Isaac Asimov - Astronomía

Nota preliminar: Este capítulo pertenece a la obra X representa lo desconocido. Para acceder al índice completo, basta hacer click aquí.

IX
LA LARGA ELIPSE

Me casé con Janet el 30 de noviembre de 1973 y, un par de semanas más tarde, nos embarcamos en lo más parecido a una formal luna de miel. Realizamos un crucero de tres días en el Queen Elizabeth II, para ver el cometa Kohoutek.
Pero sucedió que el cielo estaba tapado y llovió continuamente, de modo que no vimos nada. Pero tampoco lo habríamos visto aunque el cielo hubiese estado despejado, pues el cometa incumplió su promesa y nunca brilló lo bastante como para ser advertido a simple vista. De todas formas no me importó. Dadas las circunstancias, lo pasamos muy bien de todos modos.
El propio Kohoutek estaba a bordo y tenía que dar una conferencia. Janet y yo entramos en el teatro con todos los demás.
Janet comentó:
— Es estupendo hacer un viaje en el que tú no tengas que trabajar ni pronunciar discursos y podamos limitarnos a escuchar sentados.
Pero apenas había acabado de decir esto cuando el maestro de ceremonias dio la desagradable noticia de que, a fin de cuentas, no oiríamos a Kohoutek, porque estaba indispuesto y no podía salir de su camarote.
Un suave murmullo de contrariedad surgió del público, y Janet —que tiene un corazón más blando que la mantequilla— se compadeció de todos los presentes. Se puso en pie de un salto y gritó:
— Si ustedes lo desean, mi esposo, Isaac Asimov, puede hablarles de los cometas.
Me horroricé, pero el público parecía dispuesto a escuchar algo en vez de nada y, en un abrir y cerrar de ojos, me encontré en el escenario, recibido con aplausos de bienvenida. Improvisé rápidamente una charla sobre los cometas y, después, le dije a Janet:
— Creí que habías dicho que era estupendo hacer un viaje en el que yo no tuviese que hablar.
— Si eres tú quien se ofrece a hacerlo, es distinto —me explicó.

Nos acercamos al momento en que el cometa de Halley⁽¹⁾, o, como suele decirse ahora, el cometa Halley, volverá a aparecer en el cielo. Debido a la posición relativa del cometa y la Tierra cuando pasó aquél, su aparición no será muy espectacular; pero creo que, a pesar de ello, merece un ensayo.
El cometa Halley es, por muchas razones, el más famoso de todos.
Ha estado apareciendo sobre el cielo de la Tierra cada setenta y cinco o setenta y seis años, durante un período de tiempo indefinido, pero con toda certeza desde 467 a. de J.C., en que fue registrado y descrito por primera vez. Designemos esta aparición como la n°. 1.
No todas las apariciones posteriores fueron registradas. Por ejemplo, la 2da (391 a. de J.C.) y la 3ra (315 a. de J.C.) están en blanco.
La primera aparición notable fue la 7ma (11 a. de J.C.), pues es posible que Jesús de Nazaret naciese en aquel tiempo o poco después. Por consiguiente, alguien ha sugerido que fue el cometa Halley el que dio origen a la tradición de la «Estrella de Belén».
Los cometas fueron considerados, generalmente, como prenuncios de desastres, y, cuando aparecía uno en el cielo, todo el mundo estaba seguro de que algo terrible iba a suceder. Y no se veían defraudados, porque siempre ocurría algo terrible. Desde luego, siempre ocurre algo terrible, aunque no haya ningún cometa en el cielo, pero nadie prestaba atención a esto. Prestársela habría sido algo racional, y, ¿quién quiere ser racional?
La clase de desastre augurado por un cometa solía ser la muerte de algún caudillo reinante (aunque, habida cuenta del carácter y de las virtudes de la mayoría de los caudillos, sigue siendo un misterio por qué se consideraba aquello tan desastroso).
Así, en el Julio César de Shakespeare, Calpurnia advierte a César de los malos presagios del cielo, y le dice:

Si muere un pordiosero, no hay cometas;
el cielo brilla cuando muere un príncipe.

En el año 837 de nuestra Era, Ludovico Pío gobernaba el Imperio franco. Era un emperador bien intencionado, pero incompetente por completo, cuyo reinado fue un desastre, a pesar de ser hijo de Carlomagno. Tenía entonces cincuenta y ocho años de edad, y llevaba reinando veinticinco. Dado el promedio de vida de aquella época, nadie se habría sorprendido caso de fallecer entonces de muerte natural.
Sin embargo, aquel año hizo su aparición 18° el cometa Halley, y todo el mundo creyó que la muerte de Ludovico era inminente. En realidad, murió al cabo de cuatro años, pero esto fue considerado como una confirmación del presagio del cometa.
La aparición 21° se produjo en 1066, precisamente cuando Guillermo de Normandía se preparaba para invadir Inglaterra y Harold de Wessex se disponía a rechazar la invasión. Era una situación en la que el cometa no podía perder. Sería desastre para un bando o para el otro. Como todos sabemos, el desastre fue para Harold, que murió en la batalla de Hastings. Guillermo conquistó Inglaterra y estableció un linaje de monarcas que han permanecido desde entonces en el trono, por lo cual el cometa no fue ningún desastre para él ni para su estirpe.
La aparición 26° se produjo en 1456, y el cometa Halley demostró su habilidad de predecir retrospectivamente. Los turcos otomanos habían tomado Constantinopla en 1453, y esto fue tal vez considerado como una catástrofe que amenazaba a toda la cristiandad (aunque, por aquel entonces, Constantinopla no era más que una sombra de lo que había sido antaño, y su pérdida sólo tenía un valor simbólico).
No obstante, la caída de Constantinopla no pareció un desastre oficial hasta que apareció el cometa. Entonces se produjo el pánico, y se produjo un incesante toque de campanas y rezo de oraciones.
La siguiente aparición, la 27°, se produjo en 1532, cuando, por primera vez, fue saludado por algo más que gritos de pánico. Un astrólogo italiano, Girolamo Fracastoro (1483-1553), y un astrónomo austríaco, Peter Apiano (1495-1552) advirtieron que la cola del cometa apuntaba en dirección contraria al Sol. Cuando pasó por delante de éste, la cola cambió de dirección, pero siguióapuntando en dirección contraria al Sol. Fue la primera observación científica que consta en relación con los cometas.
La aparición 29° se produjo en 1682, y fue entonces observada por un joven astrónomo inglés, Edmund Halley (1656-1742). Halley, que era buen amigo de Isaac Newton (1642-1727), estaba empeñado en persuadir a éste de que escribiese un libro que sistematizase sus nociones. Cuando la Real Academia se mostró reacia a publicar el volumen —el libro científico más grande que jamás se había escrito—, sólo porque era probable que causase controversias, Halley lo publicó por su cuenta en 1687. (Se dio el caso de que había heredado dinero en 1684, al morir su padre asesinado.)
El libro de Newton contenía, entre otras cosas, su ley de la gravitación universal, que explicaba los movimientos de los planetas alrededor del Sol y los de los satélites alrededor de los planetas.
¿No podían explicar también el movimiento de los cometas, y sus aparentemente imprevisibles y erráticas apariciones, y eliminar de una vez y para siempre los estúpidos e infundados pánicos engendrados por tales apariciones?
Halley siguió cuidadosamente el curso tomado en el cielo por el corneta de 1682, y lo comparó con los seguidos por otros cometas, según las informaciones que se habían conservado. En 1705 había establecido el curso de unas dos docenas de cometas, y le llamó la atención el hecho de que los de 1456, 1532, 1607 y 1682 hubiesen seguido aproximadamente el mismo curso y aparecido a intervalos de unos setenta y cinco años.
Por primera vez, a alguien se le ocurrió pensar que los diferentes cometas podían ser, en realidad, distintas apariciones periódicas del mismo corneta. Halley sugirió esto con referencia a aquellos cometas: que era uno solo y seguía una órbita fija alrededor del Sol, y volvería a aparecer en 1758.
Aunque Halley vivió hasta la avanzada edad de ochenta y seis años, no pudo ver si su predicción era confirmada o no, y tuvo que soportar bromas muy pesadas por parte de aquellos que pensaban que tratar de predecir la llegada de los cometas era una pretensión risible. Como ejemplo, el escritor satírico Jonathan Swift incluyó unas cuantas bromas crueles sobre este tema en la tercera parte de Los viajes de Gulliver.
Pero Halley tenía razón. El día de Navidad de 1758, pudo verse un corneta que se acercaba y, a primeros de 1759, resplandeció sobre el cielo de la Tierra. A partir de entonces fue conocido como el cometa de Halley, o el cometa Halley, y ésta fue su aparición 30°.
La aparición 31° se produjo en 1835. Fue el año en que nació Samuel Langhorn Clemens (Mark Twain). Al final de su vida, cuando los desastres familiares le habían quebrantado y sumido en la depresión y la amargura, dijo repetidamente que había venido al mundo con el cometa, y se marcharía con él. Acertó. El cometa resplandecía en el cielo cuando él nació y volvió a resplandecer, en su aparición 32°, cuando murió, en 1910.
Podríais pensar que, una vez establecida la órbita de al menos algunos cometas, y demostrado que sus apariciones son respuesta automática a las exactas predicciones de la ley de la gravedad, los cometas fueron considerados generalmente con serenidad, con admiración y no con miedo.
Pero no fue así. Resultó que los astrónomos pensaron que el cometa Halley se acercaría lo bastante a la Tierra para que ésta pasase a través de su cola, e inmediatamente un número increíble de almas sencillas puso el grito en el cielo creyendo que la Tierra sería destruida. Al menos —insistían— los gases nocivos de la cola del cometa envenenarían la atmósfera terrestre.
Y había gases nocivos en la cola del cometa, pero ésta era tan tenue, que un millón de kilómetros cúbicos de su cola contenía menos gases de los que brotan del tubo de escape de un automóvil que pasa por la calle.
Sin embargo, era inútil tratar de explicarlo, porque con ello se apelaba a aquella vieja y horrible condición de racionalidad. Además, los malos vientos soplan bien para algunos. Muchos truhanes emprendedores ganaron bonitas sumas vendiendo a los peatones «píldoras contra el cometa», diciéndoles que les protegería contra todos los efectos perniciosos del cometa. En cierto modo no hubo engaño, pues los que compraron las píldoras no sufrieron daño alguno a causa del cometa. (Naturalmente, tampoco lo sufrieron los que no lo hicieron.)
Ahora se acerca la aparición 33°, y estoy completamente convencido de que, antes de que llegue el cometa, se producirán las acostumbradas predicciones de que California será engullida por el mar, por lo cual muchas personas buscarán tierras más altas. (En el próximo capítulo estudiaré más sistemáticamente las apariciones del cometa Halley.)

Si un cometa, como el de Halley, gira alrededor del Sol obedeciendo la ley de la gravedad y completando una órbita cada setenta y cinco o setenta y seis años⁽²⁾, ¿ por qué es sólo visible durante un corto período de aquel tiempo? Los planetas, en cambio, son visibles en todas sus órbitas.
En primer lugar, los planetas viajan alrededor del Sol en órbitas elípticas, casi circulares, de poca excentricidad. Esto significa que su distancia del Sol (y también de la Tierra) no varía demasiado al moverse a lo largo de sus órbitas. Si son visibles en parte de su órbita, lo serán también en toda ella.
En cambio, un cometa como el Halley se mueve en una elipse de gran excentricidad, casi en forma de cigarro. En un extremo de su órbita, está muy cerca del sol (y de la Tierra), mientras que en el otro está, ciertamente, muy lejos. Como es un cuerpo pequeño, incluso un excelente telescopio sólo lo descubrirá cuando esté en aquella parte de la órbita más próxima al Sol («perihelio»). Fuera de esta región se pierde completamente de vista.
Más aún, un cometa es un pequeño cuerpo helado que, al acercarse al Sol, se calienta. El hielo de la superficie se evapora, soltando un polvo fino que estaba atrapado en aquél. Por consiguiente, el pequeño cometa está rodeado de un gran volumen de polvo brumoso que brilla a la luz del Sol, y el viento solar barre este polvo formando una larga cola. Lo visible es, más que el propio cometa, este polvo, y sólo aparece cuando el cometa está cerca del perihelio. Al apartarse el cometa del Sol, se hiela de nuevo. El halo de polvo desaparece, y sólo queda un pequeño cuerpo sólido, totalmente invisible. (Un cometa que haya gastado todos o la mayor parte de sus gases en apariciones previas puede haber quedado reducido a un núcleo rocoso, y ser muy poco visible incluso en el perihelio.)
Por último, cualquier objeto en órbita se mueve más rápidamente cuanto más cerca está del cuerpo alrededor del cual gira. Por esta razón, un cometa se mueve con mucha más rapidez cuando está cerca del Sol y es visible, que cuando está lejos y no lo es. Esto significa que permanece cerca del Sol (y visible) por muy poco tiempo, y lejos del Sol (e invisible) por un largo tiempo.
Por todas estas razones el cometa Halley es perceptible a simple vista sólo durante una pequeña porción de su órbita de setenta y cinco años.
En su perihelio, el cometa Halley está a sólo 87.700.000 km del Sol. En este momento está más cerca del Sol que el planeta Venus. En su «afelio», cuando está más lejos del Sol, se halla a 5.280.000.000 km de éste, mucho más lejos que el planeta Neptuno. En tales condiciones, ¿cómo comparar la dimensión de una órbita cometaria con las de otros objetos que giran alrededor del Sol? Una simple enumeración de las distancias no es bastante, ya que éstas varían muchísimo en el caso de los cometas.
Podemos considerar las áreas encerradas por las órbitas. Entonces tendremos una noción de tamaño relativo, con independencia de la excentricidad.
Así, el área encerrada por la órbita de la Luna al girar ésta alrededor de la Tierra es de unos 456.000.000.000 km² y, para evitar los ceros, diremos que tal magnitud es igual a « 1 área orbital lunar» o «AOL».
Podemos comparar con éstas otras áreas orbitales de satélites. Por ejemplo, el satélite con un área orbital más pequeña al girar alrededor de su planeta es Fobos, el satélite interior de Marte. El área orbital de Fobos es igual a 0,0006 AOL.
El satélite con área orbital más grande es J-IX, el satélite más exterior de Júpiter. Su área orbital es de 59,5 AOL, o sea, unas 99.000 veces mayor que la de Fobos. Hay, pues, diferencias de cinco órdenes de magnitud entre los satélites.
Pero, ¿qué puede decirse acerca de las áreas orbitales planetarias?
La más pequeña conocida es la de Mercurio Su órbita delimita un área de casi exactamente 23.000 AOL, lo cual significa que el área orbital planetaria es 386 veces mayor que la del satélite más grande. Está claro que la AOL no es una unidad conveniente para las áreas orbitales planetarias.
La Tierra describe una órbita cuya área es igual a unos 70.000.000.000.000.000 km², de manera que un área orbital terrestre (AOT) es igual a poco más de 150.000 AOL.
Si empleamos el AOT como unidad, podemos fijar sin grandes dificultades las áreas orbitales de todos los planetas. Serían éstas:

