso de las galaxias relativamente cercanas, resulta clave el estudio de ciertos tipos de estrellas, como las «cefeidas variables», cuya luminosidad se puede determinar con precisión. Con telescopios terrestres, este método es eficaz hasta unos 20 millones de años luz, pero con telescopios espaciales como el Hubble, puede extenderse incluso más allá de los 100 millones de años luz.

El cúmulo de Virgo. Crédito de imagen: Rogelio Bernal Andreo.

Dentro de nuestra galaxia, se ha medido la distancia a varias cefeidas con el método del paralaje. Esto ha permitido calibrar su luminosidad real y confirmar una relación directa entre su luminosidad y el período de sus pulsaciones: la llamada «ley período-luminosidad». Una vez calibrada, esta relación permite calcular la distancia a cefeidas situadas en galaxias cercanas.

Midiendo las galaxias lejanas

Sin embargo, para calcular distancias mayores se utiliza un fenómeno conocido como el corrimiento al rojo. Cuanto más lejos se encuentra una galaxia, más se estira la luz que emite debido a la expansión del universo.

Esto provoca un corrimiento hacia longitudes de onda más largas. Este efecto permite no solo estimar su distancia, sino también observar cómo era esa galaxia en el pasado, cuando la luz que ahora nos alcanza comenzó su viaje.

El cúmulo de la Hidra (Abell 1060). Crédito de imagen: Rolf Olsen.

Por ejemplo, el cúmulo de Virgo, aunque se encuentra a unos 50 millones de años luz, es uno de los más cercanos. En cambio, el cúmulo de la Hidra es mucho más lejano, cuya luz ha tardado más de 1500 millones de años en llegar a la Tierra, por tanto, podemos ver tal como era hace 1500 millones de años.

Corrimiento al rojo

Las ondas luminosas y las sonoras tienen una analogía interesante: ambas pueden cambiar su longitud de onda cuando la fuente que las emite está en movimiento respecto al observador. Este fenómeno se conoce como «efecto Doppler».

Un ejemplo cotidiano que seguramente ya hemos experimentado es el sonido de una sirena de ambulancia: al acercarse, parece más agudo (las ondas sonoras se comprimen), y al alejarse, suena más grave (las ondas se estiran).

Lo mismo sucede con la luz. Cuando una estrella o galaxia se aleja de nosotros, las ondas luminosas que emite se alargan, desplazándose hacia el extremo rojo del espectro visible. A este fenómeno se le llama corrimiento al rojo, y es una herramienta fundamental en astronomía para medir la velocidad a la que las galaxias se alejan y, por tanto, su distancia.

Hasta donde alcanza la luz

Avanzando hacia los confines del cosmos, observamos galaxias que se alejan de nosotros a velocidades cercanas a la de la luz (299792,458 km/s) debido a la expansión del universo. La luz que nos llega de estas galaxias ha viajado durante casi toda la edad del universo, marcando el límite de lo observable.

Este límite se encuentra a unos 46500 millones de años luz de la Tierra. Pero no vemos estas galaxias en su estado actual, sino tal como eran hace 13800 millones de años, poco después del Big Bang. Este horizonte no es un “borde” físico, sino un límite impuesto por la velocidad de la luz y la edad del universo.

Deimos, satélite de Marte (características)

2025-01-04T00:00:00+00:00

Deimos es el más pequeño de los dos satélites del planeta Marte. Tiene una forma irregular, similar a la de un asteroide, pero con pocos cráteres. Comparado con el otro satélite, Fobos, su órbita es mucho más alejada, aunque igualmente casi circular y estando también en rotación síncrona con el planeta. Fue descubierto por Asaph Hall el 12 de agosto de 1877, quien eligió su nombre inspirado en el libro XV de la Ilíada, donde Ares, el dios de la guerra, invoca al terror.

El otro satélite natural de Marte es Fobos.

El satélite Deimos. Foto realizada el 21 de febrero de 2009 por el Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA. Crédito de imagen: NASA/JPL-Caltech/University of Arizona.

Por su similitud con asteroides de tipo C o D, comunes en el cinturón de asteroides, se sugiere que tanto Deimos como el otro satélite de Marte, Fobos, podrían ser asteroides capturados por la gravedad del planeta. Esta idea gana fuerza al considerar que su composición química no coincide con la del planeta, lo que contradice la hipótesis de que se formaron conjuntamente con él.

De hecho, se cree que perturbaciones de gravedad causadas por Júpiter podría haber empujado algunos cuerpos menores hasta las regiones internas del sistema solar, favoreciendo así un proceso de captura. Sin embargo, las órbitas de Deimos y Fobos son muy regulares y están colocadas en planos casi coincidentes con el ecuador de Marte, hecho que podría contradecir esta hipótesis.

Características físicas de Deimos:

Parámetro	Valor
Tamaño	16,08×11,78×10,22 km
Diámetro medio	12,54 km
Volumen	1033 km³
Masa	1,51×10¹⁵ kg
Densidad	1,465 g/cm³

Datos orbitales:

Parámetro	Valor
Excentricidad de la órbita	0,00033
Perihelio (distancia mínima al Sol)	23455,5 km
Afelio (distancia máxima al Sol)	23470,9 km
Semieje mayor	23463,2 km
Velocidad orbital media	1,35 km/s
Período orbital sideral	1 d 06 h 18 m 43,2 s
Inclinación orbital respecto a la eclíptica	0,93°

Datos de rotación:

Parámetro	Valor
Período de rotación sideral	1d 6 h 18 m 43,2 s
Velocidad de escape	5,556 m/s

El albedo de Deimos es de 0,07, siendo uno de los objetos menos reflectantes del sistema solar. Su temperatura superficial es de unos -40 °C. Aunque este satélite tiene muchas similitudes con su compañero Fobos, entre ambos se puede identificar una serie de diferencias, tanto físicas como orbitales y de rotación.

Un par de diferencias físicas con Fobos es que su superficie contiene más regolito, a la vez que menos cráteres. Su distancia orbital también es más lejana, con un movimiento aparente más lento a través del cielo del planeta Marte.

Forma y tamaño

Deimos tiene una forma irregular que se puede asimilar a un elipsoide triaxial, por tanto tiene tres medidas: 16,08×11,78×10,22 km. Su diámetro medio alcanza los 12,54 km, lo que equivale a un 56,6% del tamaño de Fobos.

El volumen de Deimos es de 1033 km³, menos de cinco veces el volumen que tiene el otro satélite de Marte. En cuanto a su masa, es de 1,51×10¹⁵ kg, insuficiente para haber alcanzar el equilibrio hidrostático, lo que le daría una forma redondeada o totalmente esférica. Su densidad es de 1,465 g/cm³.

Órbita y rotación

La órbita de Deimos tiene una excentricidad de 0,00033, por lo que está muy cerca de ser circular. Por esta razón, no hay mucha diferencia entre su distancia más cercana (periapsis) y la más lejana (apoapsis). Cuando se encuentra en el periapsis está a 23455,5 km de Marte, mientas que en su apoapsis alcanza los 23470,9 km; hay pocos km de diferencia. Su semieje mayor es 23463,2 km. En comparación con Fobos, la órbita de Deimos está 2,5 veces más alejada.

