Astronomía

(Recuerde que este artículo fue escrito en 1907.)

Definición

La astronomía (del griego astron, estrella; nemein, distribuir) es una ciencia de antigüedad prehistórica, que se originó en las necesidades elementales de la humanidad. Se divide en dos ramas principales, que se distinguen como la “astrometría” y la astrofísica; la primera se ocupa de determinar los lugares de los cuerpos celestes; la segunda, de la investigación de su naturaleza química y física; pero la división es de una fecha bastante reciente (a 1907). Las posibilidades de la vieja ciencia no pudieron fijar las posiciones aparentes de los objetos en la esfera. Tampoco se hizo ningún intento de racionalizar los hechos observados hasta que los griegos construyeron laboriosamente un sistema especulativo, que finalmente fue desplazado por el amplio tejido de la teoría gravitacional.

Mientras tanto la astronomía descriptiva tuvo su origen a partir de la invención del telescopio y las facilidades así provistas para el escrutinio cercano de los habitantes del cielo; mientras que la astronomía práctica ganó continuamente en el refinamiento con la mejora de las artes mecánicas y ópticas. Al presente (1907), se puede decir que la astrofísica ha absorbido a la astronomía descriptiva, y la astrometría necesariamente incluye la investigación práctica. Pero la astronomía matemática basada en la ley de gravedad mantiene su lugar aparte, aunque, para el perfeccionamiento de sus teorías y la ampliación de su ámbito, depende de los avances en las antiguas direcciones y exploraciones en las nuevas.

Astronomía Prehistórica

Los chinos, indios, egipcios y babilonios establecieron temprano sistemas formales de conocimiento astronómico. Probablemente para el tercer milenio a.C. ya los chinos estaban familiarizados con el ciclo de diecinueve años (redescubierto en el año 632 a.C. por Metón en Atenas) por el cual, ya que constaba solo de 235 lunaciones, se armonizaron los años solares y lunares; ellos registraron las apariciones de cometas, observaron los eclipses y emplearon aparatos de medición efectivos. En el siglo XVII los misioneros jesuitas introdujeron a Pekín los métodos europeos. La astronomía india contenía pocos elementos originales. Le asignó prominencia particular al zodíaco lunar, llamado el nakshatras, o mansiones de la luna, contadas variamente a 27 o 28; y éstas, que probablemente se tomaron prestadas de Caldea, sirvieron mayormente para propósitos supersticiosos. Por otro lado, en Egipto se logró una habilidad técnica considerable y se comenzó a usar un sistema de constelaciones de derivación obscura.

Entre las naciones de tiempos antiguos, solo los babilonios lograron sentar las bases de una ciencia progresiva. Por medio de los griegos transmitieron a Occidente la totalidad de su esquema de uranografía, habiendo sido diseñadas sustancialmente nuestras constelaciones familiares en la llanura de Sinar alrededor de 2,800 a.C. También aquí se dio a conocer el “Saros” en una época remota. Este es un ciclo de dieciocho años y diez u once días, el cual provee los medios para predecir la recurrencia de los eclipses. Además, las situaciones cambiantes de los planetas entre las estrellas eran registrados diligentemente y se aseguró una exacta familiaridad con los movimientos del sol y de la luna. La interpretación que hicieron en 1889 los padres Epping y Strassmaier de una colección de tabletas inscritas conservadas en el Museo Británico iluminó vívidamente los métodos de la astronomía babilónica oficial en el siglo II a.C. Eran perfectamente eficaces para el propósito principalmente a la vista, que era la preparación de efemérides anuales que anunciaban eventos celestes esperados y rastreaba por adelantado las rutas de los cuerpos celestes. En 1899 el padre Kugler, SJ, hizo un análisis más detallado de los datos tabulados empleados en el cálculo de la casa de la luna, el cual dio a conocer el hecho sorprendente de que los cuatro períodos lunares —meses sinódicos, siderales, anomalísticos y draconítico— fueron adoptados sustancialmente por Hiparco de sus predecesores caldeos.