Planeta	AOT
Mercurio	0,15
Venus	0,52
Tierra	1,00
Marte	2,32
Júpiter	27,00
Saturno	91,00
Urano	368,00
Neptuno	900,00
Plutón	1.560,00

Esto está bastante claro. Las áreas orbitales son, esencialmente, los cuadrados de las distancias relativas a que están los planetas del Sol.
Ahora bien, podemos abordar los cometas desde la misma base, teniendo en cuenta las excentricidades orbitales, que son demasiado grandes para prescindir de ellas en el caso de los cometas. Consideremos, por ejemplo, el cometa Encke, que, de todos los conocidos, es el que tiene la órbita más pequeña.
En su perihelio, el cometa Encke está a sólo 50.600.000 km del Sol, bastante más cerca de éste que Mercurio en su distancia media. En el afelio está a 612.000.000 km del Sol, casi tan lejos de éste como Júpiter. Si calculamos el área orbital del corneta Encke, resulta ser de 2,61 AOT.
Dicho en otras palabras: el corneta Encke tiene un área orbital sólo ligeramente mayor que la de Marte. Aunque puede llegar a estar casi tan lejos del Sol como Júpiter, su órbita tiene la forma de un cigarro grueso en comparación con la circular de Júpiter, de modo que el área orbital del corneta Encke es sólo una décima parte de la de Júpiter.
¿Y qué podríamos decir del corneta Halley, que llega a estar tan cerca del Sol como Venus en un extremo de su órbita y más lejos que Neptuno en el otro?
Su área orbital resulta ser de 82,2 AOT, casi como la de Saturno.
Comparemos ahora las elipses. Toda elipse tiene un diámetro más largo, el «eje mayor», que va desde el perihelio al afelio pasando por el centro de la elipse. Tiene también el diámetro más corto, el «eje menor», que pasa por el centro en ángulos rectos con el eje mayor.
El eje mayor del corneta Halley tiene una longitud de 5.367.800.000 km, o sea, 8,1 veces más largo que el del corneta Encke (que tiene sólo 662.600.000 krn). El eje menor del corneta Halley es de 1.368.800.000 km, o sea, 3,9 veces más largo que el del corneta Encke (que tiene 352.500.000 krn de longitud). Adviértase que el eje mayor del corneta Halley es 3,92 veces más largo que su eje menor, mientras que el cometa Encke tiene un eje mayor que es sólo 1,88 veces más largo que el eje menor. Las proporciones de la órbita del primero son las de una elipse más alargada —un cigarro más largo y más delgado— que la del cometa Encke. Ésta es otra manera de decir que el corneta Halley tiene una excentricidad orbital mayor que la del cometa Encke. La excentricidad orbital del cometa Encke es de 0,847, mientras que la del corneta Halley es de 0,967.

Aunque el corneta Halley tiene una órbita que se estira hasta más allá de Neptuno, y a pesar de que necesita setenta y cinco años para girar alrededor del Sol, puede decirse que es un «cometa de periodo corto». Relativamente hablando, se acerca mucho al Sol y gira rápidamente a su alrededor.
Hay cometas que están mucho más lejos del Sol que el corneta Halley; cometas que están a distancias de un año luz o más del Sol y tardan un millón de años o más en completar una órbita. Todavía no hemos visto estos cometas tan lejanos, pero Tos astrónomos están razonablemente seguros de que existen (véase «Stepping Stones to the Stars», en Fact and Fancy, Doubleday, 1962).
Desde luego, ahora sabemos de un corneta que, sin contarse entre estos tan lejanos, tiene, ciertamente, una órbita mucho más grande que la del corneta Halley.
Es el corneta Kohoutek. Puede que se trate del «cometa que fracasó», porque nunca llegó a ser tan brillante como los astrónomos habían supuesto al principio; pero, en cierto modo, esto no fue culpa de los astrónomos. El cometa Kohoutek había sido observado acercándose (por Kohoutek, cuyo lugar había ocupado yo en la tribuna del QE 2), mientras estaba todavía más allá de Júpiter, lo cual indicaba que era un cometa grande. Hasta entonces no se había visto ningún otro a tal distancia.
Si la composición del corneta Kohoutek hubiese sido similar a la del Halley —en su mayor parte material helado—, habría formado una enorme nebulosidad que se habría alargado en una cola formidable y mucho más brillante que la del corneta Halley. Desgraciadamente, el corneta Kohoutek debía de ser bastante rocoso, de modo que, al acercarse al perihelio, no había demasiado hielo presente para evaporarse y producir mucho fulgor. Por esta razón, el corneta Kohoutek resultó lamentablemente opaco en relación con su tamaño.
Sin embargo, era un corneta notable por su enorme órbita, la más grande de cualquier objeto conocido y observado en el sistema solar.
Cuando está más cerca del Sol, se encuentra a una distancia de tan sólo 37.600.000 km, o sea, más cerca del astro rey que Mercurio. Sin embargo, se aleja a una distancia de aproximadamente 1/18 de año luz en el afelio, o sea, 75 veces más lejos que Plutón cuando está a mayor distancia del Sol.
El eje menor, por ejemplo, tiene una longitud de 6.578.000.000 km, lo cual representa una distancia imponente. Significa que la elipse descrita por el movimiento del corneta Kohoutek alrededor del Sol es más ancha, en su grado máximo, que la órbita de Urano.
Pero este eje menor parece corto en comparación con la todavía más grande longitud del eje mayor, que es de 538.200.000.000 km.
El eje mayor de la elipse que dibuja la órbita del corneta Kohoutek es 81,8 veces más largo que el del Halley, mientras que el eje menor de aquél es sólo unas cinco veces más largo que el de éste. Esto evidencia que la excentricidad orbital del corneta Kohoutek es mucho más grande que la del Halley. La excentricidad orbital del corneta Kohoutek es de 0,99993, mucho mayor que la medida en cualquier otro cuerpo del sistema solar.
Se plantea otra pregunta: ¿Cuál es el área orbital del cometa Kohoutek? Respuesta: Aproximadamente 120.000 AOT, o sea, unas 77 veces el área orbital de Plutón. Realmente enorme..., pero representa sólo una pequeña fracción de las áreas orbitales de los cometas verdaderamente lejanos que giran alrededor del Sol a distancias de años luz.
El cometa Kohoutek afecta al Sol al acercarse y alejarse de un modo tan extremado. Si presumimos que es un cuerpo sólido, de roca y hielo, de unos 10 km de diámetro,. tendría una masa igual a una o dos mil billonésimas de la del Sol. Así como el cometa Kohoutek oscila en su órbita elíptica alrededor del centro de gravedad del sistema Sol-corneta, el centro del Sol debe hacer lo mismo, de manera que el cometa y el centro solar permanezcan siempre en lados opuestos del centro de gravedad. Naturalmente, el movimiento del Sol y el del planeta deben estar en proporción inversa a sus respectivas masas, de manera que si el Sol tiene una masa mil billones de veces mayor que el corneta, se mueve igual número de veces menos en distancia.
Aun así, al moverse el cometa Kohoutek a una distancia de 1/18 de año luz en una dirección y luego en la contraria, el centro del Sol se mueve de 10 a 20 km en la otra dirección para retroceder después. (Naturalmente, tal movimiento está del todo disimulado por los movimientos mucho más grandes del Sol al equilibrar los cuerpos planetarios de masa mucho mayor —especialmente de Júpiter—, aunque los planetas se muevan a distancias mucho menores.)
Otra cosa: ¿Cuánto tiempo tarda el corneta Kohoutek en efectuar una órbita? Ateniéndonos a la tercera ley de Kepler, encontramos que el cometa Kohoutek visita el espacio próximo al Sol una vez cada 216.500 años.
Lo cual explica por qué se sorprendieron los astrónomos de la opacidad del cometa Kohoutek. No podían guiarse por el igualmente lamentable espectáculo de su anterior aparición, ya que, al producirse ésta, sólo los primitivos neandertalenses pudieron observarla.
Y cuando aparezca la próxima vez, ¡quién sabe si habrá algún ser humano para verlo o, en caso de que lo haya, si se habrán conservado documentos del año 1973!
Pero imaginemos que hay en el cometa Kohoutek cosas vivas y lo bastante inteligentes como para darse cuenta de que hay una estrella en el cielo mucho más brillante que las otras y que, sin embargo, no es más que una estrella.
Durante muchos miles de años seguiría siendo «sólo una estrella», sin que se alterase su brillo de un modo perceptible. Y entonces llegaría un tiempo en que los astrónomos especializados en cometas podrían advertir que la estrella parecía aumentar ligeramente, muy ligeramente, su brillo. Éste aumento de resplandor continuaría. Empezaría a parecer que aumentaba a un ritmo ligeramente acelerado, y que el propio grado de aceleración se aceleraba.
En definitiva, la estrella llegaría a parecer un pequeño globo resplandeciente en el cielo, que se dilataría enormemente hasta convertirse en una llamarada de un calor y una luz inverosímiles.
Si imaginarnos que aquellas cosas vivas sobreviviesen, advertirían que aquella bola de luz y de calor alcanzaría un máximo, se encogería después rápidamente y seguiría encogiéndose con más y más lentitud, hasta convertirse de nuevo en una estrella brillante. La estrella palidecería durante cien mil años; después cobraría, lentamente, nuevo brillo durante otros cien mil años, hasta que, una vez más, volvería a producirse aquella loca llamarada de luz y calor.
Si cualquiera de vosotros quiere escribir un cuento de ciencia-ficción situado en un planeta con una órbita semejante... será bien recibido.

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(1)   Por favor, pronuncian la «a» breve. Oigo a demasiadas personas pronunciándola larga, como si el nombre fuese «Haley»; un barbarismo insoportable.
⁽²⁾ Hay algunas variaciones en el intervalo de regreso, porque la influencia de las atracciones planetarias al pasar los cometas puede reducir o acelerar la velocidad de sus movimientos y, de este modo, variar un tanto sus órbitas. Hay ocasiones en que una mayor aproximación de un cometa a un planeta —en particular a Júpiter— puede cambiar radicalmente la órbita de aquél.

X
CAMBIO DE TIEMPO Y DE ESTADO

En nuestra sociedad, esclava del tiempo, esperamos que las cosas sucedan con regularidad y de acuerdo con las exigencias del calendario y del reloj de pulsera.
Yo, por ejemplo, pertenezco a un grupo que se reúne regularmente cada martes para almorzar, y, hace cosa de un par de semanas, se comentó la circunstancia de que un miembro había faltado a varias reuniones. El miembro errante presentó excusas, que fueron rechazadas como insuficientes, en términos más o menos amables.
Vi en ello una ocasión de hacer gala de mi virtud y de mi fama de hombre galante, diciendo:
—Lo único que a mi me impediría asistir a una reunión sería que la joven que estuviese conmigo en la cama se negase a dejarme marchar.
Oído lo cual, uno de los caballeros presentes en la reunión, un tal Joe Coggins, se apresuró a replicar:
—Esto explica que Isaac no haya fallado ni una vez.
Me dejó fuera de combate. Las risas a mis expensas fueron unánimes, pues incluso yo tuve que reírme.


La regularidad fue siempre muy apreciada, incluso antes de que se inventaran los relojes. Si una cosa ocurría cuando se suponía que tenía que ocurrir, no era chocante; no había posibilidad de sorpresas desagradables.
Los planetas, que parecen moverse de un modo errático sobre el estrellado telón de fondo, fueron cuidadosamente estudiados hasta que sus movimientos fueron reducidos a fórmulas y pudieron predecirse. Ésta fue la justificación de la antigua astronomía, ya que, sabiendo cómo se relacionaban entre sí las diversas posiciones planetarias, los astrónomos podían juzgar anticipadamente su influencia sobre la Tierra y, así, predecir los acontecimientos. (Ahora llamamos a esto astrología, pero no importa.)
Pero de vez en cuando aparecía un cometa; venía de ninguna parte y se iba a ninguna parte. No había manera de predecir sus idas y venidas, y sólo podía tomarse como advertencia de que iba a ocurrir algo desacostumbrado.
Así, al principio del acto primero de Enrique VI, los nobles ingleses están de pie alrededor del féretro del conquistador Enrique V, y Shakespeare pone en boca del duque de Bedford lo siguiente:

Vista de negro el cielo, ¡ceda el día a la noche!
Cometas que cambiáis el tiempo y los Estados,
las trenzas de cristal agitad en el cielo,
con ellas azotad las malignas estrellas
rebeldes que la muerte de Enrique han consentido.

Dicho en otras palabras: la presencia de un cometa en el cielo significa que las condiciones de la vida (el tiempo) y los asuntos nacionales e internacionales (Estados) van a cambiar.
El 1705, el astrónomo inglés Edmund Halley (1658-1742) insistió en que los cometas eran fenómenos regulares, que giraban alrededor del Sol como los planetas, pero en órbitas muy elípticas, de modo que sólo se veían cuando se acercaban al perihelio, cuando estaban cerca del Sol y de la Tierra.
El cometa cuya órbita calculó y cuyo retorno predijo, ha sido desde entonces conocido como el «cometa de Halley» o, Según una costumbre reciente, el «cometa Halley». Volvió como él había predicho, y después, dos veces más. Ahora lo esperamos para 1986. (Ya hablé de este cometa en el capítulo anterior, pero ahora seré más sistemático.)
Sin embargo, el conocimiento y la regularidad de los cometas no ha alterado las expectativas de la gente sencilla. Cada vez que vuelve el cometa Halley —en realidad, cada vez que se manifiesta espectacularmente un cometa— se produce el pánico. A fin de cuentas, el hecho de que el cometa Halley regrese periódicamente y de que su regreso sea previsto y esperado, no quiere decir que no traiga algo importante y probablemente nefasto. Es posible que tales sucesos hayan sido dispuestos por la Providencia de un modo ordenado y periódico.
Veamos...
El cometa Halley completa una revolución alrededor del Sol cada setenta y seis años, más o menos. El periodo de la revolución no es absolutamente fijo, porque el cometa está sujeto a la atracción gravitatoria de los planetas cerca de los cuales pasa (en particular, la atracción del gigante Júpiter). Como a cada paso hacia el Sol y, después, apartándose de éste, los planetas están en puntos diferentes de sus órbitas, la atracción gravitatoria no es nunca exactamente la misma. Por tanto, el periodo puede acortarse a setenta y cuatro años o alargarse hasta setenta y nueve.
La primera noticia de un cometa, que parece haber sido el Halley, data del año 467 a. de J.C. Contando aquella aparición, el cometa Halley ha estado treinta y dos veces en nuestro cielo durante los últimos veinticuatro siglos y medio. En 1986, hará su trigésimotercera aparición.
Podemos repasarlas todas y ver qué «cambios de tiempo y de Estado» se han producido en cada aparición..., si es que ha habido alguno.