A diferencia de Fobos, que cruza la esfera celeste de Marte de occidente a oriente, Deimos aparece por oriente y se pone por occidente. Este movimiento aparente es mucho más lento. Su período orbital sideral es de 1 d 06 h 18 m 43,2 s terrestres. Además, excede el día solar marciano (24 h 37 min 22 s).

Superficie

El satélite menor de Marte tiene pocos cráteres en comparación con su hermano mayor, y los pocos que tiene apenas superan los 3 km de diámetro. Además, carece de los sistemas de estrías que surcan la superficie de Fobos. Los cráteres más conocidos de Deimos se llaman Swift y Voltaire.

Si un observador se colocase sobre la superficie de Deimos, podría ver el planeta Marte unas 1000 veces más grande que la Luna llena vista desde la Tierra. Dicho de otro modo, el tamaño aparente del planeta rojo ocuparía una onceava parte de uno de los hemisferios celestes. En cambio, desde Marte, Deimos se vería como una estrella, pues su diámetro aparente es de 2,5 minutos de arco.

Regolito

La composición de Deimos es rica en carbono, característica de los asteroides de tipo C, y podría contener trazas de hielo. Su superficie está cubierta por una espesa capa de regolito, probablemente más gruesa que la de Fobos. Esta capa es evidente porque, por un lado, parece llenar casi por completo varios de sus cráteres, y por el otro, le confiere un aspecto mucho más liso y homogéneo.

El satélite Deimos fotografiado por la sonda Viking Orbiter el 5 de junio de 2001.
Crédito de imagen: NASA/MSSS.

Además, la capa del regolito aparece diferenciada según su composición, ya que en la superficie de este satélite se pueden observar unas manchas más claras. Estas manchas podrían haberse originado por derrumbes del material oscuro superficial, dejando al descubierto las capas internas de material más reflectante.

Esto plantea algunos interrogantes. Al enigma del origen del regolito que recubre el pequeño satélite Deimos, habría que sumar el misterio de la causa de los movimientos del material. En cualquier caso, no está claro qué mecanismo o proceso pudo haber provocado los movimientos de estos detritos.

Descubrimiento

El satélite Deimos fue descubierto por el astrónomo estadounidense Asaph Hall (1829-1907) el 12 de agosto de 1877 utilizando el telescopio refractor del Observatorio Naval de los Estados Unidos, ubicado en Washington.

Curiosamente, la hipótesis de que Marte tenía dos satélites fue apuntada mucho antes de que Asaph Hall los descubriera. Un siglo y medio antes, el escritor irlandés Jonathan Swift había hecho afirmar a los personajes de su libro «Los viajes de Gulliver» que Marte tenía dos satélites naturales.

«Asimismo han descubierto dos estrellas menores o satélites que giran alrededor de Marte, de las cuales la interior dista del centro del planeta primario exactamente tres diámetros de este, y la exterior, cinco». Swift, 1726.

También Voltaire, en su libro «Micromegas», escribió que un habitante de Sirio y otro de Saturno, al viajar cerca de Marte, vieron dos lunas que hacen de satélites de Marte y que habían escapado a las miradas de los astrónomos:

«A salir de Júpiter atravesaron un espacio de cerca de cien millones de leguas, y costearon el planeta Marte, el cual, como todos saben es cinco veces más pequeño que nuestro glóbulo, y vieron dos lunas que sirven a este planeta y no han podido descubrir nuestros astrónomos». Voltaire, 1752.

La explicación de tanta “visión anticipada” está en el hecho de que ambos escritores conocían las tres leyes de Kepler sobre el movimiento de los planetas. Según estas leyes, si la Tierra tenía un satélite y Júpiter cuatro (los satélites galileanos), Marte debía tener dos, lo que llenaría el hueco de la serie geométrica. Naturalmente, esta teoría carece de fundamento; sin embargo, en el caso del planeta Marte, esta conjetura terminó convirtiéndose en una afortunada coincidencia.

Fobos, satélite de Marte (características)

2025-01-04T00:00:00+00:00

Fobos es el mayor de los dos satélites naturales del planeta Marte. Además de su tamaño, destaca por ser el más cercano al planeta, orbitando a unos 5986 km de la superficie marciana. Su forma es irregular, con un aspecto muy similar al de un asteroide. Fue descubierto el 18 de agosto de 1877 por Asaph Hall, quien eligió su nombre inspirado en el libro XV de la Ilíada, donde el dios de la guerra (Ares en la mitología griega, Marte en la romana) invoca al miedo.

El otro satélite natural de Marte es Deimos.

El satélite Fobos. Foto realizada el 23 de marzo de 2008 por el Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA. Crédito de imagen: NASA/JPL-Caltech/University of Arizona.

Una de las características más interesantes de Fobos es la velocidad de su período orbital, mucho más rápida que la velocidad de rotación del planeta Marte, lo que le convierte en uno de los satélites con el período orbital sideral más corto del sistema solar. Debido a esta rápida traslación alrededor de Marte y a su cercanía, sale y se pone aproximadamente dos veces por cada día marciano.

Características físicas de Fobos:

Parámetro	Valor
Tamaño	25,90×22,60×18,32 km
Diámetro medio	22,16 km
Volumen	5695 km³
Masa	1,06×10¹⁶ kg
Densidad	1,861 g/cm³

Datos orbitales:

Parámetro	Valor
Excentricidad de la órbita	0,0151
Perihelio (distancia mínima al Sol)	9234,42 km
Afelio (distancia máxima al Sol)	9517,58 km
Semieje mayor	9376 km
Velocidad orbital media	2,14 km/s
Período orbital sideral	7 h 39 m 21,6 s
Inclinación orbital respecto a la eclíptica	1,093°

Datos de rotación:

Parámetro	Valor
Período de rotación sideral	7 h 39 m 21,6 s
Velocidad de escape	11,39 m/s

Además, este satélite es uno de los objetos menos reflectantes del sistema solar, con un albedo de solo 0,071. La temperatura de su superficie varía entre los -4 °C en la cara iluminada por el Sol y los -112 °C en el lado de la sombra.

Su apariencia está dominada por el cráter Stickney, con un diámetro de 10 km. Por la cantidad de cráteres presentes en su superficie se calcula que su edad puede tener unos 3000 millones de años, algo inferior a la del sistema solar. En esencia, sus propiedades son muy similares a la de Deimos, aunque ambos cuerpos, estudiados con detalle, presentan ciertas características diferenciales.

Nuestros conocimientos sobre Fobos podrían ser más detallados si no fuera por algunas misiones que fracasaron en el pasado. En 1988 los rusos lanzaron dos sondas equipadas con módulos de aterrizaje y perforación. Una de ellas, Phobos 1, se perdió por una orden errónea enviada desde la Tierra. La segunda, Phobos 2, se quedó sin contacto cuando faltaba poco para el aterrizaje en Fobos.

Forma y tamaño

Las imágenes de Fobos lo muestran como un objeto de forma irregular. Al comparar este satélite con otros cuerpos del sistema solar, recuerda a un asteroide similar a (951) Gaspra o (243) Ida. Se asimila a un elipsoide triaxial, con un tamaño de 25,90×22,60×18,32 km. Tiene un diámetro medio de 22,16 km.