Astronomía Griega

Sin embargo, tan pronto la astrología se convirtió en una ciencia característicamente griega sufrió una transformación memorable. Se comenzó a intentar volver inteligibles las apariencias del cielo. De hecho, estos intentos se vieron obstaculizados en gran medida por la suposición de que el movimiento en el espacio debe conducirse de manera uniforme en un círculo, alrededor de una Tierra estacionaria; sin embargo, Apolonio de Perga (250-220 a.C.) resolvió el problema ostensiblemente, y su solución, que fue aplicada por Hiparco para explicar los movimientos del sol y de la luna, fue extendida a los planetas por Claudio Ptolomeo. Esta fue la famosa teoría de excéntricos y epiciclos, que, por el ingenio de su elaboración, se mantuvo firme entre los hombres civilizados durante catorce siglos.

Hiparco, el más grande de los astrónomos antiguos, observó en Rodas (146-126 a.C.), pero se considera que perteneció a la escuela alejandrina. Inventó la trigonometría, y construyó un catálogo de 1080 estrellas, incitado, de acuerdo con la afirmación de Plinio, por una explosión estelar temporal en Escorpión (134 a.C.). Comparando, a medida que avanzaba el trabajo, sus propios resultados con los obtenidos 150 años antes por Timócaris y Aristilo, detectó el lento retroceso entre las estrellas del punto de intersección del ecuador celeste con la eclíptica, que constituye el fenómeno de la precesión de la equinoccios. El circuito se completa en 25,800 años; de ahí que el año trópico, por el que se regulan las estaciones, es más corto que el año sideral por sólo veintiún minutos, y el equinoccio se desplaza hacia atrás para encontrarse con el sol por la cantidad anual de 50.25 pulgadas.

La astronomía griega se materializa en el "Almagesto" de Ptolomeo (el nombre es de derivación mixta griega y árabe), compuesto en Alejandría hacia mediados del siglo II d.C.; se basaba en el principio geométrico. Se suponía que la esfera estrellada con su contenido girase sobre el globo terrestre fijo una vez en veinticuatro horas, mientras que el sol, la luna y los cinco planetas, además de compartir el movimiento común, describían órbitas variamente condicionadas alrededor del mismo centro. El cuerpo de doctrina que inculcó formó parte del caudal de conocimiento universal hasta el siglo XVI. El activo y ejemplar eclesiástico Nicolás Copérnico, canónigo de Frauenburg (1743-1543) emprendió la formidable tarea de demostrar su falsedad y de reemplazarlo con un sistema correspondiente a las verdaderas relaciones del mundo. El tratado en el que lo realizó, titulado "De Revolutione Orbium Coelestium”, vio la luz sólo cuando su autor estaba en agonía, pero una dedicación al Papa Paulo III reservó la protección de la Santa Sede para las nuevas opiniones filosóficamente subversivas que proponía. Denunciados como impíos por Lutero y Melanchton, de hecho, Roma los recibió favorablemente hasta que las desenfrenadas especulaciones de Giordano Bruno (1548-1600) y las imprudentes declaraciones de Galileo Galilei (1564-1642) lanzaron sobre ellas el descrédito teológico.

Astronomía Descriptiva

Se puede decir que la astronomía descriptiva se originó con la invención del telescopio por Hans Lippershey en 1608. Su aplicación al escrutinio de los cuerpos celestes, por Galileo y otros, condujo a la vez a una multitud de descubrimientos sorprendentes. Los satélites de Júpiter, las fases de Venus, las montañas de la luna, las manchas en el sol, los apéndices únicos de Saturno, todos fueron descubiertos con un pequeño instrumento, parecido a unos gemelos de teatro monoculares, y cada uno a su manera formó una revelación significativa y sorprendente; y la percepción de la composición estelar de la Vía Láctea representó el primer paso en la exploración sideral.

Johann Kepler (1571-1630) inventó en 1611, y el padre Scheiner de Ingolstadt (1575-1650) fue el primero en usar, el telescopio refractor moderno; y el curso de descubrimiento posterior correspondió cercanamente al desarrollo de sus poderes. Christian Huygens (1629-95) resolvió )1656) el ansæ de Saturno en un anillo, dividido en dos por Giovanni Domenico Cassini (1625-1712) en 1675. Titán, la mayor de las lunas de Saturno, fue detectada por Huygens en 1655, y cuatro miembros adicionales de la familia cerca de 1684. Simón Mario (1612) dio a conocer la nébula de Andrómeda, y J. B. Cysato, un jesuita suizo, la nebulosa de Orión en el 1618; y se reconocieron algunas pocas variables y múltiples estrellas.