1°. 467 a. de J.C.
Los persas y los griegos han estado combatiendo durante una generación, y el cometa Halley brilla ahora en el cielo para marcar el fin de la contienda. En el 466 a. de J.C., la Marina ateniense derrota a los persas en una gran batalla frente a la costa de Asia Menor, y termina la larga guerra. El cometa Halley marca también aquel año el comienzo de la Edad de Oro de Atenas, al ser dominada la ciudad por el grupo demócrata; quizás el mayor florecimiento de genio en una pequeña zona y durante un breve período que haya visto el mundo.
2°. 391 a. de J.C.
La ciudad de Roma, en la Italia central, estaba, muy lentamente, cobrando importancia. Había sido fundada el año 753 a. de J. C., y se había convertido en República el año 509 a. de J.C. Había establecido gradualmente su dominio sobre las ciudades vecinas del Lacio y de Etruria. Entonces apareció en el cielo el cometa Halley, y con él llegaron los galos bárbaros del Norte. En el 390 a. de J. C., los galos derrotaron a los romanos en el norte de la ciudad y se lanzaron a ocupar la propia Roma. Al final, los galos fueron expulsados, pero los romanos resultaron quebrantados. Sin embargo, parece que esto les incitó a no hacer más tonterías, pues, después de la ocupación, se encaminaron hacia la grandeza mucho más rápidamente que antes.
3°. 315 a. de J.C.
Entre el 334 a. de J. C. y su muerte en 323 a. de J. C., Alejandro Magno había barrido como un furioso incendio el Asia occidental, conquistando el vasto Imperio persa en una serie de increíbles victorias. Sin embargo, el Imperio de Alejandro no fue duradero, pues se desintegró inmediatamente después de su muerte, al disputarse sus generales los fragmentos. Con el cometa Halley brillando en el cielo, estaba claro que no había posibilidad de reunificar el Imperio. Antígono Monoftalmos, que era el único general que no estaba dispuesto a conformarse con menos de la totalidad, fue derrotado en 312 a. de J.C., y, aunque luchó durante otros doce años, quedó bien claro que el Imperio había sido fragmentado en tres reinos helenísticos importantes: Egipto, bajo los Tolomeos; Asia, bajo los Seléucidas, y Macedonia, bajo los Antigónidas.
4°. 240 a. de J.C.
Los reinos helenísticos combatían continuamente entre ellos, sin que la victoria se inclinase claramente en favor de alguno, con lo cual todos se iban agotando progresivamente. En el 240 a. de J. C., cuando el cometa Halley apareció de nuevo en el cielo, se hizo evidente que los reinos helenísticos decaían, y que otras naciones estaban en auge. Alrededor del 240 a. de J. C., Arsaces 1 estableció su poder en Partia, provincia oriental del que había sido antaño Imperio persa. Más aún, en 241 a. de J.C., Roma, que controlaba toda Italia, había derrotado a Cartago (que controlaba el Africa del Norte) en la primera guerra púnica. Roma dominaba ahora el Mediterráneo occidental. El cometa Halley marcaba así el auge de poderes en Oriente y en Occidente, poderes que destruirían los reinos helenísticos.
5°. 163 a. de J.C.
Cuando el cometa Halley volvió, fue para marcar el hecho de que Roma había derrotado a Cartago por segunda vez en el 201 a. de J. C., y había marcado para destruir Macedonia y reducir a marionetas a los reyes Seléucidas y los Tolomeos de Egipto. En el 163 a. de J.C., Roma acababa de establecer un claro dominio sobre todo el Mediterráneo, y estaba iniciando su período de mayor grandeza. Mientras tanto, en Judea, pequeña provincia del reino seléucida, los judíos se habían rebelado al coincidir el inspirado liderazgo de Judas Macabeo con las disensiones internas entre la familia real Seléucida; los judíos consiguieron el control de Jerusalén en el 165 a. de J.C., y un reconocimiento de facto de la independencia judía por los Seléucidas en el 163 a. de J. C. Entonces, el cometa Halley resplandeció sobre el ahora Mediterráneo romano y la nueva Judea judía, y llegaría un tiempo en que ambos acontecimientos actuarían recíprocamente, con importantes consecuencias.
6°. 87 a. de J.C.
El sistema de gobierno romano, que había sido muy adecuado para una pequeña ciudad que luchaba por dominar una provincia, se estaba debilitando con el esfuerzo por gobernar un gran imperio de pueblos, lenguas y costumbres diversos. La lucha interna entre los políticos romanos se hacía cada vez más cruenta, especialmente desde que cada bando fue apoyado por algún general, de manera que las contiendas políticas degeneraron en guerra civil. El general Mario apoyaba al bando demócrata; el general Sila, al bando aristocrático. En el 87 a. de J.C. volvió el cometa Halley e iluminó un momento crucial, pues aquel año Sila y su ejército entraron en la ciudad de Roma y asesinaron a algunos de los políticos más radicales. Esta vez no fueron los galos quienes ocuparon Roma, sino un general romano. El portento del cometa Halley estaba claro. Ningún enemigo del exterior podía plantar cara a Roma, pero Roma sería desgarrada por las divisiones internas.
7°. 12 a. de J.C.
Cuando el cometa Halley volvió, se encontró con que Roma había superado toda una serie de guerras civiles, sobreviviendo a ellas e incluso expansionándose y fortaleciéndose. Se había convertido en el Imperio romano y, bajo su primer emperador, Augusto, disfrutaba de una gran paz, salvo por escaramuzas locales a lo largo de sus fronteras del Norte. Aproximadamente por esta época, según se cree, nació Jesús en Belén. Se ignora el año exacto de su nacimiento, pero algunos piensan que debió de ser el 12 a. de J. C., y sostienen que el cometa Halley es la «estrella de Belén». Si fue así, el cometa Halley trajo consigo un cambio que, para muchas personas, fue el más importante de la Historia.
8°. 66.
El Imperio romano estaba todavía, casi totalmente, en paz y era gobernado por Nerón, cuando reapareció el cometa Halley. Sin embargo, había descontento en Judea. Allí soñaban en un Mesías y deseaban emular la antigua lucha de los Macabeos y liberarse de Roma. El año 66, con el cometa Halley en lo alto, estalló la rebelión en Judea. Fue sofocada después de una sangrienta lucha de cuatro años. Jerusalén fue Saqueada, y el Templo, destruido. El destino de una pequeña provincia parecía importar poco, pero el nuevo grupo de los cristianos se había mantenido apartado de la contienda y perdido, en consecuencia, todo ascendiente con los judíos. Esto significó que los cristianos habían dejado de ser una secta judía y creado una religión independiente de creciente contenido cultural grecorromano. Esto, a su vez, influyó mucho en la futura Historia.
9°. 141.
Cuando volvió de nuevo el corneta Halley, el Imperio romano había vivido una época de paz y prosperidad, que culminó en el reinado, casi sin acontecimientos, de Antonio Pío, quien se convirtió en emperador en el 138. El cometa Halley brilló ahora sobre la culminación de la Historia mediterránea. Todas las luchas de griegos y romanos, bien entre ellos, bien con otros, habían terminado con la unión del mundo mediterráneo bajo un gobierno ilustrado y civilizado. Fue algo que aquella región no había visto nunca ni volvería a ver jamás. El cometa Halley marcó aquel apogeo. Había terminado el ascenso; pronto empezaría el descenso.
10°. 218.
El periodo feliz de los buenos emperadores había terminado mucho antes del siguiente regreso del cometa. Después de algunos desórdenes, Septimio Severo volvió a implantar un régimen duro en el Imperio. Pero en el 217, su hijo, Caracalla, fue asesinado, y el cometa Halley brilló sobre el principio de un largo período de anarquía durante el cual estuvo el Imperio a punto de hundirse. El cometa Halley había presidido el auge en su anterior aparición, y ahora marcaba el comienzo del descenso.
11°. 295.
El período de anarquía terminó en el 284, con la subida al poder de Diocleciano, primer emperador enérgico que tuvo un reinado bastante largo y estable desde Septimio Severo Diocleciano se empeñó en reorganizar el gobierno imperial y lo convirtió en una monarquía oriental. Los residuos de la antigua Roma desaparecieron y, el 295, el cometa Halley presidió la llegada de un Imperio reformado en el cual, de entonces en adelante, dominaría la mitad oriental. Fue casi como un regreso a los tiempos helenísticos.
12°. 374.
Las reformas de Diocleciano mantuvieron en pie al Imperio romano, pero el alivio fue sólo temporal, y se acercaba el momento en que el cometa Halley volvería a aparecer en el cielo. Los hunos se habían puesto en marcha desde Asia y cruzaban las estepas ucranianas, empujando ante ellos a los godos (una tribu germánica). En el 376, algunos de los godos, buscando refugio, cruzaron el Danubio y penetraron en territorio romano. Los romanos les recibieron mal y, en el 378, las legiones romanas fueron derrotadas y destruidas por la caballería goda en la batalla de Adrianópolis. Había amanecido una nueva Era, y la caballería dominaría los campos de batalla durante mil años. El cometa Halley presidía la caída del viejo Imperio romano y el auge de las tribus germánicas.
13°. 451.
Cuando el cometa Halley regresó de nuevo, varias provincias occidentales del Imperio romano estaban bajo el control directo de los señores de la guerra germanos, y los hunos eran más fuertes que nunca. Bajo su caudillo Atila, el Imperio huno se extendía desde el mar Caspio hasta el Rin. En 451, con el cometa Halley en el cielo, Atila penetró en la Galia, el punto más occidental al que llegarían jamás los nómadas procedentes del Asia central. En la batalla de Chalons, las fuerzas combinadas romanas y germanas lucharon contra Atila y le obligaron a detenerse. Dos años más tarde, Atila murió y el Imperio huno se desintegró. El cometa Halley había presenciado el punto culminante de la invasión procedente del Asia central.
14°. 530.
Cuando volvió el cometa Halley, había Caído el Imperio romano de Occidente, y todas las provincias estaban controladas por los germanos. El más grande de los nuevos caudillos fue el ostrogodo Teodorico, que gobernó Italia de manera ilustrada y se esforzó en conservar la cultura romana. Pero Teodorico murió en el 526, y al año siguiente, Justiniano 1 se convirtió en emperador romano de Oriente. Justiniano proyectó la reconquista de Occidente y, en el 533, su general Belisario navegó hacia el Oeste, dando inicio a un proceso que devastó Italia y destruyó a los ostrogodos, pero norestauró realmente el Imperio. Occidente quedó en manos de los intactos francos, la más bárbara de las tribus germánicas. De esta manera, el cometa Halley brilló sobre el comienzo de las campañas que establecieron la Edad Oscura.
15°. 607.
El Imperio romano de Oriente permaneció fuerte e intacto, pero en el 607, al brillar el cometa Halley en el cielo, los persas, bajo el mando de Cosroes II, empezaron su última y más afortunada guerra Contra los romanos. Al mismo tiempo, en Arabia, un joven mercader llamado Mahoma fundaba una nueva religión, basada en su versión del judaísmo y el cristianismo. La guerra persa-romana agotó completamente a ambos contendientes, y la nueva religión se apoderaría de todo el Imperio persa y de más de la mitad del Imperio romano de Oriente, enfrentado a una capacidad de resistencia muy reducida. Así, el corneta Halley resplandeció sobre el comienzo del Islam y sobre los restos, aún más reducidos, del Imperio romano, llamado ahora «Imperio de Bizancio».
16°. 684.
En una sorprendente oleada de victorias, los seguidores arábigos del Islam surgieron de Arabia tras la muerte de Mahoma y se apoderaron de Persia, Babilonia, Siria, Egipto y Africa del Norte. Ahora estaban dispuestos a tomar la propia Constantinopla y, después, barrer Europa y consolidar su dominio sobre todo el mundo occidental. Pusieron sitio a Constantinopla, mientras los bárbaros búlgaros bajaban de los Balcanes y se acercaban a la ciudad por tierra. Pero Constantinopla resistió, derrotando a los árabes con fuego griego en el 677. En el 685, después de que hubiese aparecido el cometa Halley, Justiniano II subió al trono; fue un caudillo cruel, pero enérgico, que derrotó a los búlgaros. El cometa Halley presidió la supervivencia del Imperio de Bizancio como escudo de Europa contra el Islam.
17°. 760.
El Islam continuó su expansión, aunque a menor escala, y en el 711 invadió España. En el 750 se estableció el califato Abasida, con capital en Bagdad, que gobernó sobre todo el Islam, salvo España y Marruecos. En el 760, con el cometa Halley en nuestro cielo, el califato quedó firmemente establecido y, durante un período de tiempo, el Islam permaneció en la cima, unido, en paz y poderoso por encima de cualquier desafío. Si el cometa Halley había brillado sobre la cima del Imperio romano ocho apariciones antes, brillaba ahora sobre la del Imperio islámico.
18°. 837.
En Occidente, el Imperio franco alcanzó su punto culminante bajo Carlomagno, que murió en el 814. Su sucesor, Ludovico Pío, reinó sobre un imperio intacto, pero era débil y pretendió dividir el reino entre sus cuatro hijos. Se produjeron guerras civiles a causa de esto, pero en el 838 se concluyó el plan definitivo para la división. El cometa Halley presidió, pues, una división que nunca se remediaría, y a partir de entonces, la historia de Europa fue la de una multitud de naciones siempre en guerra. Peor aún: la aparición del cometa Halley anunció nuevas invasiones desde el exterior. Los vikingos lanzaron desde el Norte sus más peligrosos ataques poco después del 837, y lo propio hicieron los magiares desde el Este, mientras los árabes del norte de Africa invadían Sicilia y hacían incursiones en Italia.
19°. 912.
La última incursión importante de fuerzas vikingas en territorio franco fue la de los hombres del Norte, o «normandos», al mando de Hrolf. En el 912, con el cometa Halley en el cielo, Rollón aceptó el cristianismo y fue recompensado con el gobierno de una parte de la costa del Canal. Esta región ha sido llamada desde entonces «Normandía». Así, el cometa Halley presidió el nacimiento de un nuevo Estado, que tenía que representar un papel ciertamente importante en la historia de Europa.
20°. 989.
El cometa Halley, a su regreso, presidió la formación de la Europa moderna. Los descendientes de Carlomagno habían llegado a su fin y, en lo que ahora se llama Francia, subió al trono en el 987 una nueva estirpe, en la persona de Hugo Capeto. Sus descendientes gobernaron durante nueve siglos. En el 989, el príncipe Vladimiro de Kiev se convirtió al cristianismo, hecho que marca la aparición de Rusia como nación europea. El cometa Halley preside el final de la Edad Oscura, como presidió su comienzo seis apariciones antes.
21°. 1066.
Normandía, que se constituyó hacía dos apariciones, se convirtió ahora en el reino mejor gobernado y más poderoso de la Europa occidental, bajo su excelente duque Guillermo. Los normandos habían llegado ya al Mediterráneo, donde tomaron Sicilia y el sur de Italia. En cambio, Guillermo proyectó la invasión de Inglaterra, al otro lado del Canal. El cometa Halley apareció cuando la flota se estaba preparando, y antes de que terminase el año, el duque ganó la batalla clave de Hastings y se convirtió en Guillermo el Conquistador. Así, el cometa Halley vio la formación de una Inglaterra normanda que, con el tiempo, superaría tanto a Roma como al Islam.
22°. 1145.
La renaciente Europa intentó su primera ofensiva general contra el mundo no europeo en 1096, cuando sus ejércitos partieron en una cruzada hacia el Este para reconquistar Jerusalén. Los ejércitos estaban mal organizados, mal equipados, mal dirigidos, pero, armados con el valor de la ignorancia, se enfrentaron contra un enemigo dividido. Tomaron Jerusalén en 1099, y establecieron reinos cristianos en Tierra Santa. Sin embargo, el Islam se reagrupó poco a poco contra el invasor, y en 1144 consiguió su primer triunfo importante al reconquistar Edesa, en el rincón nororiental del territorio conquistado por los europeos. El cometa Halley presenció los llamamientos para una segunda Cruzada, que, sin embargo, terminaría en fracaso. El movimiento de las Cruzadas continuó, pero fracasó a la larga; la aparición del cometa Halley marcó, virtualmente, el momento exacto en que se evidenció tal fracaso.
23°. 1222.
Europa no estaba todavía preparada en modo alguno para gobernar el mundo. Al volver el cometa Halley, una nueva amenaza había surgido desde Asia y, durante un tiempo, fue más grande que todas las que le habían precedido o habían de seguirla. En 1162 había nacido un mogol llamado Temujin. En 1206 gobernaba sobre las tribus del Asia central con el nombre de Gengis Kan. Con dichas tribus formó un aguerrido ejército adiestrado en nuevas y brillantes tácticas, que aprovechaban la movilidad, la sorpresa y el implacable empuje. En una docena de años tomó la China septentrional y barrió el Asia occidental. En 1222, con el cometa Halley en el cielo, un ejército mogol hizo su primera aparición en Europa, y el año siguiente, aquel ejército infligió una sonada derrota a los rusos. Entonces los mogoles se retiraron, pero sería para volver. El cometa Halley presidió el principio del desastre.
24°. 1301.
Los mogoles volvieron de nuevo y lograron victoria tras victoria, pero se retiraron, sin haber sido derrotados, para elegir un nuevo monarca. Rusia permaneció en sus garras, y toda su historia futura cambió como resultado de ello. Cuando volvió el cometa Halley, aquel episodio había terminado, y se desarrollaban otros acontecimientos importantes. Los caballeros europeos, que habían dominado el campo de batalla durante siglos, se lanzaron contra los aldeanos rebeldes de Flandes. Los caballeros despreciaban profundamente a los villanos. Pero los villanos tenían picas y conocían bien el terreno. Derrotaron a los caballeros franceses en la batalla de Courtrai en 1302. Mientras tanto, el Papa Bonifacio VIII quiso coronar el creciente poder del Papado, reclamando en 1302 la autoridad suprema sobre los reyes de la cristiandad. Felipe IV de Francia pensaba de otra manera, y envió agentes para someter al Papa (que murió pronto); entonces estableció un Papado marioneta que sirviese a los franceses. Así, pues, el cometa Halley, en esta aparición, presenció el principio del fin del ejército feudal, así como del Papado omnipotente, y, por tanto, el principio del fin de la Edad Media.
25°. 1378.
Después de Bonifacio VIII, el Papado se estableció en Avignon, ciudad del sudeste de Francia. En 1378, con el cometa Halley de nuevo en el cielo, un Papa se estableció de nuevo en Roma. Pero los cardenales franceses, resueltos a no abandonar Avignon, eligieron por su cuenta otro Papa. Así empezó el «Gran Cisma», que duró cuarenta años y proporcionó a Europa el espectáculo de Papas rivales anatematizándose y excomulgándose mutuamente, mientras las naciones se ponían al lado de uno o de otro, según sus intereses seculares. El prestigio del Papado quedó aniquilado, lo cual dio pie a unos cambios que destruirían para siempre la unidad religiosa de Europa, como había sucedido con la unidad política siete apariciones atrás.
26°. 1456.
Cuando reapareció el cometa Halley, se encontró con que los turcos otomanos eran ahora el borde cortante del Islam. Desde 1300 habían extendido su poder en Asia Menor, y en 1352 hicieron su primera aparición en el lado europeo del Helesponto. En 1453 tomaron Constantinopla, poniendo fin al dominio romano veintidós siglos después de la fundación de Roma. En 1456, con el cometa Halley en el firmamento, los turcos otomanos tomaron Atenas y pusieron sitio a Belgrado. La Europa occidental se dio perfecta cuenta de la nueva amenaza de Asia, presagiada por el cometa Halley.
27°. 1531.
El Imperio otomano alcanzó su apogeo bajo Suleiman el Magnífico, que conquistó Hungría y que, en 1529, puso sitio a Viena. Sin embargo, Viena resistió y los turcos otomanos se retiraron a Budapest. Mientras tanto, Colón había descubierto el continente americano, y, al brillar el cometa Halley sobre la recién liberada Viena, los conquistadores españoles, después de sojuzgar a los aztecas de México, partieron hacia el Perú, donde destruirán, en dos años, el Imperio inca. Así, el cometa Halley se alza sobre una Europa que ha conseguido detener el avance otomano y, al mismo tiempo, establecerse al otro lado del océano. Europa está a punto de dominar el mundo.
28°. 1607.
En 1607, al regresar el cometa Halley, un grupo de ingleses funda Jamestown en una región a la que llama Virginia. Será la primera colonia inglesa permanente establecida en la costa oriental de América del Norte, y es el principio de una serie de acontecimientos que terminarán con el establecimiento de los Estados Unidos de América, que, en tiempos venideros, dominarán Europa durante un tiempo.
29°. 1682.
Con el cometa Halley de nuevo en el cielo, murió Fiodor III de Rusia, y fue sucedido por sus dos hijos como coemperadores. El más joven era Pedro I, que, en el futuro, sería llamado Pedro el Grande y sacaría a Rusia, con titánica energía, del crepúsculo de su pasado dominado por los mogoles, a la luz del sol del progreso de la Europa occidental. Rusia conservaría esta orientación occidental y, como resultado del trabajo de Pedro, disputaría algún día el mundo a los Estados Unidos.
30°. 1759.
Europa dominaba el mundo cuando volvió el cometa Halley, pero, ¿qué nación europea se llevaría la parte del león? España y Portugal habían sido los primeros, pero estaban en decadencia. Los Países Bajos habían hecho un valeroso intento, pero se trataba de una nación demasiado pequeña. Inglaterra (ahora Gran Bretaña) y Francia eran los candidatos restantes, y, en 1756, empezó entre ellos la decisiva Guerra de los Siete Años. (Prusia, Austria y Rusia también participaron en ella.) El momento crucial se produjo en 1759, cuando, con el cometa Halley en las alturas, Gran Bretaña se apoderó del Canadá, consiguió dominar la India y demostr6 ser la indiscutida dueña de los mares. El cometa Halley iluminó la verdadera fundación del Imperio británico, que dominaría el resto del mundo durante casi dos siglos.
31°. 1835.
Gran Bretaña, primera potencia del mundo, estaba cambiando pacíficamente cuando volvió el cometa Halley. En 1832, el Parlamento aprobó una ley que racionalizaba la presentación en aquel cuerpo, extendiendo el electorado e iniciando el proceso de ampliación del derecho de sufragio a la población en general. Victoria subió al trono en 1837. En los Estados Unidos de América, el primer conato de división entre el Norte y el Sur se produjo con la crisis de 1832, durante la cual algunos Estados se negaron a obedecer las leyes federales y que, en definitiva, se resolvió a favor de la Unión. Sin embargo, se habían trazado las líneas de combate, y, al fin, el derecho de sufragio se extendería a los esclavos liberados. En ambas naciones, el movimiento en pro de la doctrina igualitaria dio un firme paso adelante, con el cometa Halley como testigo.
32°. 1910.
Eduardo VII de Gran Bretaña, hijo mayor de la reina Victoria, murió en 1910, y a su entierro asistieron por última vez muchas testas coronadas de Europa. En 1914 empezaría la Primera Guerra Mundial. Ésta destruiría muchas de las antiguas monarquías y establecería un mundo nuevo y más peligroso. Una vez más, el cometa Halley traía consigo un cambio en los tiempos y los Estados.
33°. 1986.
...?