El volumen de Fobos alcanza los 5695 km³, más de cinco veces el volumen que tiene su hermano pequeño, Deimos. No obstante, con una masa de 1,06×10¹⁶ kg no posee la suficiente como para poder adoptar una forma esférica bajo su propia gravedad. En cuanto a su densidad, es de 1,861 g/cm³.

Órbita y rotación

La órbita de Fobos tiene una excentricidad de 0,0151, por tanto puede decirse que su forma es muy próxima a la de un círculo. La distancia más cercana (periapsis) al planeta Marte mide 9234,42 km, mientras que la más lejana alcanza los 9517,58 km. De estos valores se deduce que su semieje mayor es de 9376 km.

Teniendo en cuenta que el radio medio de Marte mide 3390, la distancia que hay entre su superficie y Fobos es de 5986 km. Este dato lo convierte en el satélite que se encuentra más cerca de su planeta en todo el sistema solar.

Fobos sobre el planeta Marte. Crédito de imagen: ESA/DLR/FU Berlin/Andrea Luck.

A causa de esta baja distancia orbital, Fobos posee otra propiedad singular: como se halla a una altura inferior a la de una órbita sincrónica, aparece por occidente y se pone por oriente. Desde que sale hasta que se esconde se mueve de forma rápida a través del cielo marciano, en unas 4 horas y 15 minutos.

Esto ocurre aproximadamente dos veces por cada día marciano a causa de su rápido movimiento orbital. Tras esconderse, pasarán aproximadamente 11 horas y 6 minutos hasta que vuelva a aparecer por el horizonte occidental, debido a la interacción entre la rotación de Marte y su órbita rápida.

En realidad, para cada planeta existe una distancia orbital específica en la cual el período orbital de un satélite iguala el período de rotación del planeta. En el caso de la Tierra, esta distancia es de 36000 km. Un satélite que estuviese a esta distancia giraría alrededor de nuestro planeta en un día y, por tanto, se encontraría siempre sobre la vertical de un mismo punto de la superficie terrestre. Respecto a este punto, el satélite ni saldría ni se pondría nunca, siempre estaría fijo en la misma posición.

Un satélite que estuviese a una distancia superior, como nuestra Luna, tendría una velocidad angular inferior, lo que significa que, para dar una vuelta completa alrededor del planeta, emplearía un tiempo superior a un día, tiempo que, en el caso de la Luna, es de casi un mes: por eso la vemos aparecer en oriente y ponerse en occidente. Si la distancia fuese inferior a la que requiere la órbita síncrona, ocurriría lo contrario. Éste es el caso de Fobos.

Además, su período orbital sideral, que es de 7 h 39 m 21,6 s, está completamente sincronizado con su período de rotación. Es el típico efecto de las fuerzas de marea: actúan cuando dos objetos interaccionan, como en un sistema planeta-satélite.

Este efecto que también es conocido como acoplamiento de marea o rotación sincrónica sucede de igual forma entre la Luna y la Tierra, y en muchos otros satélites. El período de rotación coincide con el de revolución. Como resultado, estos satélites siempre muestran la misma cara a sus planetas.

Superficie

En la superficie de Fobos se encuentra el gigantesco cráter Stickney que, con un diámetro de 10 km, equivale a más de un tercio de la dimensión máxima de todo el satélite. Se trata de un cráter de impacto provocado por una colisión que lo sacudió hasta el punto de amenazar con destruirlo por completo.

El cráter Stickney. Crédito de imagen: NASA/JPL-Caltech/University of Arizona.

De este enorme cráter parten numerosas estrías que atraviesan la superficie de Fobos, de un extremo a otro. Presumiblemente, se deben al choque que dio origen al cráter Stickney, y no son más que gigantescas fracturas producidas por el impacto. Sus dimensiones tienen un ancho que puede variar entre 100 y 200 m, lo que equivaldría a la longitud de un campo de fútbol.

Hay otros dos grandes cráteres producidos por colisiones, como es el caso de Hall y Gulliver, pero su diámetro supera por poco los 5 km. Muchos de los cráteres de Fobos se han nombrado en memoria de astrónomos relacionados con este satélite, pero también con nombres de personajes y lugares de la novela «Los viajes de Gulliver» de Jonathan Swift. También hay una cresta denominada «Kepler dorsum» en memoria del astrónomo Johannes Kepler.

Regolito

Fobos está cubierto por una capa de regolito, es decir, detritos cuyo espesor se calcula en un centenar de metros. Es difícil explicar de qué modo este pequeño cuerpo ha podido cubrirse con un depósito tan grueso.

Para explicar esto se han sugerido varias hipótesis, sin embargo ninguna es totalmente satisfactoria. Por ejemplo, se ha pensado en una influencia del campo gravitatorio de Marte. También se ha pensado en una acción de «barrendero» ejercida por Fobos, que habría recogido el polvo a lo largo de su órbita. Pero en ambos casos existen argumentos en contra muy válidos.

Otra explicación es que el material que recubre el satélite habría sido producido por los impactos que originaron los cráteres de la superficie. Pero esta hipótesis olvida la baja gravedad superficial del cuerpo, que es de una milésima parte de la terrestre. De hecho, el problema del regolito de Fobos sigue siendo un misterio.

Descubrimiento

El satélite Fobos fue descubierto por el astrónomo estadounidense Asaph Hall (1829-1907) el 18 de agosto de 1877 utilizando el telescopio refractor del Observatorio Naval de los Estados Unidos, ubicado en Washington.

Una afortunada coincidencia

No obstante, tanto la existencia de Fobos y Deimos ya se conjeturaba antes de ser descubiertos, de acuerdo con una hipótesis que hoy en día carece de fundamento. Según una de las teorías de Kepler, si la Tierra tenía un satélite y Júpiter tenía cuatro (los satélites galileanos), Marte debía tener dos, completando así una supuesta serie geométrica. Esta idea inspiró las conjeturas de dos escritores.

Uno de los escritores fue el irlandés Jonathan Swift, quien en su libro «Los viajes de Gulliver» describe a unos científicos de Laputa, una isla voladora, que afirmaban que Marte poseía dos lunas. El otro escritor fue Voltaire en su obra «Micromegas», donde relata como un habitante de Sirio y otro de Saturno vieron, al pasar cerca de Marte, dos lunas que hacen de satélites de este planeta.

Friedrich Wilhelm Bessel y la astrometría moderna

2024-12-27T00:00:00+00:00

Friedrich Wilhelm Bessel fue un astrónomo y matemático alemán que calculó la distancia a una estrella por primera vez mediante la técnica de paralaje estelar, siendo así uno de los observadores astronómicos más hábiles de su tiempo. Nació el 22 de julio de 1784 en Menden (Reino de Prusia, hoy Alemania) y falleció el 17 de marzo de 1846 en Königsberg (ahora Kaliningrado, en Rusia).

Bessel también supervisó la construcción del Observatorio de Königsberg, del que terminó siendo director. Además, hizo grandes contribuciones a las matemáticas y la mecánica celeste. Por ejemplo, generalizó las «funciones de Bessel», que habían sido descubiertas por el matemático Daniel Bernoulli.

Retrato de Friedrich Wilhelm Bessel realizado por Johann Eduard Wolff el 1844.