Astronomía Teórica

Sin embargo, la astronomía teórica superó por mucho los logros prácticos del siglo XVII. Kepler publicó las dos primeras de las "Tres Leyes" en 1609, la tercera en 1619. La importancia de estas grandes generalizaciones es:

• (1) que los planetas describen elipses de las cuales el sol ocupa uno de los focos;
• (2) que la línea recta que une cada planeta con el sol (su radio vector) barre áreas iguales en tiempos iguales;
• (3) que los cuadrados de los períodos planetarios son separadamente proporcionales a los cubos de su distancia media del sol.

El plan geométrico de movimiento en el sistema solar fue así establecido con maravillosa intuición . Pero se reservó para Sir Isaac Newton (1643-1727) la exposición de su importancia al demostrar que la misma fuerza que actúa uniformemente regula las revoluciones celestes, y obliga a los cuerpos pesados a caer hacia la superficie de la tierra. La ley de gravedad, publicada en 1687 en "Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica" es al siguiente efecto: cada partícula de materia atrae a todas las demás con una fuerza directamente proporcional a sus masas e inversamente proporcional al cuadrado de sus distancias de separación. Su validez se ensayó mediante la comparación de la cantidad de deflexión orbital de la luna en un segundo con la deflexión orbital en un segundo con la velocidad a la que una manzana cae en un huerto.

Haciendo provisión para la distancia de la Luna, las dos velocidades probaron corresponder perfectamente, y se estableció definitivamente la identidad de la gravedad terrestre con la fuerza que controla las revoluciones de los cuerpos celestes. Pero esto fue sólo el principio. Quedaba por realizarse la colosal obra de calcular las consecuencias de la ley, en los pequeños detalles de su funcionamiento y de su comparación con los cielos. El propio Newton la llevó adelante por primera vez y en el siglo siguiente Euler, Clairaut, d'Alembert, Lagrange y Laplace. Urbain Le Verrier (1811- 77) heredó de estos hombres de genio una tarea que parecía nunca se completaría; y las investigaciones de Adams, John Gough (1819-1892), de Hansen y Delaunay, de Profesores Hill y Newcomb, y muchos más han demostrado que las complejidades de la teoría lunar están cargada de temas de interés inesperado y variado.

Descubrimientos en el Sistema Solar

La extraordinaria mejora de los telescopios reflectores de Sir William Herschel (1738-1822) abrió una nueva época de descubrimiento. Su reconocimiento del planeta Urano (13 marzo 1781) como un objeto no estelar marcó la primera ampliación de los límites asignados al sistema solar desde antiguo; el 11 de enero de 1787 detectó dos lunas de Urano: Oberón y Titania; y el par más interior de Saturno, Encelado y Mimas, 28 de agosto y 17 de septiembre del mismo año. En 1906 se sabía que Saturno posee diez satélites. El 16 se septiembre de 1848 W.C. Bond, en el observatorio de la Universidad de Harvard, descubrió a Hiperión; y Pickering, del mismo establecimiento, mediante laboriosas investigaciones fotográficas, descubrió a Febe en 1898 y Temis en 1905. De hecho, en los anillos de Saturno se aglomeran un número indefinido de satélites. En 1857 J. Clerk Maxwell demostró teóricamente su constitución por cuerpos pequeños girando por separado, y que el difunto profesor Keeler confirmó con un espectroscopio en 1895. El sistema incluye un miembro interior oscuro, detectado por Bond el 15 de noviembre de 1850.

El descubrimiento del planeta Neptuno, 23 septiembre de 1846, fue un hecho matemático, no de observación. Le Verrier y Adams conjeturaron independientemente la existencia de un cuerpo masivo que giraba alrededor de Urano y que ejercía disturbios sobre sus movimientos, cuyo análisis condujo a su captura. Su luna solitaria fue notada por William Lassel de Liverpool en octubre de 1846; y él añadió (1851) dos satélites interiores al notable sistema de Urano. Con el gran refractor Washington, de 26 pulgadas de apertura, el profesor Asaph Hall discernió (16 y 17 agosto 1877) a Deimos y Fobos, las pequeñas lunas que rodean rápidamente a Marte; el Lick de 36 pulgadas le permitió al profesor Barnard percibir (9 sept. 1892) los evasivos satélites interiores de Júpiter; el profesor Perrine (1904-05) detectó fotográficamente dos satélites exteriores del mismo planeta.