Impresionante, ¿no? Tal vez, a fin de cuentas, haya algo de verdad en la astrología.
No, no la hay. Esto no es más que un tributo (disculpad mi inmodestia) a mi ingenio. Dadme una lista de treinta y tres fechas a partir del año 700 a. de J.C., regular o irregularmente espaciadas; dadme un poco de tiempo para pensar, y redactaré una lista parecida de acontecimientos cruciales, que parecerá igualmente buena. Con cincuenta listas de éstas —especialmente si incluimos la Historia oriental, los avances tecnológicos, los acontecimientos culturales, etcétera—, sería fácil montar cincuenta interpretaciones y difícil elegir como la mejor una en particular.
La Historia humana es lo bastante rica, y las corrientes están lo bastante llenas de ramificaciones, como para que esto sea posible; ésa es una de las razones de que mi ciencia imaginaria de psicohistoria vaya a resultar tan difícil de desarrollar.

XI
LA ÓRBITA DE COMO-SE-LLAME

Acabo de regresar del Instituto del Hombre y la Ciencia, de Rensselaerville, Nueva York, donde, por noveno año consecutivo, he contribuido a dirigir un seminario sobre un tema de ciencia-ficción. Esta vez versaba sobre tratados del espacio.
Por ejemplo, ¿cómo regulamos el empleo del espacio limitado en una órbita geosincrónica, considerando que es allí donde sería más adecuado colocar una estación de energía solar?
Hablaba con mi buen amigo Mark Chartranded, que es ahora jefe del Instituto Nacional del Espacio. En varias ocasiones se refirió a la órbita geosincrónica como la «órbita de Clark».
Yo estaba intrigado y, por fin, le pregunté:
— ¿Por qué la órbita de Clark? ¿Quién es Clark?
Chartranded me miró fijamente un instante y respondió:
— Me refiero a Arthur C. Clarke. Seguramente habrás oído hablar de él, Isaac.
Naturalmente, se produjeron grandes carcajadas, y cuando se extinguieron, repuse, indignado:
— Bueno, ¿cómo diablos iba yo a saber que te referías a Arthur? No pronunciaste la «e» muda de su apellido.
¿Creeréis que nadie consideró que fuese una excusa adecuada?
La cuestión es —y esto sí que lo sé bien— que, en 1945, Arthur C. Clarke había comentado la posibilidad de colocar satélites de comunicación en órbita y había descrito la utilidad particular de tenerlos en órbita geosincrónica. Creo que fue la primera vez que se planteó la cuestión, por lo que el término «órbita de Clarke» está plenamente justificado.
Para compensar mi fracaso en reconocer el apellido de Arthur cuando lo oí, examinemos detalladamente la órbita de Clarke.