En astronomía, Bessel es reconocido como el fundador de la astrometría moderna gracias al refinamiento del catálogo de estrellas de James Bradley. También su cálculo del paralaje de la estrella 61 Cygni marcó un hito en la historia de la ciencia porque demostró la inmensidad de las distancias cósmicas.

Incluso fue importante en la geodesia, pues realizó un avance crucial al determinar la forma de la Tierra como un esferoide oblato, contribuyendo significativamente al conocimiento de la forma y las dimensiones de nuestro planeta.

En 1812 se casó con Johanna Hagen (1794-1885), hija del químico y farmacéutico Karl Gottfried Hagen. Tuvieron dos hijos y tres hijas. Su hijo mayor, Wilhelm (1814-1840), se convirtió en arquitecto pero murió pronto, en 1840. Su hijo menor murió poco después de nacer. Sus tres hijas se llamaban Marie (1816-1902), Elisabeth (1820-1913) y Johanna (1826-1856), que se casó con un político.

Vida y formación

Bessel fue el segundo hijo de una familia numerosa: tuvo dos hermanos y seis hermanas. Su padre, Carl Friedrich Bessel, era abogado y trabajaba como secretario del gobierno. Su madre, Friederike Ernestine (de soltera, Schrader), era hija de un pastor en la pequeña localidad de Rehme.

A los 14 años abandonó la escuela porque no le gustaba la educación en lengua latina. En 1799 empezó a trabajar como aprendiz en una empresa mercantil de importación y exportación, en Bremen. Los requisitos del trabajo lo llevaron a usar sus habilidades matemáticas en la resolución de problemas de navegación. Esto a su vez avivó su interés por la astronomía y la mecánica celeste.

Monumento escultural en homenaje a Friedrich Wilhelm Bessel, en la ciudad de Bremen. Con un toque de humor, el huevo hace referencia a la forma de la Tierra calculada por Bessel.

Además de aprender contabilidad, se formó en geografía, navegación, matemáticas y astronomía. En 1804 se puso en contacto con Heinrich Wilhelm Olbers, un oftalmólogo alemán que, a pesar de ser astrónomo aficionado, descubrió varios cuerpos celestes y calculó la órbita de varios cometas.

Contacto con Olbers

Bessel quería pedirle a Olbers su opinión sobre un cálculo de la órbita del cometa Halley (1P/Halley) utilizando datos de las observaciones realizadas por el astrónomo y matemático inglés Thomas Harriot en 1607. Olbers reconoció sus habilidades matemáticas y se convirtió en su mentor.

Este encuentro inspiró a Bessel para dedicarse a la astronomía. En 1806, Olbers recomendó a Bessel para un puesto como asistente en el observatorio privado de Johann Hieronymus Schröter, en Lilienthal, cerca de Bremen. En este observatorio analizó y clasificó, por sugerencia de Olbers, las posiciones de las 3222 estrellas del catálogo del astrónomo inglés James Bradley.

El Observatorio de Königsberg

En el análisis y clasificación de las observaciones de James Bradley de 3222 estrellas, Bessel demostró una gran precisión. Su trabajo no pasó desapercibido para el rey Federico Guillermo III de Prusia, que en 1810 lo nombró director del nuevo Observatorio Königsberg, fundado el mismo año.

Foto del Observatorio de Königsberg. No quedan fotos actuales, ya que fue destruido por un bombardeo en 1944, durante la Segunda Guerra Mundial.

Bessel empezó a dar conferencias el verano de 1810, aunque el observatorio no fue completado hasta 1813. También trabajó como profesor de astronomía en la Universidad de Königsberg. Compaginó ambas profesiones durante el resto de su vida, a pesar de quejarse continuamente del clima local.

Profesor en la universidad

Durante sus 36 años en Königsberg, Bessel enseñó a muchos estudiantes en la Universidad de Königsberg —también conocida como la «Albertina»—, entre los que se puede mencionar Friedrich Argelander, Carl Steinheil y Heinrich Schlüter. Fue entonces cuando desarrolló las funciones de Bessel, descubiertas con anterioridad por el matemático Daniel Bernoulli.

Dibujo de la Universidad de Königsberg, aproximadamente en 1850.

Algunos profesores veteranos cuestionaron el derecho de Bessel a enseñar matemáticas sin tener un título académico que avale sus conocimientos. Entonces recurrió a su amigo Carl Friedrich Gauss, que en 1811 le concedió el título de doctor honoris causa a través de la Universidad de Gotinga.

Astrometría

Desde el observatorio de Schröter, Bessel hizo un importante refinamiento del catálogo de estrellas de James Bradley. Con estas mejoras, el catálogo se convirtió en un recurso más preciso para la astronomía y la navegación. Este refinamiento consolidó las bases para el desarrollo de la astrometría moderna, y en 1811 la Academia de Ciencias de Francia le concedió el Premio Lalande.

En 1813, tras la puesta en funcionamiento del Observatorio de Königsberg, Bessel retomó los datos de Bradley para llevar a cabo un análisis más detallado y profundo. Este esfuerzo culminó el 1818 con la publicación de la obra «Fundamenta astronomiae pro anno 1755», donde organizó y refinó los datos en un sistema de referencia extremadamente preciso para la época fija 1755.

A partir de 1819, Bessel determinó la posición de más de 50000 estrellas con un «círculo de meridianos de Reichenbach». Para realizarlo contó con la ayuda de algunos de sus estudiantes más cualificados.

El paralaje de 61 Cygni

Un gran logro de Bessel fue determinar con precisión el paralaje de la estrella 61 Cygni, en la constelación del Cisne. Lo hizo utilizando un «heliómetro de Fraunhofer». El resultado fue 0,314 segundos de arco, lo que indicaba que esta estrella se encuentra a 10,3 años luz de distancia. Publicó los resultados en 1838. Hoy sabemos que la distancia real es de 11,4 años luz.

Heliómetro de Fraunhofer utilizado por Bessel.

Otros astrónomos de la época también midieron paralajes de forma casi simultánea: Friedrich Georg Wilhel Struve midió el paralaje de la estrella Vega (α Lyr), y Thomas Henderson midió el de Alfa Centauri (α Cen). Pero el trabajo de Bessel ha sido sin duda el más influyente por la precisión y el rigor de su método.

La forma de la Tierra

En 1831, Bessel recibió el encargo por parte del rey prusiano de realizar un estudio geodésico en Prusia Oriental. Para esta labor, colaboró con el destacado geodesta alemán Johann Jacob Baeyer, combinando técnicas de pecision astronómica y de topografía avanzadas. Los resultados fueron publicados en 1838.

Esferoide oblato con la proporción exagerada.

En 1841 dio un paso más, ya que tras analizar las diferencias entre las coordenadas geodésicas y astronómicas, logró calcular la forma de la Tierra como un esferoide oblato, es decir, una esfera achatada por los polos. Como resultado obtuvo una elipticidad de 1/299, un cálculo muy preciso para la época.

Estrellas binarias

Utilizando un nuevo círculo meridiano diseñado por el astrónomo alemán Adolf Repsold, Bessel pudo detectar desviaciones en los movimientos de las estrellas Sirio y Procyon, que son las dos estrellas más brillantes de las constelaciones del Can Mayor y el Can Menor, respectivamente.