Las distancias de los planetas están reguladas visiblemente por un método. Aumentan por una progresión ordenada, anunciada por Titius de Wittenberg en 1772, y designada desde entonces como "Ley de Bode". Pero pronto se vio que su sucesión era interrumpida por una amplia brecha entre las órbitas de Marte y Júpiter; y se aventuró la conjetura de que ahí podría haber un nuevo planeta girando; se verificó mediante el descubrimiento de un ejército de asteroides. Ceres, su líder, fue capturado en Palermo (1 enero 1801) por Giuseppe Piazzi, un monje teatino (1746-1826); Pallas, en 1802 por Olbers (1758-1840), y Juno y Vesta en 1804 y 1807, por Harding y Olbers respectivamente. El cuarteto original de planetas menores comenzó en 1845 a ser reforzado con compañeros, cuyo número conocido ahora se aproxima a 600, y se puede aumentar indefinidamente. Su descubrimiento ha sido enormemente facilitado por la introducción del profesor Max Wolf (1891) del método fotográfico de discriminarlos de las estrellas a través de los efectos de su movimiento en las placas sensibles.

El sistema solar (según conocido en 1907) consistía de cuatro planetas interiores Mercurio, Venus, la Tierra y Marte; cuatro planetas exteriores y relativamente colosales: Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, y la multitud difusa de globos pigmeos llamados asteroides o planetas menores, y una formación periférica de cometas con sus sistemas de meteoros concomitantes. Todos los planetas giran sobre sus ejes, aunque en períodos muy diferentes. Signor Schiaparelli de Milán determinó (1889) que el de Mercurio es de 88 días, el tiempo idéntico de su revolución alrededor del sol; y al siguiente año demostró que con toda probabilidad que el de Venus está acondicionado de forma similar al ser su periodo común de rotación y circulación, en su caso, de 225 días. Esto implica que ambos planetas mantienen el mismo hemisferio siempre orientado hacia el sol, al igual que la Luna hacia la Tierra; tampoco se puede dudar de que la fricción de las mareas era, en los tres cuerpos, el medio por el cual se producía el sincronismo observado.

Todos los planetas viajan alrededor del sol de este a oeste o contra las agujas del reloj y la mayoría de los satélites se mueven en la misma dirección alrededor de sus primarios. Sin embargo, hay excepciones. Foebe, la luna más remota de Saturno, circula en sentido opuesto a los otros miembros del sistema; las cuatro lunas de Urano son retrógradas, al estar su plano de movimiento inclinado en más de un ángulo recto a la eclíptica; y el satélite de Neptuno viaja bastante definitivamente hacia atrás. Estas anomalías son de profunda importancia para las teorías del origen planetario. En agosto de 1877 Schiaparelli reconoció los "canales" de Marte, y dos años más tarde vio a algunos de ellos duplicados. Su registro fotográfico en el Observatorio Lowell en 1905 demuestra que no son una ilusión óptica, pero su naturaleza sigue siendo enigmática.

Cometas y Meteoros

El predicho retorno del cometa Halley en 1759 proporcionó la primera prueba de que los cuerpos de esa clase están unidos permanentemente al sol. Ellos acompañan su marcha a través del espacio, que atraviesa en cualquier dirección indiferentemente, órbitas muy excéntricas inclinadas en todos los ángulos posibles a la eclíptica. En consecuencia, son objeto de violencia, incluso de perturbaciones subversivas de los planetas. Júpiter, en particular, balancea los movimientos de un grupo de más de treinta cometas "capturados", cuyos períodos se ven restringidos y sus velocidades primitivas reducidas por su influencia. En 1866 Schiaparelli anunció que las estrellas fugaces de agosto, o Perseidas, siguen la misma órbita que un cometa brillante visible en 1862; y poco después Leverrier y Weiss establecieron igualmente sorprendentes acuerdos de movimiento entre los otros tres cometas y los enjambres de meteoros Leónica, Lirída y Andrómeda.

La inferencia obvia es que los meteoros son producto de la desintegración de sus compañeros de viaje. En 1882 Theodor Brédikhine de Moscú anunció una teoría de las colas de los cometas basada en la eficacia variable de la repulsión eléctrica sobre tipos de materia químicamente diferentes, y dio una explicación satisfactoria de la apariencia que se inventó para explicar. Sin embargo, la autoridad de Arrhenio de Estocolmo ha prestado boga a una hipótesis de "presión de la luz”, según la cual los apéndices cometarios se forman de partículas del Sol impulsadas por la tensión mecánica de estas radiaciones. Pero los cambios singulares y rápidos divulgados fotográficamente como teniendo lugar en las colas de los cometas, permanecen no asociados con ninguna causa conocida.