Imaginemos que observamos varios objetos que giran alrededor de la Tierra a diferentes distancias de su centro. Cuanto más lejos esté un objeto de la Tierra, más larga será la órbita que describa y, al propio tiempo, tendrá que viajar más despacio, ya que la intensidad del campo gravitatorio de la Tierra disminuye con la distancia.
El período de revolución, que depende tanto de la longitud de la órbita como de la velocidad orbital, aumenta con la distancia de una manera que resulta un poco complicada.
Así, pues, imaginemos un satélite que gira alrededor de la Tierra a sólo 150 km de su superficie o (es lo mismo) a unos 6.528 km de su centro. Su período de revolución es de unos 87 min. ⁽¹⁾.
Por su parte, la Luna gira alrededor de la Tierra a una distancia media de 384.401 km (de centro a centro). Su período de revolución «sideral» —es decir, su revolución en relación con las estrellas, que es como podemos acercarnos más al concepto de su revolución «real»— es de 27,32 días. La Luna está 58,9 veces más lejos del centro de la Tierra que el satélite, pero el período de revolución de la Luna es 452 veces más largo que el del satélite.
Parece, pues, que el período se alarga más rápidamente que la distancia, pero menos que el cuadrado de la distancia. Podemos expresar esto matemáticamente llamando P a la razón de los períodos de revolución, y D a la razón de las distancias, y diciendo que P > D¹ y que P < D², donde ">" significa «es mayor que» y "<" «es menor que». En realidad, P=D^1,5.
Un exponente de 1,5 significa que, para obtener el período del objeto más lejano, hay que tomar el cubo de la razón de las distancias y tomar después la raíz cuadrada del resultado. Así, la Luna está 58,9 veces más lejos de la Tierra que el satélite. Por consiguiente, tomemos el cubo de aquella razón (58,9 x 58,9 x 58,9 = 204.336) y tomemos después la raíz cuadrada del resultado, que es 452. Ésta es la razón de los períodos de revolución. Si multiplicamos el período del satélite por 452, obtendremos el período de la Luna. O podemos empezar con el período sideral de la Luna, dividirlo por 452, obteniendo así el período del asteroide. O, partiendo de la razón de los períodos, podemos obtener la razón de las distancias.
Todo esto es la tercera ley de Kepler, y ahora nos olvidaremos de las matemáticas. Yo haré los cálculos; podéis fiaros de mi palabra ⁽²⁾
La Tierra gira alrededor de su eje, en relación con las estrellas (el «día sideral»), en 23 horas y 56 minutos. El día sideral de la Tierra es más largo que el período de revolución del satélite que gira cerca de su superficie, y más corto que el periodo de revolución de la Luna.
Si imaginamos una serie de objetos que giran alrededor de la Tierra en órbitas más y más alejadas del centro del planeta, el período de revolución se alargará más y más y, a cierta distancia entre la del satélite (donde el período es demasiado corto) y la de la Luna (donde es demasiado largo) habrá un lugar donde el satélite tendrá un período sideral de revolución exactamente igual al período sideral de rotación de la Tierra.
Este satélite se mueve en una órbita geosincrónica, siendo «geosincrónica» una palabra derivada del griego y que significa «moverse en el mismo tiempo que la Tierra».
Empleando la tercera ley de Kepler, podemos averiguar exactamente dónde debe estar un satélite para hallarse en una órbita geosincrónica.
Resulta que un satélite que gire alrededor de la Tierra a una distancia media de 42.298 km del centro de ésta, completará su revolución exactamente en un día sideral. Este satélite estará situado a 35.919 km sobre la superficie de la Tierra (que está, a su vez, a 6.378 km del centro de la Tierra).
Si os resultan incómodas las medidas métricas, podéis convertir los kilómetros en millas dividiendo el número de kilómetros por 1.609. Entonces encontraréis que un satélite en órbita geosincrónica está situado a una distancia media de 22.324 millas sobre la superficie de la Tierra.
Puede que penséis que, si un satélite está en órbita geosincrónica, se moverá al unísono con la rotación de la Tierra y que, por consiguiente, parecerá que permanece en el mismo punto del cielo, de día y de noche, durante un período indefinido, si es que lo observáis (con un telescopio, en caso necesario) desde la superficie de la Tierra.
¡Nada de eso! Un satélite estará en órbita geosincrónica a una distancia media de 42.298 km del centro de la Tierra, sea cual fuere su plano de revolución. Puede girar alrededor de la Tierra de Oeste a Este (o de Este a Oeste, lo mismo da), siguiendo una ruta encima del ecuador. O puede girar de Norte a Sur (o de Sur a Norte) pasando por encima de ambos polos. O puede estar en órbita oblicua entre aquéllas. Todas ellas serán órbitas geosincrónicas.
Si estuvieseis plantados en la superficie de la Tierra, observando un satélite en órbita geosincrónica en un plano que formase un ángulo con el ecuador terrestre, veríais cambiar su posición en relación con el cenit.
El satélite describiría, en el curso de un día, un número ocho, que es lo que los astrónomos llaman un «analemma». Cuanto mayor sea el ángulo de la órbita con el ecuador, tanto mayor será el analemma.
Un ejemplo: el Sol se mueve a través del cielo en una órbita aparente, que forma un ángulo con el ecuador de la Tierra. Por esta razón, la posición del Sol del mediodía en el cielo varía de un día a otro. Describe un analemma y, en un globo terráqueo grande, un analemma proporcionado suele colocarse en los espacios vacíos del océano Pacífico. Partiendo de este analemma se puede saber exactamente a qué altura del cielo está el Sol de mediodía en cualquier día del año (siempre que tengáis en cuenta la latitud del lugar donde os halláis) y también cuántos minutos antes o después del cenit está el Sol en cualquier día del año. (Está en el cenit el 15 de abril y el 30 de agosto.)
Este comportamiento del Sol debía tenerse en cuenta en los viejos tiempos de los relojes de sol, y en realidad, analemma es la palabra latina que designa el bloque que sostiene un reloj de sol.
Una órbita geosincrónica no tiene que ser necesariamente un circulo perfecto. Puede ser una elipse de cualquier excentricidad. Seguirá siendo geosincrónica mientras sea correcta la distancia media. Puede acercarse más en un extremo de su órbita y alejarse más en el otro.
Sin embargo, si la órbita es elíptica además de oblicua, el analemma no será simétrico. Una de las anillas del número ocho será más grande que la otra. Cuanto más elíptica sea la órbita, mayor será la diferencia de tamaño de las anillas.
Así, la Tierra se mueve alrededor del Sol en una elipse ligeramente excéntrica, y por eso el analemma formado por la posición aparente del Sol de mediodía de un día a otro, en el curso del año, es asimétrico. La anilla septentrional es más pequeña que la meridional, razón por la cual el Sol de mediodía está en el cenit unas tres semanas después del equinoccio de primavera septentrional y tres semanas antes del equinoccio de otoño septentrional. Si la órbita de la Tierra fuese circular, el analemma sería simétrico, y el Sol de mediodía estaría en el cenit en los equinoccios.
Pero supongamos que un satélite gira alrededor de la Tierra en el plano del ecuador terrestre. La órbita formaría un ángulo de 0° con el ecuador, y el analemma sería aplastado y quedaría reducido a cero en la dirección Norte-Sur.
Sin embargo, si el satélite girase en el plano ecuatorial en una elipse, se movería más de prisa que su velocidad media en aquella parte de su órbita donde estuviese más cerca de la Tierra que su distancia media, y más despacio cuando estuviese en la otra posición. Parte del tiempo superaría la velocidad de la superficie de la Tierra, y el resto del tiempo se retrasaría con respecto a ésta.
Visto desde la superficie de la Tierra, este satélite describiría una línea recta de Este a Oeste, completando su movimiento de retroceso y adelanto en el curso de un día. Cuanto más pronunciada fuese la excentricidad de la órbita, más larga sería la línea.
Pero supongamos que un satélite no sólo girase en el plano ecuatorial de la Tierra, sino que lo hiciese en un círculo perfecto de Oeste a Este. En este caso, el analemma quedaría totalmente anulado. Los movimientos Norte-Sur y Este-Oeste desaparecerían, y el satélite, observado desde la Tierra, parecería completamente inmóvil. Pendería indefinidamente sobre un punto de la Tierra.
He aquí la diferencia entre una órbita geosincrónica y una órbita de Clarke. Hay un número infinito de órbitas geosincrónicas, con cualquier valor de inclinación orbital y de excentricidad orbital. En cambio, sólo hay una órbita de Clarke.
La órbita de Clarke es geosincrónica con una inclinación orbital de cero y una excentricidad orbital también de cero. La órbita de Clarke es exactamente circular y se halla precisamente en el plano ecuatorial; su importancia es que sólo en una órbita de Clarke permanecerá inmóvil un satélite en relación con la superficie de la Tierra.
Esto puede ser muy útil. Un satélite inmóvil con respecto a la superficie de la Tierra ofrecerá la situación más simple para transmitir comunicaciones o irradiar energía. Clarke imaginó esta órbita en su comunicación de 1945, y de aquí el nombre de «órbita de Clarke».

Como sólo hay una órbita de Clarke y está bastante cerca de la Tierra, representa un recurso sumamente limitado. La longitud de la órbita es de 265.766 km, sólo 6,6 veces la longitud de la circunferencia de la Tierra (porque la órbita de Clarke sólo está 6,6 veces más lejos del centro de la Tierra que la superficie de ésta).
Imaginemos que quisierais poner una serie de estaciones de energía solar en la órbita de Clarke, y supongamos que os encontraseis con que no podéis hacerlo perfectamente. No se puede colocar un satélite exactamente en la órbita de Clarke, y aunque se pudiese, las perturbaciones gravitatorias de la Luna y del Sol le harían bailar un poco. Entonces podría resultar que, como medida de seguridad, hubiese que colocar las estaciones de energía a intervalos de 1.000 km. En tal caso, sólo podríamos meter 265 de ellos en la órbita de Clarke, y eso significaría una limitación de la cantidad de energía que podríamos obtener del Sol.
Si quisiéramos tener satélites de diferentes tipos en la órbita de Clarke —de comunicaciones, de navegación, etcétera— esto limitaría aún más las cosas.
Podríamos imaginar un satélite particularmente largo, con su eje mayor paralelo a la órbita de Clarke. Diferentes tipos de funciones podrían montarse entonces en toda su longitud, sin que existiesen interferencias entre ellas, ya que el satélite se movería como una unidad. Las estaciones de energía de ambos extremos no variarían su posición relativa entre sí, ni en lo tocante a las funciones de comunicaciones o de navegación que pudiesen existir entre ambas. De esta manera, podría introducirse un número mucho mayor de unidades de trabajo en la órbita de Clarke.
Incluso podríamos imaginarnos un anillo sólido que llenase la órbita de Clarke, algo similar a lo que describió Larry Niven en Ringworld. En este caso podríamos disponer de funciones de toda clase esparcidas a lo largo de él. Sin embargo, un anillo semejante sería «metaestable», es decir, permanecería de un modo estable en órbita sólo mientras la Tierra permaneciese en el centro exacto del anillo. Si ocurriese algo que empujase ligeramente el anillo a un lado —por ejemplo, perturbaciones gravitatorias—, de modo que la Tierra no estuviese ya en el centro exacto del anillo, éste seguiría desviándose en la misma dirección, se rompería por la acción periódica de vaivén, y partes del aparato se estrellarían contra la Tierra.

Pero podría haber órbitas relacionadas con la de Clarke que tuviesen valores propios.
Imaginemos un satélite en una órbita circular en el plano ecuatorial, a una distancia tal que su período de revolución sea exactamente de dos días siderales, o de tres, o de uno y medio. Un período de dos días siderales significaría que el satélite se movería con regularidad, saliendo en el Este y poniéndose en el Oeste; pero desde cualquier punto del Ecuador se vería directamente sobre la cabeza del observador a intervalos de cuarenta y ocho horas. Otros períodos que estuviesen relacionados de alguna forma con el día sideral, presentarían sus propias normas. (Incluso órbitas geosincrónicas que fuesen inclinadas y excéntricas, y que, por consiguiente, no se tratasen de órbitas de Clarke, podrían estar dispuestas de manera que presentasen simples pautas de comportamiento en el cielo.)
No estoy seguro de la utilidad que pudiera tener esto, pero sería interesante desde el punto de vista de la mecánica celeste. Refirámonos a toda la familia de órbitas con inclinación y excentricidad cero como «órbitas de Clarke», con independencia de la distancia y del período de revolución. La órbita de Clarke, donde un satélite tuviese un período de un día sideral, sería la «órbita Clarke-1 ». Aquella cuyo período fuese de dos períodos siderales sería la «órbita Clarke-2». De esta forma tenemos las siguientes distancias desde el centro de la Tierra:

Órbita	Distancia (en kilómetros)
Clarke-½	26.648
Clarke-1	42.298
Clarke-1 ½	55.410
Clarke-2	67.127
Clarke-3	87.980
Clarke-4	106.591
Clarke-5	123.679

Cuanto más lejos está la órbita, tanto mayor es el efecto de las perturbaciones lunares sobre ella. No entiendo lo suficiente de mecánica celeste como para poder determinar dónde sería la órbita de Clarke lo bastante grande como para que las perturbaciones impidiesen que fuese útil para este u otro fin, pero sin duda en tiempos venideros se realizarán simulaciones con computadora, que nos darán la respuesta... sí no se hacen ya.
Lo que vale para la Tierra valdría también para cualquier otro cuerpo astronómico. Supongamos, por ejemplo, que quisiésemos colocar un satélite en órbita alrededor de Marte, de manera que pareciese estar suspendido en un lugar del aire al ser observado desde la superficie marciana. (Quizás interesase tener fotografías continuas de un lugar particular de Marte durante un largo período de tiempo, mientras lo permitiesen la inevitable interferencia de la noche y las ocasionales tormentas de polvo.)
En el caso de Marte es imposible una órbita geosincrónica, si tomamos en serio nuestro griego, ya que geo se aplica sólo a la Tierra. Habría que hablar de una «órbita aerosincrónica». (Ya sé, ya sé; la gente dirá, de todos modos, órbita geosincrónica, de la misma manera que dice «geología lunar», cuando en realidad debería decir «selenología».)
En cambio, podemos hablar de una órbita de Clarke en cualquier mundo. El término no está relacionado etimológicamente con la Tierra. Se puede definir una órbita de Clarke como aquella en que un objeto se moverá alrededor de otro más grande, con una inclinación orbital y una excentricidad orbital de cero, y con un período igual al de rotación sideral del objeto más grande.
La cuestión es la siguiente: ¿Cuál es la distancia desde el centro de Marte hasta su órbita de Clarke?
El día sideral marciano es ligeramente más largo que el de la Tierra, ya que Marte gira sobre su eje, en relación con las estrellas, en 24,623 horas. Esto produciría el efecto de aumentar la distancia de la órbita de Clarke en comparación con la de la Tierra, ya que el satélite tiene que viajar más despacio para seguir exactamente la rotación marciana.
Por otra parte, la intensidad del campo de gravitación marciana es de sólo una décima parte del de la Tierra, de modo que la órbita de Clarke debería estar más cerca de Marte si el satélite tuviese que circundarlo en poco más de veinticuatro horas. Este segundo efecto es el más importante, y por ello la órbita de Clarke en Marte está a una distancia de 20.383 km del centro del planeta.
La órbita de Clarke correspondiente a Marte está aproximadamente a una distancia de éste equivalente a la mitad de la que hay entre la órbita de Clarke terrestre y la Tierra.
El satélite marciano más exterior, Deimos, está a una distancia de 23.500 km de Marte y, por consiguiente, muy poco por fuera de la órbita de Clarke. Por tanto, se mueve alrededor de Marte en poco más de un día sideral marciano (exactamente en 1,23 días marcianos siderales).
Cualquier objeto situado fuera de la órbita de Clarke (si continuamos suponiendo que todas las revoluciones y rotaciones se efectúan de Oeste a Este) saldrá en el Este y se pondrá en el Oeste, visto desde la superficie del mundo alrededor del cual gire. Así ocurre con Deimos, que surge en el Este marciano y se pone en el Oeste, aunque parece moverse muy lentamente, ya que el movimiento de rotación de la superficie marciana coincide casi con el de traslación del satélite.
El satélite interior de Marte, Fobos, tiene una órbita situada dentro de la de Clarke, ya que se halla a una distancia de sólo 9.350 km del centro de Marte. Por consiguiente, gira alrededor de Marte en menos de un día sideral marciano (de hecho, en 0,31 días) y gira más de prisa que la superficie marciana.
Cualquier objeto situado dentro de una órbita de Clarke parecería salir en el Oeste y ponerse en el Este, visto desde el mundo alrededor del cual gira, y esto es ciertamente lo que pasa con Fobos.

Júpiter constituye un caso particularmente interesante. Tiene un campo de gravitación enormemente intenso, equivalente a 318 veces el de la Tierra, y su rotación es singularmente rápida, ya que describe un giro completo sobre su eje en sólo 9,85 horas.
¿A qué distancia de Júpiter tendría que estar un satélite para circunvalarlo en 9,85 horas? La respuesta es que la órbita de Clarke en Júpiter está a una distancia de 158.500 km del centro del planeta. Esto es casi cuatro veces la distancia de la órbita de Clarke terrestre al centro de la Tierra, pese al hecho de que un satélite que se mueve alrededor de Júpiter debe completar su órbita en sólo dos quintas partes del tiempo que necesitaría un satélite en la órbita de Clarke terrestre para mantener la sincronía.
Recuérdese, empero, que 158.500 km representan la distancia desde el centro de Júpiter. Pero Júpiter es un planeta grande, y su superficie ecuatorial está a 71.450 km de su centro. Esto significa que un satélite, en una órbita de Clarke alrededor de Júpiter, estaría sólo a 87.050 km sobre la superficie visible de la capa de nubes de Júpiter.
Imaginad entonces un satélite colocado en una órbita de Clarke alrededor de Júpiter, de manera que estuviese casi encima de la Gran Mancha Roja, que, por desgracia, no está en el ecuador de Júpiter. Por lo cual no podría estar exactamente sobre él. ¡Qué continuo panorama tendría, durante las cinco horas de luz diurna!
Podría observar durante cinco horas y descansar otras cinco por un largo período de tiempo, aunque habría algunas complicaciones. Primera: la Gran Mancha Roja se mueve de un modo bastante errático y no permanecería indefinidamente en la posición esperada. Segunda: el intenso campo magnético de Júpiter podría dificultar los trabajos del satélite. Tercera: ahora sabemos que Júpiter tiene un anillo de desperdicios cerca de su órbita de Clarke, lo cual podría también interferir.
Sin embargo, la vista sería magnífica si pudiese conseguirse, y, como jamás he oído decir que se hubiese hablado de ello —lo cual no quiere decir que no se haya hablado—, puedo al menos soñar que algún día esta órbita de Clarke particular sea llamada órbita de Asimov.