Bessel edujo que estas desviaciones debían ser causadas por la atracción gravitatoria de compañeros invisibles. Su anuncio en 1844 sobre el «compañero oscuro» era una afirmación correcta basada en mediciones posicionales. Esto llevó al descubrimiento de Sirio B en 1862 y Procyon B en 1896.

El rol de Bessel en el hallazgo de Neptuno

En 1825, Bessel propuso la elaboración de las Berliner Akademische Sternkarten («Cartas Estelares Académicas de Berlín»), un proyecto internacional dirigido por la Real Academia Prusiana de las Ciencias. El objetivo era crear un mapa del cielo con las posiciones precisas de las estrellas y otros objetos.

Usando estas cartas y basándose en las predicciones del astrónomo francés Urbain Le Verrier, el astrónomo alemán Johann Gottfried Galle identificó el planeta Neptuno en 1846. Por lo tanto, aunque Bessel no participó de forma directa en este hallazgo, su influencia fue crucial: su impulso al proyecto de las cartas estelares sumado a sus avances en la precisión de las mediciones astrométricas sentaron las bases para uno de los mayores logros de la astronomía del siglo XIX.

Cronología resumida de la vida de Bessel

La siguiente tabla muestra de forma resumida los eventos más significativos de la vida de Bessel, ordenados cronológicamente.

Año	Suceso
1784	Bessel nace en Minden el 22 de julio.
1799	Empieza a trabajar en una empresa de importación y exportación.
1804	Pide opinión a Olbers sobre sus cálculos orbitales.
1806	Se convierte en asistente de Schröter en el observatorio de Lilienthal.
1810	Empieza a trabajar en el Observatorio de Königsberg. Se convierte en profesor en la Universidad de Königsberg.
1812	Se casa con Johanna Hagen.
1825	Propone la creación de las Berliner Akademische Sternkarten.
1831	Realiza un estudio geodésico en Prusia Oriental.
1838	Calcula el paralaje de la estrella 61 Cygni.
1841	Determina la forma de la Tierra.
1844	Afirma que Sirio puede tener un «compañero oscuro».
1846	Bessel fallece en Königsberg el 17 de marzo.

Publicaciones de Bessel

1810: Untersuchungen über die scheinbare und wahre Bahn des im Jahre 1807 erschienenen grossen Kometen («Investigaciones sobre la trayectoria aparente y real del gran cometa aparecido en el año 1807»).
1815: Untersuchung der Größe und des Einflusses des Vorrückens der Nachtgleichen («Investigación sobre la magnitud e influencia del avance de los equinoccios»).
1818: Fundamenta astronomiae pro anno 1755 («Fundamentos de la astronomía para el año 1755»).
1828: Untersuchungen über die Länge des einfachen Secundenpendels («Investigaciones sobre la longitud del péndulo simple de un segundo»).
1832: Versuche über die Kraft mit welcher die Erde Körper von verschiedener Beschaffenheit anzieht («Experimentos sobre la fuerza con la que la Tierra atrae cuerpos de diferentes naturalezas»).
1838: Bestimmung der Entfernung des 61sten Sterns des Schwans («Determinación de la distancia de la estrella 61 Cygni»).
1838: Gradmessung in Ostpreußen und ihre Verbindung mit Preußischen und Russischen Dreiecksketten («Medición de grados en Prusia Oriental y su conexión con las cadenas de triángulos prusianas y rusas»).
1839: Darstellung der Untersuchungen und Maaßregeln, welche, in 1835 bis 1838, durch die Einheit des Preußischen Längenmaaßes veranlaßt worden sind («Exposición de las investigaciones y medidas que, entre 1835 y 1838, fueron motivadas por la unificación de la medida de longitud prusiana»).
1841-1842: Astronomische Untersuchungen («Investigaciones astronómicas»).
1815-1844: Astronomische Beobachtungen auf der Königlichen Universitäts-Sternwarte zu Königsberg («Observaciones astronómicas en el Real Observatorio Universitario de Königsberg»).
1875-1876: Abhandlungen von Friedrich Wilhelm Bessel («Tratados de Friedrich Wilhelm Bessel», publicación póstuma en tres volúmenes).

Alexander von Humboldt y la geografía física

2024-12-24T00:00:00+00:00

Alexander von Humboldt fue un destacado geógrafo alemán que contribuyó en muchos campos, como la astronomía, la biología y la ciencias naturales en general. Debido a la influencia de su trabajo es considerado unos de los fundadores de la geografía física. Nació el 14 de septiembre de 1769 en Berlín (Reino de Prusia), y falleció el 6 de mayo de 1859 en la misma ciudad.

Retrato de Alexander von Humboldt realizado el 1843.

Aunque su principal logro fue haber establecido las bases científicas de la geografía física, Humboldt contribuyó de forma significativa a las ciencias del espacio. Durante sus extensos viajes desde Europa hasta América del Sur, América Central y Eurasia recopiló mucha información de interés para la ciencia.

De sus observaciones astronómicas en América del Sur se puede destacar la luz zodiacal y la lluvia de meteoritos del 12 de noviembre de 1799. Junto con el astrónomo y matemático alemán Carl Friedrich Gauss realizó esfuerzos para establecer estaciones de observación geomagnética, teniendo así un papel crucial en la creación de un nuevo observatorio astronómico en Berlín.

A lo largo de su vida, Humboldt ganó una buena reputación, hasta convertirse en uno de los hombres más famosos de Europa. Eso le llevó a ser elegido miembro de algunas instituciones académicas más importantes del mundo.

Por ejemplo, en 1804 fue admitido miembro de la Academia de Ciencias de Francia, en 1805 entró en la Academia de Ciencias de Prusia, en 1810 pasó a ser miembro extranjero de la Real Academia Sueca de Ciencias, en 1815 ingresó como miembro de la Royal Society de Londres, y en 1822 lo hizo como extranjero en la Academia Estadounidense de las Artes y las Ciencias, entre otras.

Vida y formación

Humboldt nació en una familia aristocrática alemana y recibió una educación esmerada. Durante su juventud mostró un interés insaciable por las ciencias naturales y una gran inquietud por viajar y explorar.

Su padre, Alexander Georg von Humboldt, era oficial del ejército de Federico II el Grande. Su madre, Marie-Elisabeth von Humboldt, procedía de una familia de clase alta; además, heredó una fortuna al quedar viuda de su anterior esposo. El pequeño Alexander tenía un hermano dos años mayor llamado Wilhelm.

Tanto Alexander como su hermano recibieron la educación primaria en su hogar, el Palacio Tegel, también conocido como Palacio Humboldt. Algunos de sus tutores particulares estimularon su afición por la naturaleza. También recibieron clases de dibujo y pintura. Cuando Alexander tenía solo 10 años, su padre falleció. Esto no limitó su enorme interés por las ciencias naturales.

Palacio Tegel, patrimonio de la familia Humboldt.

La madre de Humboldt había quedado viuda por partida doble, por lo que optó por llevar una vida más modesta con el fin de dedicar los recursos suficientes a la educación de sus dos hijos. Esto les concibió una formación muy sólida, también en derecho, filosofía y lenguas, tanto modernas como antiguas.