Astronomía Sideral

El descubrimiento de Sir William Herschel (1802) de las estrellas binarias, imperfectamente anticipado por el padre Christian Mayer en 1778, fue uno de amplio alcance. Virtualmente probó que el campo de la gravedad incluye las regiones siderales; y las relaciones que insinuó han demostrado ser mucho más ampliamente prevalentes que lo que se podría haber imaginado de antemano. Existe tal profusión de estrellas mutuamente circundantes que probablemente suman tres o cuatro de las no acompañadas. Son de una variedad ilimitada, y algunos de los sistemas son muy cercanos y rápidos, mientras que otros describen, en períodos milenariaos, órbitas muy extendidas. Además, muchos constan de tres o más miembros; y las múltiples estrellas así constituidas se fusionan, mediante incrementos progresivos de complejidad, en verdaderos cúmulos globulares e irregulares. Esta última clase es ejemplificada por las Pléyades e Híades, por la Colmena en Cáncer, apenas visible a simple vista, y por el doble cúmulo en Perseo que hace un espléndido espectáculo con un gemelo de teatro. Los cúmulos globulares son “bolas” comprimidas de estrellas diminutas, de los que se ha catalogado más de una centena. La escala en la que se construyen estos sistemas maravillosos permanece como una conjetura, ya que sus distancias de la tierra son totalmente desconocidas.

Las estrellas variables se encuentran en la mayor diversidad. Algunas son apariciones temporales que a menudo surgen de la invisibilidad a un grado de brillantez asombroso, luego se retiran más lentamente hasta una cuasi extinción. La Nova Persei, que brilló el 22 de febrero de 1901, y fue estudiada fotográficamente por el Padre Sidgreaves en Stonyhurst, es el caso reciente (a 1907) más notable del fenómeno. Las estrellas cuyas variabilidades constan de siete a veinte meses o más se denominan "variables de largo período." Hasta 1906 se habían registrado alrededor de 400. Comúnmente alcanzan un máximo de mil veces su brillantez mínima. Mira, la “maravillosa” estrella de la Ballena, descubierta por David Fabricio en 1596, es el modelo de esta clase. Las fluctuaciones de las "variables de periodo corto" tienen lugar en unos días u horas y con mucho más puntualidad. Cierta proporción de ellas son "estrellas eclipsantes" (para 1907 se había reconocido como tales a unas 35) que deben sus fluctuaciones de luz recurrentes regulares a la interposición de satélites grandes. El espécimen más conocido es Algol en Perseo, cuyas variaciones fueron percibidas por Montanari en 1669. Se han detectado variables rápidas entre los componentes de los cúmulos globulares; pero su curso de cambio es de una naturaleza totalmente diferente a la de las estrellas eclipsantes.

Edmund Halley (1656-1742), el segundo Astrónomo Real, anunció en 1718 que las estrellas, lejos de ser fijas, se mueven hacia adelante a través del cielo cada una por su cuenta. Llegó a esta conclusión al comparar las observaciones modernas con las antiguas; y los “propios movimientos” estelares constituyen en la actualidad un amplio y expansivo campo de investigación. Un intento preliminar de regularizarlas fue hecho por la determinación que hizo Herschel, en 1783, de la línea de viaje del Sol. Su éxito dependió del hecho de que los desplazamientos aparentes de las estrellas parecen incluir un elemento común, transferido por perspectiva del avance solar. Sus movimientos individuales o “peculiares”, sin embargo, no muestran cierto método de rastreo. También se ha afirmado que un buen número de estrellas viajan a velocidades probablemente no controlables por el poder gravitacional de todo el sistema sideral. Arturo, con su portentosa velocidad de 250 millas por segundo, es una de esas estrellas "fuera de control". El ritmo del Sol, de alrededor de 12 millas por segundo, parece comparativamente muy tranquilo; y es probablemente sólo la mitad de la velocidad estelar promedio. Las mejores investigaciones recientes (hasta 1907) localizan el ápice del camino del sol, o el punto hacia el cual tiende su movimiento, cerca de la brillante estrella Vega.