Saturno, que en comparación con Júpiter posee un período de rotación ligeramente más largo (10,23 horas) y un campo de gravedad considerablemente menos intenso, tiene la órbita de Clarke a una distancia de 109.650 km o de sólo 49.650 km sobre la capa de nubes.
Sin embargo, aquí se presenta un grave inconveniente. El gigantesco sistema de anillos de Saturno se halla en el plano ecuatorial del planeta, de manera que la órbita de Clarke en Saturno está exactamente dentro de los anillos, dentro del anillo B, cerca del borde interior de la división de Cassini.
Esto significa que el anillo B, la porción más brillante del sistema de anillos, se encuentra casi enteramente dentro de la órbita de Clarke y, por tanto, se adelanta a la superficie de Saturno al girar éste sobre su eje. Si desde Saturno pudiesen distinguirse las partículas individuales del anillo B —y de los anillos todavía más cercanos—, se verían surgir en el Oeste y ponerse en el Este. En cambio, las partículas situadas más allá de la división de Cassini saldrían en el Este y se pondrían en el Oeste.
En principio, podríamos elegir alguna partícula cerca del borde interior de la división de Cassini y montar en ella nuestros instrumentos. Podríamos escoger una que estuviese en una órbita de Clarke. Pero entonces las innumerables partículas todavía más próximas a Saturno impedirían la visibilidad de la porción de la superficie del planeta situada directamente debajo.

También hay una órbita de Clarke alrededor del Sol. Estaría a una distancia de unos 26.200.000 km del centro del astro. Lo cual significa menos de la mitad de la distancia entre el Sol y Mercurio.
A finales del Siglo XIX se especuló sobre la existencia de un pequeño planeta llamado Vulcano, situado dentro de la órbita de Mercurio (véase «The Planet That Wasn't», en el libro del mismo nombre, Doubleday, 1976).
Por desgracia, Vulcano no existe. ¡Qué lástima! Su órbita habría tenido que estar muy cerca de la órbita de Clarke solar. Supongamos que estuviese exactamente en la órbita de Clarke, y que pudiésemos llegar y colocar en él nuestros instrumentos, y que estos instrumentos pudiesen resistir el tremendo calor del cercano Sol.
Imaginemos la vista de las manchas solares. Podrían ser seguidas de cerca durante buena parte de su tiempo de vida. (Se presentaría una complicación, y es que la superficie del Sol gira a diferentes velocidades en diferentes latitudes, de modo que las manchas solares parecerían alejarse gradualmente.)

Venus tiene un período de rotación muy lento (243,09 días), y la intensidad de su campo de gravitación es de sólo 0,815 veces la de la Tierra. En este caso, sería de esperar una órbita de Clarke muy distante, lo cual resultaría cierto. La órbita venusiana de Clarke se halla a una distancia de 1.537.500 km del centro del planeta, o sea, cuatro veces más lejos de Venus de lo que lo está la Luna de la Tierra. A tal distancia, la órbita de Clarke sería casi inútil.
La órbita de Clarke de Mercurio estaría a 240.000 km de éste, o sea, a una distancia considerablemente menor que la de la Luna a la Tierra.
Y ésta es toda la publicidad que voy a dar a la vieja Como-se-llame.

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(1)   Se supone que todos los objetos móviles de este ensayo se mueven de Oeste a Este, en el sentido de la rotación de la Tierra.
⁽²⁾ Estoy seguro de que los lectores de mente maliciosa y recelosa comprobarán mis cálculos y me pillarán en errores aritméticos o conceptuales.

XII
LISTOS Y A LA ESPERA

Acabo de regresar de un crucero «Astronomy Island» a las Bermudas. El objetivo era visitar un lugar de aquella hermosa isla donde pudiésemos contemplar diversos objetos en su claro cielo a través de una variedad de telescopios montados por algunos entusiastas que venían con nosotros.
Siempre es el cielo de julio o agosto, con la semana cuidadosamente escogida para que no haya Luna. Escorpión es siempre visible en el cielo meridional, marcando su ondulado camino hacia el horizonte.
Inmediatamente debajo, y a la izquierda (desde nuestro punto de observación), hay ocho estrellas que, a mi modo de ver, dibujan una tetera perfecta y constituyen la constelación de Sagitario. Junto a la estrella que marca el pico de la tetera, la Vía Láctea se encorva hacia arriba, y a la izquierda es como un débil vapor.
Aquel lugar en Sagitario es la parte más brillante de la Vía Láctea, y si miráis en aquella dirección, estaréis dirigiendo la vista hacia el centro de la galaxia.
Es muy emocionante saber que, aunque no puede verse a través de las nubes de polvo, en algún lugar —precisamente en la dirección en que estáis mirando— hay una región de turbulencia inimaginable que incluye, casi con toda seguridad, un enorme agujero negro.
Y, sin embargo, yo volvía una y otra vez los ojos hacia Antares, la brillante estrella en la constelación de Escorpión, y la observaba fijamente durante un rato.
Tal vez... Tal vez... Tal vez...
La probabilidad de que ocurriese algo mientras observaba era de uno entre muchos billones, pero, por si acaso, quería estar listo y a la espera.
Pero, desde luego, nada sucedió.
¿Qué era lo que esperaba? Bueno, empecemos por el principio.


Alrededor del año 130 a. de J. C., el astrónomo griego Hiparco (190-120 a. de 3. C.) preparó el primer catálogo de estrellas. Hizo una lista de casi 850 estrellas, empleando los nombres que se les daban entonces, y expresó su latitud y su longitud con respecto a la eclíptica —el curso seguido por el Sol sobre el fondo estrellado— y la posición particular del Sol en el equinoccio de primavera.
¿Por qué lo hizo? Según el autor romano Plinio (23-79), que escribió dos siglos más tarde, fue porque había «descubierto una nueva estrella».
Recordad que, antes del invento del telescopio, casi todos los que observaban las estrellas daban por cierto que todas eran observables para las personas de aguda visión. La noción de una estrella invisible parecía contradictoria. Si era invisible, no era una estrella.
Sin embargo, las estrellas varían en brillo, y la mayor parte de ellas son tan opacas que resultan difíciles de ver. ¿No sería posible que algunas de ellas —al menos unas pocas— fuesen tan opacas que la vista humana, por muy aguda que fuese, no pudiese distinguirlas? A nosotros, que pensamos con la brillantez de la visión retrospectiva, aquella posibilidad nos parece ahora tan abrumadoramente lógica, que nos preguntamos cómo pudieron antes dejar de verla.

Lo malo es que, hasta hace aproximadamente cuatro siglos y medio, el hombre vivía en un universo homocéntrico y creía firmemente que el Universo entero había sido creado sólo con el fin de ejercer algún efecto sobre los seres humanos. (Incluso hoy, la mayoría de los seres humanos viven en este universo.)
La gente podía argüir que las estrellas existían sólo porque eran tan hermosas que deleitaban nuestros ojos y nos incitaban al arrobo y al romanticismo.
O, de manera más práctica, podían argüir que las estrellas formaban un criptograma complejo, sobre el cual unos objetos móviles, como el Sol, la Luna, los planetas, los cometas y los meteoros, marcaban caminos que podían servir de guía a los humanos.
O, de manera más sublime, podían sostener que las estrellas tenían por objeto influir al alma un sentido de su propia insignificancia, e insinuarle la existencia de un ser superior, más allá del alcance o la comprensión humanos. («Los cielos pregonan la gloria de Dios, y el firmamento anuncia la obra de sus manos.» Salmos, 19, 2.)
En un universo homocéntrico no tiene sentido imaginar una estrella invisible. ¿Qué objeto tendría? Al no ser vista, no podría servir a la estética, ni al utilitarismo, ni a la religión.
Sin embargo, Hiparco, después de haber contemplado lo bastante el cielo y haber pasado mucho tiempo estudiando la posición de los planetas sobre el fondo estrellado para conocer de memoria la situación de las mil estrellas más brillantes, miró una noche el cielo y vio una que no estaba allí la última vez que había mirado.
Sólo podía suponer que se trataba de una estrella nueva, recién formada. Y también temporal, pues, en definitiva, se desvaneció de nuevo. (Plinio no lo dice así, pero podemos estar seguros de ello.)
A Hiparco debió de parecerle que aquella intrusión celeste era un notable acontecimiento, y debió de preguntarse si ocurría con frecuencia. Seguramente no hay informes anteriores sobre nuevas estrellas, pero la silenciosa intromisión podía haber pasado sencillamente inadvertida. Pocos conocían el cielo tan bien como Hiparco, y una ligera irregularidad podía no advertirse. Por consiguiente, preparó su catálogo, con el fin de que, si algún futuro observador de las estrellas tenía la menor sospecha de una novedad, pudiese consultarlo para ver si se había presumido la existencia de una estrella en la posición de la que había sido observada.

Ocasionalmente, aunque con poca frecuencia, se observaron nuevas estrellas en los siglos que siguieron a Hiparco. Una particularmente notable apareció en la constelación de Casiopea el 11 de noviembre de 1572. Un astrónomo danés de veintiséis años, Tycho Brahe (1546-1601), la observó cuidadosamente y escribió sobre ella un libro de cincuenta y dos páginas que le convirtió, de golpe, en el astrónomo más famoso de Europa.
Tycho (generalmente se le conoce por el primer nombre) dio al libro un largo título que, usualmente, se resume en Concerniente a la nueva estrella. Sin embargo, y como escribió en latín, el título debería ser, en realidad, De Nova Stella. Desde entonces, toda «nueva estrella» ha sido llamada nova, que es la palabra latina que significa «nueva» ⁽¹⁾
Y en 1609, Galileo (1564-1642) construyó su primer telescopio, enfocó con él hacia el cielo y advirtió inmediatamente que cada estrella parecía más brillante y que muchas estrellas, demasiado opacas para ser observadas a simple vista, brillaban y se hacían visible gracias a él. Así descubrió que existían numerosas estrellas invisibles, en mayor número que las visibles. Si alguna de ellas se hacía, por alguna razón, lo bastante brillante, se haría percibible a simple vista y, en los tiempos anteriores al telescopio, debió de aparecer como una estrella «nueva».
En 1596, por ejemplo, el astrónomo alemán David Fabricius (1564-1617) había observado una estrella de tercera magnitud en la constelación de la Ballena, que palideció y, en definitiva, desapareció. Él la consideró otra estrella temporal, que había llegado y se había ido, como las que habían observado Hiparco y Tycho. Sin embargo, en el curso del siglo siguiente, la estrella fue vista en el mismo lugar en varias ocasiones. Con el empleo del telescopio se descubrió que estaba siempre allí, pero que variaba de brillo de un modo irregular. Cuando estaba más pálida, era invisible a simple vista, pero podía aumentar de brillo en diferentes grados, haciéndose visible, y en 1779 alcanzó la primera magnitud, aunque sólo temporalmente. Fue denominada Mira («maravillosa»), aunque su nombre más sistemático es Omicron Ceti.
Actualmente, cualquier estrella es clasificada como nova si brilla con fuerza y súbitamente, aunque al principio puede ser tan opaca que, incluso cuando brilla más, sigue siendo invisible a simple vista. También hay estrellas que pueden brillar y oscurecerse con regularidad, pero entonces son «estrellas variables» y no son consideradas novas. Por otra parte, las novas suelen clasificarse como una subdivisión de las estrellas variables.
Ahora que contamos con la ayuda del telescopio, las novas no son tan maravillosas ni tan raras como lo eran antaño. Por término medio, se presentan unas veinticinco al año en nuestra galaxia, aunque la mayor parte de ellas permanecen ocultas, ya que las nubes de polvo sólo nos permiten ver nuestro propio rincón de la galaxia.
Generalmente, la nova llega sin previo aviso, y sólo es detectada al brillar de súbito. Creo que a nadie le ha ocurrido estar mirando una estrella y sorprenderla en el momento en que empezaba a aumentar de brillo. En cambio, tras brillar y ser detectada, puede observarse después de desvanecerse en lo que, probablemente, era antes.
Esas «posnovas» fueron cada vez más estudiadas y, en los años cincuenta, quedó claro que todas ellas, sin excepción, eran binarias próximas. Resultó que una nova era una pareja de estrellas que giraban alrededor de un centro de gravedad común, y tan cerca la una de la otra, que ejercían entre sí una considerable influencia de atracción. Un miembro de la pareja era siempre una estrella blanca enana, mientras que el otro era una estrella normal.
Lo que ocurría está claro. La influencia de atracción de la enana blanca sobre su compañera extraía de ésta materia rica en hidrógeno. Esta materia formaría un anillo alrededor de la enana blanca, girando lentamente en espiral en su dirección. Al acercarse la materia a la enana blanca, se vería sometida a una intensa atracción gravitatoria, que la condensaría y produciría una fusión de hidrógeno en su interior. La estrella blanca enana sería siempre algo más brillante de lo que lo habría sido caso de no haber estado acompañada, debido a la refulgente nube de hidrógeno extraído a su compañera.
De vez en cuando, sin embargo, grandes cuajarones de materia se desprenderían de la estrella principal —sin duda, por una actividad desacostumbrada en su superficie—, y una cantidad relativamente grande de hidrógeno descendería sobre la enana blanca. La explosión resultante produciría una luz muchas veces más intensa que la que podía producir por sí sola la enana blanca, y, vista desde la Tierra, la estrella —mostrándose a nuestros ojos como un solo punto de luz, incluyendo a ambas compañeras— se volvería, de pronto, mucho más brillante de lo que era. Después, el hidrógeno suministrado sería, en definitiva, consumido, y la estrella palidecería y volvería a ser como antes..., hasta la próxima entrega.