El joven Humboldt deseaba realizar una carrera de índole militar, aunque su familia procuró mantenerlo alejado de esta idea. A principios de 1790 realizó uno de sus primeros viajes formativos, recorriendo el río Rin hasta los Países Bajos. Este viaje despertó su interés por la exploración de otros continentes.

Humboldt estudió en varios centros educativos: la Universidad Viadrina de Frankfurt del Óder (1787), la Universidad de Gotinga (1789) y en la Escuela de Minas de Freiberg (1791), que actualmente es una universidad.

Etapa minera

En 1792 se graduó en la Escuela de Minas, por lo que ese mismo año empezó a trabajar como inspector de minas, siendo designado en un departamento del gobierno. En esta etapa fue el responsable de la modernización de las técnicas de extracción y el monitoreo de las minas en Franconia.

En 1794 visitó la Universidad de Jena con el objetivo de contactar con intelectuales afines a las ciencias naturales. Así conoció a figuras destacadas como Johann Wolfgang von Goethe o Friedrich Schiller. Sus conversaciones con Goethe avivaron el interés de ambos por el pensamiento científico.

El trabajo como inspector de minas terminó tras 5 años, cuando en 1797 falleció su madre. Con los fondos económicos de su herencia se lanzó de lleno a realizar sus ambicionados viajes científicos. El año siguiente Humboldt se dirigió a París, que en esta época era el centro intelectual de Europa.

Expedición por América

Durante su estancia en París conoció y entabló amistad con destacados científicos, como el médico y botánico Aimé Bonpland y el astrónomo y físico François Arago, ambos franceses. El encuentro con Bonpland fue clave para planificar las expediciones científicas que ambos llevarían a cabo.

Alexander von Humboldt y Aimé Bonpland en la selva amazónica. Retrato realizado por el artista Eduard Ender en 1850.

La fama de Humboldt proviene sobre todo de su ambicioso viaje en el continente americano. Este viaje duró entre los años 1799 y 1804, y lo realizó acompañado por el botánico Aimé Bonpland, con el que recorrió unos diez mil kilómetros de distancia divididos en tres etapas geográficas. En la dos primeras etapas visitaron la zona de América del Sur y en la tercera visitaron América Central.

Nueva etapa en Europa

Entre los años 1804 y 1827 se estableció en París y se dedicó a recopilar y publicar el material recogido en su expedición. Toda la información recopilada se publicó en francés en 33 volúmenes bajo el título «Viaje a las regiones equinocciales del Nuevo Continente». Bonpland también colaboró en su obra.

En 1827, Humboldt regresó a su ciudad natal, Berlín. El rey Federico Guillermo III de Prusia lo nombró chambelán, un cargo de funcionario oficial que se ocupa de realizar los servicios domésticos y diplomáticos del soberano. Esto lo convirtió en uno de los principales consejeros del Rey de Prusia.

Expedición por Eurasia

Dos años más tarde recibió un encargo por parte de Nicolás I, zar del Imperio ruso y rey de Polonia. Se le encargó hallar nuevos yacimientos de platino, oro y otros minerales en los montes Urales, donde también encontró diamantes. Este viaje empezó en mayo de 1829, partiendo desde San Petersburgo.

Humboldt siguió hasta la Siberia Occidental para realizar estudios climáticos, ecológicos y culturales. En el río Amur, cerca de la frontera entre Rusia y China, realizó observaciones sobre la variedad biológica y la geografía. También exploró el macizo de Altái y el mar Caspio. Terminó el mismo año, el 1829.

En sus libros sobre esta expedición alertó del peligro que supone para el ecosistema la destrucción de los bosques y la producción de ganadería intensiva, porque se vaciaban los lagos. Además, fue el primer científico en advertir sobre el calentamiento global, y mencionó las grandes concentraciones de gas y vapor producidas en las explotaciones industriales.

Aunque este viaje es menos conocido que el de América, fue igualmente trascendental. No solo permitió expandir el conocimiento sobre la geografía de Eurasia, sino que sentó las bases para futuros estudios geológicos y climáticos, influenciando así la ciencia de la época y el desarrollo regional.

Últimos años

Humboldt dedicó los últimos 25 años de su vida a la redacción de su obra sobre astronomía, «Cosmos». Se trata de una obra monumental en la que intentó unir todas las ciencias naturales bajo una sola perspectiva.

Después de haber gastado toda su fortuna, a los 89 años falleció en Berlín por complicaciones de su avanzada edad. Su muerte fue considerada una gran pérdida para la comunidad científica y cultural de la época, por lo que fue homenajeado por instituciones y personalidades de todo el mundo.

La obra Cosmos

La obra maestra de Humboldt, Cosmos, retrata las ciencias naturales de su época, fundamentándose en su profunda comprensión de los diversos problemas que surgen de una multiplicidad de disciplinas científicas. Con esta obra se consolidó como uno de los grandes pensadores universales de todos los tiempos.

Los planetas del sistema solar, según una versión de Cosmos de 1861.

Durante los años que dedicó al estudio y elaboración de esta obra, buscó la ayuda de varios especialistas en dibujo. También tuvo correspondencia con otros astrónomos relevantes de su época, como Friedrich Wilhelm Bessel, Heinrich Christian Schumacher, Johann Franz Encke o Johann Gottfried Galle.

Lejos de ser una obra de divulgación de las ciencias naturales, Cosmos es una exigente representación de la Tierra y los cielos. El relato astronómico comienza con la descripción del cielo estrellado, abarcando los planetas y sus satélites, los cometas y los asteroides, pasando después a las estrellas individuales para culminar con la Vía Láctea y las nebulosas.

Las estrellas en la esfera celeste, según una versión de Cosmos de 1861.

Humboldt realizó una serie de conferencias públicas en Berlín con el fin de presentar la obra Cosmos, que causó una gran sensación. Este éxito también se debió a la brillante combinación de la precisión científica con un uso vívido y poético del lenguaje. El libro fue comprado y leído con entusiasmo. Con esta obra, Humboldt se aseguró un lugar altamente reconocido en la historia de la astronomía.

Cronología resumida de la vida de Humboldt

La siguiente tabla muestra de forma resumida los eventos más significativos de la vida de Humboldt, ordenados cronológicamente.

Año	Suceso
1769	Humboldt nace en Berlín el 14 de septiembre.
1787	Ingresa en la Universidad Viadrina de Frankfurt del Óder.
1789	Ingresa en la Universidad de Gotinga.
1790	Realiza un viaje formativo hasta los Países Bajos.
1791	Ingresa en la Escuela de Minas de Freiberg.
1792	Comienza a trabajar como inspector de minas.
1794	Visita la Universidad de Jena para hacer contactos.
1797	Su madre fallece.
1798	Se traslada a París.
1799	Inicia la exploración del continente americano.
1804	Regresa a París para estudiar la información recogida.
1827	Regresa a Berlín. Es nombrado chambelán del Rey de Prusia.
1829	De mayo a noviembre de 1829 explora Eurasia.
1830	Comienza a escribir la obra «Cosmos».
1859	Humboldt fallece en Berlín el 6 de mayo.