Distancias del Sol y las Estrellas

Las distancias de los cuerpos celestes sólo se pueden determinar (en términos generales) midiendo sus paralajes, en otras palabras, su aparentes cambios de posición cuando se ven desde diferentes puntos de vista. La del Sol es simplemente el ángulo subtendido en su distancia por el semidiámetro de la Tierra. En los siglos XVIII y XIX se hicieron esfuerzos con éxito indiferente para fijar su valor por los tránsitos de Venus. Los asteroides han probado ser auxiliares más eficaces y a través de la mediación de Iris, Safo, y Victoria, en 1889-1889, Sir David Gill le asignó a la gran unidad de espacio una longitud de 92,800,000 millas, que parece fue ratificado por las medidas fotográficas de Eros, en 1900-01. Sin embargo, las estrellas están tan sumamente remotas que la única oportunidad de detectar sus desplazamientos perspectivos es observándolas a intervalos de seis meses desde los extremos opuestos de una línea base de cerca de 186,000 millas de extensión. Por lo tanto, el paralaje anual de una estrella significa el ángulo bajo el cual el semidiámetro de la órbita de la Tierra se vería si se viese desde su situación. Este ángulo es, en todos los casos, extremadamente diminuto y en la mayoría de los casos desaparece por completo de manera que, a partir de sólo alrededor de ochenta estrellas (como se conocía en 1907), la órbita terrestre parecería tener dimensiones perceptibles. Nuestra vecina estelar más cercana es la espléndida binaria meridional Alfa Centauro; sin embargo, su distancia es tal que las necesidades de luz y cuatro años y tres meses para realizar el viaje allí. Thomas Henderson (1798-1844) anunció la detección de su paralaje en 1839, justo después de Bessel de Konigsberg (1784-1846) había obtenido un resultado similar, pero más pequeño para una insignificante estrella doble designada 61 Cygni.

Fotografía Celeste

La segunda mitad del siglo XIX estuvo marcada por un cambio revolucionario en los métodos y propósitos de la astronomía. En 1840 J. W. Draper de Nueva York comenzó los experimentos en fotografía lunar, los cuales fueron continuados en los años cincuenta por W. C. Bond Warren de la Rue, y Lewis M. Rutherfund. El primer daguerrotipo del Sol se obtuvo en París en 1845, y rastros de la corona solar aparecieron en una placa sensibilizada expuesta en Konigsberg durante el eclipse total del 28 de julio de 1851. Pero la época de la fotografía solar efectiva comenzó con el eclipse español del 18 de julio de 1860, cuando las imágenes obtenidas sucesivamente por el padre Angelo Secchi, S.J:, y Warren de la Rue demostraron el estatus solar de las protuberancias rojo carmesí al hacer manifiesto el avance de la luna en frente de ellas. En los eclipses posteriores, la principal tarea de la cámara ha sido la representación de la corona; y su importancia aumentó cuando A.C. Ranyard señaló, en 1879, la correspondencia de los cambios en su forma con alternancias de perturbación solar.

La periodicidad de once años de manchas solares, fue publicada en 1851 por Schwabe de Dessau; y entre los numerosos fenómenos de cambio asociados, ninguno está mejor determinado que los que afectan a la forma del halo plateado que se ve rodeando el Sol cuando la Luna interrumpe el resplandor de la luz solar directa. En el momento de máxima el halo extiende su brillante radiación alrededor del disco. Pero en momentos de mínima, consiste principalmente de dos grandes alas que se extienden en el plano ecuatorial del Sol. Una multitud de fotografías, tomadas durante el eclipse de 1898, 1900, 1901 y 1905, atestiguan con certeza el punto de recurrencia de estas variaciones inexplicables.

La condición fundamental para el progreso de la fotografía sideral es el uso de exposiciones de larga duración; ya que la mayoría de los objetos a ser delineados emiten luz tan débilmente que sus efectos químicos deben acumularse antes de que sean sensibles. Sin embargo, las exposiciones largas eran impracticables hasta que Sir William Huggins, en 1876, adoptó el procedimiento de la placa seca; y esta fecha, por lo tanto, marca el comienzo del muy difundido servicio de la cámara a la astronomía. Sobre todo en las investigaciones de las nebulosas supera por mucho al telescopio. En 1716 Halley describió seis nebulosas que él afirmó estaban compuestas de un medio lúcido recolectado del espacio. El abad Lacaille (1713-62) trajo consigo desde el Cabo (1754) una lista de cuarenta y dos de tales objetos; y Charles Messier (1730-1817) enumeró (1781) 103 nebulosas y cúmulos. Pero esta cosecha fue realmente escasa en comparación con la abundante producción de las exploraciones de Herschel. Entre 1786 y 1802 le comunicó catálogos de 2,500 nebulosas a la Sociedad Real; distinguió sus formas especiales, la clasificó en orden de brillo y elaboró una teoría de desarrollo estelar a partir de las nebulosas, ilustrado con casos selectos de condensación progresiva.