Pero eso no es todo.
En 1885 fue vista una estrella en la región central de lo que entonces era conocida como nebulosa de Andrómeda, un lugar donde hasta entonces no se había observado ninguna estrella. Permaneció allí durante un periodo de tiempo y después se extinguió, lentamente, hasta desaparecer. En el momento de su máximo fulgor no fue lo suficientemente brillante como para ser percibida a simple vista, y fue considerada como un ejemplar bastante pobre. No se consideró importante el hecho de que brillase lo bastante como para arrojar casi tanta luz como toda la nebulosa de Andrómeda.
Pero supongamos que la nebulosa de Andrómeda no fuese una acumulación de polvo y gas relativamente cercana (como creían entonces la mayoría de los astrónomos), sino que resultase ser un conjunto de estrellas muy lejano, tan grande y complejo como nuestra propia galaxia. Algunos astrónomos sospechaban esto.
En los años diez, un astrónomo norteamericano, Heber Doust Curtis (1872-1942), estudió la nebulosa de Andrómeda y empezó a observar que se producían pequeños fulgores en su interior. Creyó que eran novas. Si la nebulosa de Andrómeda estaba muy lejos, las estrellas de su interior brillarían tan débilmente que la nebulosa, vista desde la Tierra, parecería una simple niebla. Las novas brillarían hasta poder ser individualmente distinguidas con un buen telescopio, pero serían aún sumamente oscuras en comparación con las estrellas de nuestra propia galaxia.
Curtis localizó un gran número de novas en la nebulosa de Andrómeda, docenas de veces más numerosas que las que aparecían al mismo tiempo en otros sectores de cielo de tamaño similar. Sacó la conclusión de que la nebulosa era, ciertamente, una galaxia y contenía tantas estrellas que las novas debían ser numerosas. Tenía razón. La galaxia de Andrómeda (como sabemos ahora) está a unos 700.000 parsecs de nosotros, o sea más de treinta veces más allá que la estrella más alejada de nuestra galaxia. (Un parsec es igual a 3,26 años luz.)
En tal caso, ¿cómo podía la nova de 1885 haber brillado hasta el punto de ser casi percibible a simple vista? En 1918, Curtis sugirió que la nova de 1885 había resultado un caso excepcional, una nova extraordinariamente brillante. De hecho, si la nebulosa de Andrómeda es realmente una galaxia tan grande como la nuestra, la nova de 1885 brilló con la intensidad de toda una galaxia, y fue, temporalmente, muchos miles de millones de veces más luminosa que nuestro Sol. Las novas ordinarias son apenas unos pocos cientos de veces más luminosas (temporalmente) que el Sol.
En los años treinta, el astrónomo suizo Fritz Zwicky (1898 1974) realizó una laboriosa búsqueda de novas de otras galaxias que resplandecían con un brillo galáctico, y llamó «supernovas» a estas estrellas de brillo extraordinario. (La nova de 1885 es llamada ahora «S Andromedae».)
Si bien una nova puede repetirse muchas veces, es decir, cada vez que recibe un gran suministro de hidrógeno de su pareja, las supernovas sólo brillan una vez.
La supernova es una estrella grande que ha consumido todo el carburante de su núcleo y ya no puede mantenerse contra el tirón de su propia gravedad. Entonces, no tiene más alternativa que derrumbarse. Al hacerlo así, la energía cinética del movimiento hacia dentro se convierte en calor, y el hidrógeno, que todavía existe en sus regiones exteriores, es calentado y comprimido hasta el punto de producirse las reacciones de fusión. Todo el hidrógeno se inflama más o menos al mismo tiempo, y la estrella hace explosión; al soltar todo su caudal de energía en un tiempo muy breve, brilla temporalmente con un resplandor que rivaliza con el de toda una galaxia de estrellas ordinarias.
Lo que queda de ella después de la explosión se encoge hasta convertirse en una pequeña estrella de neutrones y, desde luego, nunca vuelve a estallar.
Las supernovas son mucho más raras que las novas, como quizás habréis imaginado. Como máximo, habría una supernova por cada 250 novas ordinarias, poco más o menos. En una galaxia de las dimensiones de la nuestra podría haber una cada diez años, pero la mayor parte de ellas quedarían ocultas por las nubes de polvo existentes entre el lugar de la explosión y nosotros. Quizás una vez cada tres siglos, aparecería una supernova, perceptible a simple vista o a través de nuestros telescopios ópticos en el relativamente pequeño rincón de nuestra galaxia.

Naturalmente, las supernovas son mucho más espectaculares que las novas, vistas ambas a distancias comparables. Entonces hay que preguntar: ¿Se ha visto alguna vez una supernova en nuestro rincón de la galaxia?
La respuesta es: ¡Sí!
La «nueva estrella» vista por Tycho fue, indudablemente, una supernova. Su brillo aumentó rápidamente, hasta ser más intenso que el de Venus. Fue visible durante el día, y por la noche proyectó una débil sombra. Se mantuvo muy brillante durante un par de semanas, y permaneció perceptible a simple vista durante un año y medio, antes de desvanecerse por completo.
En 1604 brilló otra supernova, que fue observada por el astrónomo alemán Juan Kepler (1571-1630). No resultó tan luminosa como la supernova de Tycho, pues nunca brilló más que el planeta Marte. Pero la supernova de Kepler estaba más lejos que la de Tycho.
Esto quiere decir que dos supernovas brillaron intensamente sobre la Tierra en un espacio de treinta y dos años. Si Tycho —que murió en 1601 a la edad de cincuenta y cuatro años— hubiese vivido tres años más, habría podido observar las dos.
Y, sin embargo —tal es la ironía de los acontecimientos—, en los casi cuatrocientos años transcurridos desde entonces, no ha aparecido una sola supernova local. Los instrumentos de los astrónomos han avanzado de un modo increíble —telescopios, espectroscopios, cámaras, radiotelescopios, satélites—, pero no han captado supernovas. La más cercana visible desde 1604 fue «S Andromedae».
¿Hubo alguna supernova antes de Tycho?
Ciertamente, sí. En 1054 —posiblemente, el 4 de julio, en una notable celebración anticipada—, una supernova brilló en la constelación de Tauro y fue registrada por astrónomos chinos. También ésta, resultó, al principio, más brillante que Venus, y también se desvaneció lentamente. Fue observable a simple vista en las horas diurnas durante tres semanas, y por la noche, durante dos años.
Salvo el Sol y la Luna, fue el objeto más brillante que apareció en el cielo en los tiempos históricos. Aunque parezca extraño, ninguna observación de la supernova de Tauro se menciona en ninguna de las fuentes europeas o arábigas que se conservan.
Pero esta historia tiene una continuación. En 1731, un astrónomo inglés, John Bevis (1693-1771), observó por primera vez una manchita de nebulosidad en Tauro. El astrónomo francés Charles Messier (1730-1817) publicó una relación de objetos nebulosos cuarenta años más tarde, y la nebulosidad de Tauro fue la primera de la lista. Por eso se denomina, a veces, M1.
En 1844, el astrónomo irlandés William Parsons (Lord Rosse, 1800-1867) la estudió y, observando una especie de garras que se extendían en todas direcciones, la llamó Nebulosa del Cangrejo. Es el nombre generalmente aceptado hoy en día.
No sólo se encuentra la nebulosa del Cangrejo en el lugar exacto registrado para la supernova de 1054, sino que es, obviamente, resultado de una explosión. Las nubes de gas de su interior son empujadas hacia fuera a una velocidad que puede medirse. Calculando retrospectivamente, se observa que la explosión se produjo hace nueve siglos.
En 1942, el astrónomo germano-norteamericano Walter Baade (1893-1960) detectó una pequeña estrella en el centro de la nebulosa del Cangrejo. En 1969, aquella estrella fue reconocida como un «pulsar», una estrella de neutrones de rápida rotación. Es el pulsar más joven que se conoce; gira treinta veces por segundo, y es todo lo que queda de la gigantesca estrella que estalló en 1054.
La nebulosa del Cangrejo está a unos 2.000 parsecs de nosotros, lo cual, habida cuenta de las distancias existentes en la galaxia, no resulta muy lejano, y por ello no es de extrañar que su aparición resultase tan magnífica. (Las supernovas más lejanas de 1572 y 1604 no han dejado restos claramente reconocibles.)
Sin embargo, pudo haberse producido un acontecimiento aún más asombroso en los tiempos prehistóricos.
Hace aproximadamente 11.000 años, en una época en que el hombre del Oriente Medio no tardaría en desarrollar la agricultura, estalló una estrella que estaba sólo a unos 460 parsecs de nosotros (menos de una cuarta parte de la distancia de la supernova de 1054).
En su momento culminante, la supernova pudo tener un brillo casi igual al de la Luna llena, y esta aparición de una segunda luna, que no se movía sobre el fondo estrellado del cielo ni mostraba un disco o unas fases visibles, y que se desvaneció lentamente, tardando quizá tres años en desaparecer por completo, debió de pasmar a nuestros aún no civilizados antepasados.
Naturalmente, no existen documentos de aquella época (aunque hay algunos símbolos en lugares prehistóricos que pueden indicar que algo desacostumbrado se había observado en el cielo), pero tenemos pruebas indirectas.
En 1930, el astrónomo ruso-norteamericano Otto Struve (1897-1963) detectó una amplia zona de nebulosidad en el cielo, en la constelación de la Vela, que está muy abajo en el cielo meridional, y es totalmente invisible desde posiciones tan septentrionales como Nueva York.
Esta nebulosidad tiene la forma de una concha de gas y polvo, surgidos de la supernova Vela hace 11.000 años. Es la misma clase de fenómeno de la nebulosa del Cangrejo, pero se ha estado extendiendo durante un período de tiempo superior en más de doce veces, por lo cual es mucho más grande.
Fue estudiada detalladamente en los años cincuenta por un astrónomo australiano, Colin S. Gum, y, en consecuencia, es conocida por el nombre de «nebulosa de Gum». El borde más próximo de la nebulosa está sólo a unos 92 parsecs de nosotros, y, al ritmo en que se está extendiendo, puede cruzar el Sistema Solar dentro de más o menos 4.000 años. Sin embargo, la materia que contiene es tan tenue —y lo será más dentro de 4.000 años—, que no es probable que nos afecte de una manera sensible.

¿Cuándo aparecerá la próxima supernova visible? ¿Y qué estrella será la que haga explosión?
Si hubiésemos podido observar una supernova cercana en el proceso de explosión con toda la batería de instrumentos modernos, tal vez podríamos contestar estas preguntas con bastante precisión, pero, como he dicho, estamos acercándonos al final de un desierto de cuatro siglos en lo tocante a estos acontecimientos.
Sin embargo, conocemos unas cuantas cosas. Sabemos, por ejemplo, que cuanto mayor es la masa de una estrella, más rápidamente consume su núcleo de combustible, más breve es su vida como «estrella de orden principal» ordinaria y más rápido y catastrófico es su colapso.
Incluso una estrella tan grande como nuestro Sol expulsará sólo una pequeña fracción de su masa cuando llegue el momento, y después se colapsará hasta convertirse en una enana blanca. La masa expulsada se extenderá hacia fuera, formando lo que llamamos una «nebulosa planetaria», porque se ve como un anillo que rodea una estrella, anillo que, hace cien años, se pensaba que era precursor de la formación de un planeta.
Para que se produzca una verdadera explosión y una postenor reducción hasta una estrella de neutrones, la masa de la estrella tiene que ser, como mínimo, equivalente a 1,4 veces la del Sol, y, probablemente, una explosión notable requerirá una estrella que posea diez o veinte veces la masa del Sol.
Ciertamente, tales estrellas son raras. Puede que entre 200.000 no haya más que una estrella con masa suficiente para producir una supernova importante. Sin embargo, esto deja unas 100.000.000 posibles en nuestra galaxia y tal vez 300.000 en nuestro rincón visible de ella. Estas estrellas gigantescas tienen una vida, en la secuencia principal, de sólo 1 a 10 millones de años —en comparación con los 10 a 12 millones de años del Sol—, por lo cual, a escala astronómica, explotan con frecuencia.
Quizás os preguntéis por qué, si se forman supernovas una vez cada decenio, las estrellas gigantes no han estallado ya. A este ritmo, todas las estrellas gigantes habrían desaparecido en mil millones de años, y la galaxia tiene casi 15 mil millones de años de edad. En realidad, si sólo duran unos pocos millones de años antes de explotar, ¿por qué no desaparecieron todas ellas en la infancia de la galaxia?
La respuesta es que constantemente se están formando más, y que todas las estrellas gigantes que existen ahora en cualquier parte de la galaxia nacieron hace sólo 10 millones de años o menos.
No hay manera de que podamos observarlas continuamente a todas, pero tampoco hace falta. El principio del deslizamiento hacia el estado de supernova es fácilmente observable, y sólo necesitamos concentrar la atención en aquellas que han experimentado dicho comienzo.
Cuando una estrella llega al fin de su estancia en la secuencia principal, empieza a dilatarse. Al hacerlo se vuelve roja, ya que su superficie se enfría con la expansión. Se convierte entonces en una gigante roja. Este paso es universal. En algún tiempo futuro —entre cinco y siete mil millones de años a partir de ahora— nuestro Sol se convertirá en una gigante roja, y la Tierra podría quedar destruida físicamente en el proceso.
Cuanto más masiva sea una estrella, mayor será, naturalmente, la fase de gigante roja; por esto, no debemos buscar sólo estrellas masivas, sino masivas gigantes rojas.
La gigante roja más próxima es Scheat, en la constelación de Pegaso. Está a una distancia de apenas 50 parsecs y su diámetro es, aproximadamente, 110 veces el del Sol. Como gigante roja resulta pequeña, y si no crece más, no tendrá probablemente, una masa mayor que la del Sol, y no llegará nunca a ser una supernova. Si todavía se está dilatando, tendrá que pasar mucho tiempo antes de que estalle.
Mira —a la que he mencionado anteriormente en este mismo capítulo—, está a una distancia de 70 parsecs, tiene un diámetro 420 veces mayor que el del Sol y es definitivamente más masiva que éste.
Pero hay tres gigantes rojas aún más masivas, y todas ellas a una distancia de nosotros de unos 150 parsecs. Una de ellas es Ras Algethi, en la constelación de Hércules, con un diámetro 500 veces superior al del Sol, y otra es Antares, en Escorpión, con un diámetro de 640 veces el del Sol. (Por eso no puedo dejar de observar Antares cuando estoy en las Bermudas. Imaginaos que la estuviese mirando en el momento en que decidiese estallar y pudiese ver cómo aumentaba su brillo hasta ser mucho mayor que el de Venus en el espacio de una hora o menos. ¡Oh!)
Todavía más grande es Betelgeuse, en Orión. Y no sólo es grande, sino también pulsátil, y su brillo varía. Esto podría indicar la inestabilidad que precede a la explotación. Es como si la estrella se fuese encogiendo y entonces, al aumentar la presión en su núcleo, expulsase un poco más de energía y, con ello, volviese a dilatarse. (Esta pulsación se advierte también en Mira.)
Sin embargo, los astrónomos han descubierto ahora cuál puede ser la mejor candidata. Es Eta Carinae, en la constelación de Carina. Se trata de una enorme gigante roja, incluso mayor que Betelgeuse, y tiene una masa que se calcula en unas cien veces la del Sol.
Está rodeada por una nube de gas densa y en expansión, que puede significar lo que podríamos considerar como su agonía mortal. Más aún: muestra unos cambios de brillo marcados e irregulares, ya porque está pulsando, ya porque a veces la vemos a través de desgarrones en la nube envolvente, y a veces la vemos oscurecida.
Desde luego, puede llegar a ser muy brillante. En 1840 era la segunda estrella del cielo en brillo, superada solamente por Sirio (aunque, con toda seguridad, Eta Carinae está mas de mil veces más alejada de nosotros que Sirio).
En este momento, Eta Carinae es demasiado opaca para ser observada a simple vista. Sin embargo, su radiación es absorbida por la nube envolvente e irradiada como infrarroja. Podemos hacernos una idea de la energía que emite si consideramos que es el objeto, fuera de nuestro propio Sistema Solar, que emite una radiación infrarroja más intensa en el cielo.
Por último, los astrónomos han detectado recientemente en la nube nitrógeno que ésta expulsa, y consideran que también esto indica una fase avanzada en los cambios de la presupernova. Lo más probable parece ser que Eta Carinae no dure más de 10.000 años, aunque podría estallar mañana. Como la luz tardó 9.000 años en viajar desde Eta Carinae hasta nosotros, es posible que la estrella haya estallado ya y que la luz de la explosión esté en camino. En todo caso, los astrónomos están apercibidos y a la espera.
¿Alguna pega? ¡Dos!
Primera: Eta Carinae está, aproximadamente, a 2.750 parsecs de nosotros, casi veinte veces más lejos que Betelgeuse, y el brillo de la supernova estará un tanto mitigado por la enorme distancia.
Segunda: la constelación, Carina, está muy alejada en el cielo meridional, y cuando la supernova llegue, no será visible en Europa ni en la mayor parte de los Estados Unidos.
Pero no se puede pedir todo.