Publicaciones de Humboldt

Muchas de las obras de Alexander von Humboldt reflejan el monumental esfuerzo que realizó con el objetivo de catalogar la naturaleza. A continuación se describen las obras más significativas del autor:

1790: Mineralogische Beobachtungen über einige Basalte am Rhein. Su viaje formativo a los Países Bajos resultó en un tratado de las observaciones mineralógicas sobre varios basaltos en el río Rin.
1793: Florae Fribergensis specimen plantas cryptogramicus praesertim subterraneas exhibens. Esta obra contiene las observaciones sobre las plantas subterráneas realizadas cuando era inspector de minas.
1805: Essai sur la géographie des plantes («Ensayo sobre la geografía de las plantas»).
1808: Tableaux de la nature («Cuadros de la naturaleza»).
1808: Recueil d’observations astronomiques («Recopilación de observaciones astronómicas»).
1808: Aspects of Nature («Aspectos de la naturaleza»).
1810: Vue des Cordillères et monuments des peuples indigènes de l’Amérique («Vista de la Cordillera y monumentos de los pueblos indígenas de América»).
1811: Atlas géographique et physique du royaume de la Nouvelle Espagne («Atlas geográfico y físico del virreinato de la Nueva España»).
1811: Essai politique sur le royaume de la Nouvelle Espagne («Ensayo político sobre el reino de Nueva España»).
1807-1834: Voyage aux régions équinoxiales du Nouveau Continent («Viaje a las regiones equinocciales del Nuevo Continente»). Esta obra está compuesta por 33 volúmenes.
1814-1834: Examen critique de l’histoire de la géographie du Nouveau Continent («Examen crítico de la historia de la geografía del Nuevo Continente»).
1817: De distributione geographica plantarum secundum cæli temperiem et altitudinem montium. Estudios sobre la distribución geográfica de las plantas según el clima y la altitud de las montañas.
1826: Essai politique sur l’île de Cuba («Ensayo político de la isla de Cuba»).
1845-1862: Kosmos: Entwurf einer physischen Weltbeschreibung («Cosmos: Ensayo de una descripción física del mundo»). Se trata de 5 volúmenes publicados el 1845, 1847, 1850, 1858 y 1862 (publicación póstuma).

Heinrich Wilhelm Olbers y el estudio de los cometas

2024-12-21T00:00:00+00:00

Heinrich Wilhem Olbers fue un astrónomo, matemático y médico alemán conocido por sus contribuciones a la astronomía: descubrió dos asteroides (Palas y Vesta), cuatro cometas y formuló la «paradoja de Olbers». Siempre destacó por su brillantez en las matemáticas. Nació el 11 de octubre de 1758 en Arbergen, cerca de Bremen (hoy Alemania), y falleció el 2 de marzo de 1840 en Bremen.

Durante la mayor parte de su vida ejerció como médico en Bremen, profesión que compaginó con su mayor afición: la astronomía. Desde pequeño ya tuvo interés en el cosmos y nunca lo perdió. Esto lo convirtió en uno de los primeros astrónomos aficionados que realizaron descubrimientos significativos.

Estatua de Heinrich Wilhelm Olbers en Bremen, Alemania.

Olbers planteó una paradoja que es una pregunta fundamental en la cosmología: si el universo es infinito y lleno de estrellas, ¿por qué el cielo nocturno es oscuro? Aunque no llegó a resolver este enigma, su trabajo motivó investigaciones posteriores sobre la naturaleza del cosmos y de la luz.

A pesar de que no era un astrónomo profesional en el sentido formal de la época, puesto que se dedicaba a la medicina, su trabajo en astronomía fue comparable, en muchos aspectos, al de muchos astrónomos profesionales. Por este motivo también era muy respetado por sus conocidos en el ámbito astronómico.

A lo largo de su carrera llegó a ser miembro de las instituciones científicas más prestigiosas de Europa, entre las que se puede destacar la Academia Alemana de las Ciencias Naturales Leopoldina (1797), la Royal Society de Londres (1804), la Real Academia de Artes y Ciencias de los Países Bajos (1809), la Academia Estadounidense de las Artes y las Ciencias (1822) o la Real Academia de las Ciencias de Suecia (1827); las dos últimas como miembro extranjero.

Vida y formación

Olbers nació en una familia numerosa, siendo el octavo de dieciséis hijos, por lo que tuvo 15 hermanos. Su padre se llamaba Johann Georg Olbers y era un pastor protestante que trabajaba en Arbergen. En 1760 se trasladaron a Bremen, ya que su padre fue nombrado para trabajar en la catedral de esta ciudad.

Entonces empezó sus estudios en el Athenaeum de Bremen, y a partir de 1771 en el Gymnasium illustre. No obstante, este último carecía de ciencias exactas, por lo que tuvo que estudiar matemáticas por cuenta propia. Su interés por la astronomía empezó seguramente con 10 años, al quedar fascinado tras observar el Gran Cometa de 1769, conocido como C/1769 P1 (Messier).

Entre sus primeras incursiones a la astronomía se encuentra el cálculo de un eclipse solar que ocurrió en 1774.

En 1777 empezó a estudiar medicina en la Universidad de Gotinga, donde también asistió a clases de matemáticas y física. Realizó su tesis sobre el ojo humano, un tema que está muy vinculado con la óptica.

Foto de la fachada principal de la Universidad de Gotinga.

En 1780 se graduó en medicina, especializado en oftalmología. En 1781 se fue a Viena para practicar en hospitales, y aprovechó para visitar el Observatorio de Viena. A finales del mismo año regresó a Bremen, donde abrió una consulta médica, donde pronto tuvo una buena reputación como oftalmólogo.

Con el tiempo, Olbers transformó parte de la segunda planta de su casa en Bremen en un pequeño observatorio que estaba equipado con telescopios móviles y buscadores de cometas. Estos telescopios estaban fabricados por reputados expertos en óptica, como John Dollond y Joseph von Fraunhofer.

Los instrumentos ópticos de Olbers. Foto de 1910, autor desconocido.

Por las noches realizaba sus observaciones astronómicas, durmiendo solo cuatro horas. Durante 30 años estuvo compaginando la medicina con la astronomía, manteniendo así una actividad astronómica muy prolífica.

En julio e 1804, el astrónomo alemán Friedrich Wilhelm Bessel se puso en contacto con Olbers para conocer su opinión sobre un cálculo que había realizado de la órbita del cometa Halley. Olbers apreció la calidad de su trabajo y se convirtió en su mentor, inspirándolo para dedicarse a la astronomía.

Olbers se casó dos veces. La primera vez fue el 1785 con Dorothea Elisabeth Köhne, que falleció en 1786 cuando dio a luz de su hija Doris. Más tarde, en 1788, se casó con Anna Adelheid Lürssen, con quien tuvo un hijo. Anna falleció en 1820, mientras que Olbers lo hizo en 1840, dejando un fuerte legado científico.

El descubrimiento y estudio de cometas

A lo largo de su vida, Olbers descubrió cuatro cometas y llegó a calcular la órbita de dieciocho. Basándose en sus propias observaciones, calculó la órbita del cometa C/1779 A1 (Bode), que había sido descubierto por Johann Elert Bode. Olbers realizó un análisis detallado de su trayectoria orbital.

Este trabajo de Olbers fue destacado no solo por la precisión del cálculo, sino también porque lo realizó a una edad temprana, mostrando su alta capacidad para las matemáticas y la comprensión de la mecánica celeste.