En 1845 Lord Rosse dio el siguiente paso considerable hacia un conocimiento más estrecho de la nebulosa, cuando la prodigiosa captación de la luz de su reflector de seis pies le permitió el descubrimiento del gran "Remolino", en Canes Venatici (perro cazador). Demostró ser típico de toda la clase de nebulosas espirales, cuya gran prevalencia ha sido una de las revelaciones de la fotografía. La superioridad en el retrato nebular del método químico sobre el de ojo-y-mano se manifestó sorprendentemente en una fotografía de la nebulosa de Orión tomada por el Dr. A. A. Commons (30 enero 1883). Su eficacia para el descubrimiento se hizo evidente a través de la divulgación, en placas expuestas por Paul y Prosper Henry, y por Isaac Roberts en 1885-1886, de las formaciones nebulosas complejas en la Pléyades, casi totalmente ópticamente invisible. El profesor Keeler (1857-1900) estimó en 120,000 el número de nebulosas que el reflector Crossley del Observatorio Lick sería capaz de grabar en ambos hemisferios con la exposición de una hora, mientras que los catálogos construidos telescópicamente incluyen menos de 10,000. Pero la astrofísica ha alcanzado sus mayores triunfos a través de la combinación de la fotografía con la espectroscopia, que constituye el modo de espectrográfico de investigación.

Astrofísica

El principio fundamental de análisis espectral, enunciado por Gustav Kirchhoff (1824-1887), depende de la equivalencia de emisión y absorción. Esto significa que, si se transmite luz blanca a través de vapores brillantes, estos retienen solo aquellas secciones diminutas de ella con la que ellos mismos brillan. Y si la fuente de la luz blanca es más caliente que el vapor que la detiene, resulta un espectro prismático, interrumpido por líneas oscuras, distintivo de la naturaleza química de la sustancia que las origina. Ahora bien, este es exactamente el caso del Sol y las estrellas. Se encuentra que el resplandor blanco que emana de sus fotosferas, cuando se dispersa en un espectro, es atravesado por numerosos rayos oscuros que indican la absorción por los estratos gaseosos, para cuya composición el principio de Kirchoff provee la pista. En 1861 el propio Kirchhoff identificó al sodio, hierro, magnesio, calcio y cromo como constituyentes solares prominentes; A. J. Angstrom (1814-1874) reconoció el hidrógeno; en 1868 Sir Norman Lockyer reconoció el helio; y ahora se conocen con certeza unas cuarenta substancias elementales que son comunes a la Tierra y al Sol.

La química de las estrellas es estrictamente análoga a la del Sol, a pesar sus espectros exhiben diversidades sintomáticas de una variedad considerable en el estado físico. El padre Angelo Secchi, S.J. (1818-78) basó en estas diversidades (1863-67) una clasificación de las estrellas en cuatro órdenes, aún considerados como fundamentales y a los cuales en 1874 el Dr. Vogel les suplió una interpretación evolutiva, según la cual las diferencias de los tipos espectrales se asocian con varias etapas de progreso de una condición tenue e incipiente a una compacta. Desde 1879, cuando Sir William Huggins obtuvo impresiones de una amplia gama de luz estelar blanca ultravioleta, los espectros estelares han sido mayormente estudiados por fotografías, y los resultados son, no sólo precisos y permanentes, sino también más completos que los obtenibles por medios visuales. Ese mismo eminente investigador descubrió (1864) el espectro de línea brillante de ciertas clases de nebulosas, por lo cual se supo que eran de composición gaseosa y fueron reconocidas como de origen carbonáceo, las bandas de colores típicos del espectro cometario, notadas cuatro años antes, aunque sin una identificación específica, por G. B. Donati (1827-73) en Florencia.