El primer cometa que Olbers descubrió fue C/1780 U1 (Montaigne-Olbers), que fue descubierto a la vez por el astrónomo Jacques Leibax Montaigne desde Limoges (Francia). Por tanto, la autoría es compartida por ambos astrónomos. Fue uno de los primeros grandes logros de Olbers en astronomía. Tuvieron que pasar varios años hasta que no descubrió el siguiente cometa: C/1796 F1, en 1796.

En 1797 publicó un tratado sobre cómo calcular la órbita parabólica de un cometa a partir de observaciones. La obra se titula «Sobre el método más sencillo y práctico para calcular la órbita de un cometa a partir de pocas observaciones», que fue reeditada en 1847 y 1864. Este método todavía se usa en la actualidad.

Dos años después, en 1798, Olbers descubrió el cometa C/1798 X1. Aunque lo observó y calculó su órbita, el crédito principal fue otorgado al astrónomo francés Alexis Bouvard, hecho que generó cierta confusión sobre la autoría.

En 1812 propuso la hipótesis de que la cola de los cometas estaba formada por partículas expulsadas del núcleo debido a fuerzas repulsivas del Sol. Hoy en día se sabe que la cola se forma por la presión de la radiación solar. Además, reconoció que la velocidad orbital del cometa y la gravedad solar influían en la forma de su cola, tanto por su longitud como por su dirección.

El cometa más destacado que descubrió fue 13P/Olbers. Hizo el descubrimiento el año 1815 mientras realizaba sus observaciones nocturnas. Este cometa tiene un período orbital de 69,5 años, por tanto, según la clasificación clásica de cometas es el tipo Halley. También conocido como el «cometa de Olbers».

El cometa 13P/Olbers el 11 de agosto de 2024. Crédito de imagen: Don Heffernan.

Tras su descubrimiento, el matemático Carl Friedrich Gauss hizo los primeros cálculos de su órbita. Esta órbita también la calculó Friedrich Wilhelm Bessel, para la que determinó un período orbital de 73 años. En agosto de 1887 fue dibujado por el astrónomo británico William Robert Brooks. Su período orbital se redujo unos 4 años cuando en 1889 se acercó demasiado al planeta Júpiter.

El descubrimiento de Palas y Vesta

Olbers colaboró mucho con el astrónomo alemán Johann Hieronymus Schröter, propietario de un observatorio muy bien equipado en Lilienthal, cerca de Bremen. En 1800, Olbers y Schröter, junto con otros astrónomos de aquella época, como Ferdinand Adolf von Ende, Johann Gildemeister y Karl Ludwig Harding, fundaron la primera sociedad astronómica del mundo, la Vereinigte Astronomische Gesellschaft. Schröter fue el primer presidente de aquella sociedad.

El objeto de esta sociedad era encontrar cuerpos celestes todavía desconocidos en nuestro sistema solar. Lo que hicieron aquellos astrónomos fue dividir el cielo en 24 secciones y examinaron de forma intensiva cerca de la eclíptica.

Olbers tuvo un papel crucial en el redescubrimiento del primer asteroide conocido, Ceres, en 1802. El astrónomo italiano Giuseppe Piazzi fue su descubridor, pero entonces desapareció tras el Sol. Siguiendo los cálculos de Carl Friedrich Gauss, Olbers lo localizó exactamente en el lugar que Gauss había predicho.

A pesar de que Ceres fue descubierto como asteroide, en 24 de agosto de 2006 la UAI lo clasificó como planeta enano.

Luego, el 28 de marzo de 1802 Olbers descubrió Palas. El asteroide Juno fue descubierto por Harding en Lilienthal, el 1 de septiembre de 1804. Finalmente, Olbers descubrió otro asteroide: Vesta, el 29 de marzo de 1807.

Con el descubrimiento de Palas y Vesta, Olbers se convirtió en uno de los primeros astrónomos en identificar objetos del cinturón de Asteroides; además, propuso que el origen de este cinturón podría ser un planeta destruido. Sus contribuciones fomentaron la búsqueda de asteroides por otros astrónomos.

La paradoja de Olbers

La paradoja que Olbers planteó en 1823 es una reflexión sobre el universo que aborda una aparente contradicción lógica. En el caso hipotético de que el universo sea infinito, homogéneo y con un número infinito de estrellas, ¿por qué el cielo nocturno es oscuro? ¿No debería ser brillante y sin regiones oscuras?

Esta reflexión se conoce como la «paradoja de Olbers», aunque otros científicos anteriores, como Johannes Kepler en 1610 y Philippe Loys de Chéseaux en el siglo XVIII, también reflexionaron sobre este problema cosmológico.

Una analogía de esta paradoja sería situarse en el medio de un gran bosque y observar en cualquier dirección. El observador notará como en cualquier línea de visión hay un árbol, tal y como se muestra en la imagen siguiente.

Foto de un bosque de Letonia.

Actualmente hay muchas posibles soluciones que explican este contradicción observacional. En esencia, el cielo nocturno es oscuro porque tiene una edad y un tamaño finitos, estando en constante expansión, lo que reduce de forma significativa la contribución luminosa de las estrellas más lejanas.

Cronología resumida de la vida de Olbers

La siguiente tabla muestra de forma resumida los eventos más significativos de la vida de Olbers, ordenados cronológicamente.

Año	Suceso
1758	Olbers nace en Arbergen el 11 de octubre.
1760	Junto con su familia se traslada a vivir en Bremen.
1771	Empieza sus estudios en el Gymnasium illustre.
1777	Se matricula en la Universidad de Gotinga.
1780	Se gradúa en medicina, especializado en oftalmología. Descubre el cometa C/1780 U1 (Montaigne-Olbers).
1781	Abre su consulta médica en Bremen como oftalmólogo.
1785	Se casa con Dorothea Elisabeth Köhne.
1786	Fallece su esposa al nacer su hija Doris.
1788	Se casa con Anna Adelheid Lürssen.
1790	Nace su hijo Georg Heinrich Olbers.
1796	Descubre el cometa C/1796 F1.
1797	Publica su obra sobre cómo calcular la órbita de un cometa. Es elegido miembro de la Academia Alemana de las Ciencias Naturales Leopoldina.
1798	Descubre el cometa C/1798 X1.
1800	Funda una sociedad astronómica junto con otros astrónomos.
1802	Contribuye al redescubrimiento de Ceres. Descubre el asteroide Palas.
1804	Es elegido miembro de la Royal Society de Londres.
1807	Descubre el asteroide Vesta.
1809	Es elegido miembro de la Real Academia de Artes y Ciencias de los Países Bajos.
1812	Propone la hipótesis de la naturaleza de la cola de los cometas.
1815	Descubre el cometa 13P/Olbers.
1822	Es elegido miembro de la Academia Estadounidense de las Artes y las Ciencias.
1823	Plantea la «paradoja de Olbers».
1827	Es elegido miembro de la Real Academia de las Ciencias de Suecia.
1840	Olbers fallece en Bremen el 2 de marzo.

Publicaciones de Olbers

Olbers publicó la obra Abhandlung über die leichteste und bequemste Methode die Bahn eines Cometen zu berechnen («Sobre el método más sencillo y práctico para calcular la órbita de un cometa a partir de pocas observaciones») el 1797.