Para 1868 por primera vez se hizo efectivo para la investigación astronómica el principio de Doppler, por el cual la luz se altera en refrangibilidad a través del movimiento de frente de su fuente. El criterio de velocidad, ya sea de recesión o aproximación, se produce por el desplazamiento de las líneas espectrales de sus lugares estándares; y el método se elevó a un alto grado de precisión en 1888, cuando el Dr. Vogel adaptó la fotografía a sus requerimientos. Desde entonces ha probado ser extraordinariamente fructífero. Su utilización le permitió al Dr. Vogel demostrar la realidad de los eclipses de Algol, al demostrar que la estrella giraba alrededor de un compañero oscuro en el período idéntico de cambio de luz; y en el Colegio Harvard en 1889 se hicieron los primeros descubrimientos de las binarias espectroscópicas no eclipsantes. Estos interesantes sistemas no pueden distinguirse claramente de las estrellas dobles telescópicas, que, de hecho, se cree se han desarrollado a partir de ellos bajo la influencia de la fricción mareal; sus períodos varían desde unas pocas horas hasta varios meses; y sus componentes son a menudo de luminosidad tan desigual que sólo una deja una impresión legible en la placa sensible. En 1905 su total conocido ascendía a 140; y puede aumentar indefinidamente. Es probable que incluya todas las variables de periodo corto, incluso las que escapan a los eclipses; aunque la conexión entre su duplicidad y variaciones luminosas permanecen sin explicación.

En 1870 el profesor Young de Princeton intentó fotografiar las protuberancias solares durante el día, y el tema fue continuado por el doctor Braun, S.J., en 1872. Sin embargo, no se logró ningún éxito auténtico hasta 1891, cuando el profesor Hale de Chicago y M. Deslandres en París construyeron independientemente las imágenes de aquellos objetos fuera del rayo de calcio en su luz dispersa, tamizada a través de una doble rendija a una placa fotográfica en movimiento. invención de la "espectroheliógrafo". Además, la invención del profesor Hale del “espectroheliógrafo” le permitió delinear el disco solar en cualquiera calidad seleccionada de su luz, con el resultado de la divulgación de grandes masas de flocculi de calcio e hidrógeno apiladas a diferentes alturas por encima de la superficie solar.

Construcción Sideral

La investigación de la estructura de los cielos siderales fue el objeto principal de la carrera de William Herschel. Sin embargo, la magnitud de la tarea que intentó sin ayuda de nadie se hace más evidente con cada nuevo intento por comprenderla; y ahora involucra los esfuerzos combinados de muchos astrónomos, que utilizan métodos refinados y amplios en un grado inimaginable por Herschel. La investigación fotográfica internacional provee una inmenso acervo de materiales para ese propósito que para 1907 avanzaba hacia la compleción de dieciocho observatorios en ambos hemisferios. Se estimaba que aparecerían en las placas de gráficas alrededor de treinta millones de estrella; y las catalogadas precisamente es probable que estén sobre los cuatro millones. La tarea de discutir tanta información debe ser grave, pero es animada por la esperanza de poner al descubierto algunas fuentes ocultas del mecanismo sideral. La posibilidad es realmente remota de que la totalidad de sus complejidades alguna vez sea penetrada por la ciencia. Sólo percibimos que las estrellas forman una colección de alcance prodigioso pero limitado, y que muestra tendencias que se concentran fuertemente hacia el plano de la Vía Láctea. Tampoco se puede suponer que la nebulosa forme un esquema separado. La cercanía de sus relaciones, físicas y geométricas, con las estrellas excluye tan suposición. Las estrellas y las nebulosas pertenecen al mismo sistema, si tal se le puede llamar adecuadamente al mundo sideral en ausencia de cualquier evidencia suficiente de su ser en un estado de equilibrio dinámico. No podemos estar seguros de que ya ha alcanzado el término definitivo designado para ello por su Creador. Por el contrario, los indicios que sugieren su inestabilidad y la evanescencia nos ayudan a darnos cuenta de que los cielos son, en verdad, la vestidura cambiante de Aquel cuyos "años no pueden fallar."

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Fuente: Clerke, Agnes. "Astronomy." The Catholic Encyclopedia. Vol. 2, págs. 25-29. New York: Robert Appleton Company, 1907. 31 Mar. 2020 <http://www.newadvent.org/cathen/02025a.htm>.

Traducido por Luz María Hernández Medina