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(1)   El plural latino es novae, pero una continua pérdida de interés en los detalles latinos ha hecho que se emplease corrientemente la palabra «novas» como plural. También decimos «fórmulas» en vez de formulae, y supongo que el día menos pensado la gente empezará a hablar de «dos memorándums».

XIII
EL CENTRO MUERTO

Acabo de recibir una carta de alguien que, sabiendo que yo vivía en Nueva York, se preguntaba cómo podía soportar una persona vivir en una ciudad grande, o en cualquier ciudad. El —según decía— vivía en una población de 5.000 habitantes, y pensaba trasladarse a otra de sólo 600.
Podéis imaginaros lo mucho que esto me indignó.
Mi primera intención fue la de contestarle y decirle, con altivez, que la única ventaja de vivir en una población pequeña era la de que la muerte era menos terrorífica en ella. Pero dominé mi impulso y no le contesté. ¡A cada cual lo suyo!
Y, sin embargo, me parece que debe de haber algo en cada uno de nosotros que nos hace sentir cierto anhelo de «centrismo». Una gran ciudad es el centro de una región. Más allá están las «afueras», los «suburbios», el hinterland. Estas palabras indican ya que la ciudad es la esencia, mientras que todo lo demás es subsidiario.
Me causa cierto deleite saber que no vivo simplemente en una ciudad, sino en Manhattan, en el centro de Nueva York, una región tan única en muchos aspectos que creo, sinceramente, que la Tierra está dividida en dos mitades: Manhattan y no-Manhattan.
Incluso alardeo de vivir en el mismísimo centro geográfico de Manhattan, aunque esto no es exactamente cierto. El verdadero punto central es el bien llamado Central Park y, si no me equivoco, yo vivo aproximadamente a medio kilómetro al oeste de aquel punto.
Y no soy el único que mantiene esta actitud «centrocéntrica». Todo el mundo lo hace. Los estadísticos se toman muchísimo trabajo en determinar el centro geográfico exacto de los Estados Unidos. (Si os interesa, el centro geográfico de los cuarenta y ocho Estados contiguos se encuentra en el Condado de Smith, Kansas, cerca de la población de Lebanon. Si añadís Alaska y Hawai, el centro se desplaza hacia el Noroeste, hasta el Condado de Butte en Dakota del Sur, al oeste de la villa de Castle Rock.)
Podríais encontrar fácilmente el centro de cualquier región, nación, continente u océano. Supongo que cualquiera puede elegir cuidadosamente una zona de manera que pueda él mismo situarse en el centro de algo. (La capital del Condado de Smith, Kansas, está en el centro geográfico del Condado, y lleva, orgullosamente, el nombre de Smith Center.)
Sin embargo, esto reduce el placer del centrocentrismo. Si todo el mundo puede estar en el centro de algo, ¿qué valor tiene esto?
Tenemos que dejarnos de tonterías e imaginar alguna manera de decidir cuál es el centro de la Tierra misma, algo único en todo el mundo.
En los tiempos en que la gente creía que la Tierra era un disco plano rodeado por todas partes por el cielo, que se encontraba con ella en el horizonte, cada persona debió de creer que estaba en el mismísimo centro del mundo. Sin embargo, no tuvieron que progresar demasiado para darse cuenta de que la Tierra era más grande de lo que podía verse dentro del horizonte circular. Y hubo que desterrar el «Universo egocéntnco».
Sin embargo, la gente se resistía a pensar que el centro estaba muy lejos de sus propios pies. Si uno no era el centro, tenía que serlo su propia cultura..., y, en concreto, el lugar más excelso en relación con aquella cultura, si es que lo había. Así, los antiguos judíos estaban completamente seguros de que Jerusalén se hallaba en el centro de la Tierra, y situaban el punto central exacto en el Sanctasanctórum del templo de Jerusalén.
Los griegos —por razones muy parecidas— creían que Delfos estaba en el centro de la Tierra, y situaban el punto central exactamente en la grieta sobre la que se sentaba la pitonisa para inhalar sus vapores y emitir los sonidos incoherentes que eran traducidos en profecías.
Y —no del todo en son de chanza— los viejos yanquis creían que Boston estaba en «el centro del Universo», y situaban aquel centro precisamente en la Casa del Estado.
Supongo que todo grupo inventa un «universo culturocéntrico», literal o simbólicamente.
Pero la diversión finalizó al descubrirse que la Tierra no era plana, sino esférica (no exactamente esférica, pero no nos andemos con sutilezas). La superficie de una esfera no tiene centro.
Desde luego, una esfera rotatoria tiene dos puntos especiales en su superficie, el Polo Norte y el Polo Sur, pero ambos se hallan en una situación tan indeseable, que pierden su valor. Nadie se sentiría particularmente orgulloso de vivir en un Polo; ni nadie se vería impulsado a levantar en uno de ellos un santuario religioso central.
Arbitrariamente, dividimos la superficie de la Tierra en grados de latitud y de longitud, y hay un lugar único que está a 0° de latitud y 0° de longitud, pero esto es resultado de un convencionalismo humano. Dicho punto está emplazado en el golfo de Guinea, a unos 625 km al sur de Accra, capital de Ghana. ¿Quién va a establecer un santuario religioso en el océano?
Hay otras coincidencias aritméticas, que podríamos resaltar. Por ejemplo, a sólo 130 km al oeste de la Gran Pirámide hay un punto que está a 30° de latitud Norte y a 30° de longitud Este. Y algunas personas sugirieron seriamente que los antiguos egipcios obedecieron a un propósito místico al construir sus pirámides cerca del «doble treinta». (Desde luego, no fue el doble treinta hasta unos 4.200 años después de la construcción de las pirámides, cuando los ingleses trazaron el primer meridiano de manera que pasase por el observatorio de Greenwich, cerca de Londres, por sus propias razones decididamente culturocéntricas. Por consiguiente, la relación de la Pirámide con el doble treinta se reduce, como tantas otras cosas, a pura coincidencia, y sería una estupidez sostener lo contrario.)
De todo ello se desprende que, cuando se trata de una esfera, debemos abandonar decididamente la superficie si queremos ser auténticamente céntricos. Debemos buscar el verdadero centro, el centro muerto, que sea equidistante de cualquier punto de su superficie. El centro de la Tierra está a 6.378 km en línea recta y hacia abajo, sea cual fuere el punto en que se encuentre uno (siempre que se considere a la Tierra como una esfera perfecta y se prescinda de la comba ecuatorial y de las desigualdades de montes y valles).
Ninguno de nosotros tiene el privilegio (ni lo desea), de vivir en el centro de la Tierra, pero ninguno está más cerca o más lejos de él en un grado significativo, lo cual es buena cosa. Si somos «excéntricos» —en el sentido literal de la palabra—, todos lo somos en igual magnitud.

Los antiguos filósofo griegos fueron los primeros que hubieron de contender con una Tierra esférica, y siguieron esforzándose por hacer que el Universo fuese lo más egocéntrico posible. (No les censuro, creedme, pues yo habría hecho seguramente lo mismo.)
Convirtieron el centro de la Tierra en el centro del Universo en su conjunto. En definitiva, se imaginaron la Tierra como rodeada por una serie de esferas concéntricas que contenían, respectivamente, la Luna, Mercurio, Venus, el Sol, Marte, Júpiter, Saturno y las estrellas, por este orden y hacia fuera. El centro de cada una de estas esferas coincidía con el de la Tierra.
Las matemáticas que tenían que utilizarse para predecir la posición de los planetas en el cielo, sobre el telón de fondo de las estrellas, y siempre presumiendo un «Universo geocéntrico», fueron elaboradas por Hiparco de Rodas alrededor del 130 a. de J.C., y perfeccionadas por Claudio Tolomeo (100-170) aproximadamente en el 150 de nuestra Era.
Algunos astrónomos griegos, principalmente Aristarco de Samos (310-230 a. de J. C.) y Seleuco de Seleucia (190-120 a. De J. C.) no estuvieron de acuerdo, pero se hizo caso omiso de ellos.
Hubo que esperar a 1543 para que el astrónomo polaco Nicolás Copérnico (1474-1543) demostrase que las matemáticas empleadas para predecir las posiciones planetarias pudieran simplificarse si se presumía que el Sol, y no la Tierra, estaba en el centro del Universo. Esto lo convertía en un «Universo heliocéntrico».
Copérnico creía que el Sol estaba rodeado por esferas concéntricas que contenían Mercurio, Venus, la Tierra —y su servidora, la Luna—, Marte, Júpiter, Saturno y las estrellas, por este orden y hacia fuera. El centro de cada una de estas esferas coincidía con el del Sol.
No era sólo cuestión de colocar a individuos particulares fuera del centro, como en el caso de un Universo culturocéntrico, o a toda la gente fuera del centro, como en el caso de un Universo geocéntrico. La propia y vasta Tierra estaba descentrada, y ésta fue la causa de que los astrónomos en general tardaran cincuenta años en aceptar el Universo heliocéntrico. (Incluso hoy, si sometiésemos el asunto a votación entre los moradores de la Tierra, creo que el heliocentrismo saldría derrotado.
En 1609, el astrónomo alemán Johannes Kepler dio al traste con las esferas. Demostró que el movimiento real de los planetas en el cielo podía explicarse mejor suponiendo que se movían en órbitas elípticas. Esta visión del Sistema Solar, con ligeros refinamientos, ha sido conservada desde entonces.
Las elipses tienen centros, como los tienen los círculos y las esferas, pero el centro de las elipses que caracterizan las órbitas planetarias no coinciden con el centro del Sol. El Sol está, más bien, en el foco de cada elipse, y el foco se halla, a su vez, a un lado del centro.
En 1687, el científico inglés Isaac Newton (1642-1727) presentó su ley de la gravitación universal y, partiendo de ella, se comprendió que el Sistema Solar, en su conjunto, tenía un centro de gravedad, el cual podía ser considerado como inmóvil, mientras que todos los cuerpos del Sistema Solar (¡incluido el Sol!) giraban alrededor de aquel centro de una manera bastante complicada. El Sol estaba, en todo momento, más cerca del centro de gravedad que cualquier otro cuerpo del Sistema Solar, de modo que, con bastante aproximación, podía seguir diciéndose que todos los planetas giraban alrededor del Sol.
El centro de gravedad estaba a menudo tan lejos del centro del Sol —más o menos, en la dirección de Júpiter— que se hallaba más allá de su superficie, pero, a escala del Sistema Solar, una distancia de 1.000.000 de km del centro del Sol significa poco, por lo cual podemos seguir considerando el Sol como el centro aproximado del Sistema.
Sin embargo, es el centro de gravedad del Sistema Solar el que está en el centro del Universo en el sentido copernicano, por lo que deberíamos hablar de un «Universo sistemocéntrico», más que heliocéntrico.
Incluso en los tiempos de Newton podía hablarse con bastante sensatez de un Universo sistemocéntrico, ya que —por lo que todos sabían— las estrellas podían estar regularmente repartidas alrededor del Sistema Solar, y fijadas todas ellas a un fino armazón sólido (o «firmamento») justo más allá del planeta más lejano. Esto, ciertamente, coincidía con las apariencias (y quizá lo sigue creyendo la mayoría de la población de la Tierra).
El primer revés le fue propinado al firmamento en 1718, cuando el astrónomo inglés Edmund Halley observó que al menos tres de las estrellas más brillantes —Sirio, Proción y Arturo— habían cambiado sensiblemente de posición desde los tiempos griegos. Otros astrónomos detectaron en otras estrellas tales cambios de posición.
Quedó claro que, a fin de cuentas, las estrellas no estaban fijas en el firmamento, sino que se desplazaban con velocidades diferentes y en varias direcciones, y esto hacía dudar de que existiese el firmamento. Fue posible —en realidad, casi irresistible— suponer que las estrellas ocupaban un espacio dentro del cual se movían al azar, como un enjambre de abejas. Si todas se movían a velocidades aproximadamente iguales, las más próximas al Sistema Solar parecerían moverse con mayor rapidez, mientras que las más lejanas parecerían moverse tan despacio, que tal movimiento no sería observable ni siquiera en largos períodos de tiempo.
En 1838, el astrónomo alemán Friedrich Wilhelm Bessel (178@~l846) estableció por primera vez la distancia de una estrella. La distancia de otras estrellas fue determinada rápidamente. Resultó que la más próxima está a 1,3 parsecs de nosotros. La distancia entre el Sol y la estrella más próxima es 9.000 veces mayor que la distancia entre el Sol y el planeta grande más lejano. Otras estrellas están aún mucho más lejos; en realidad, a cientos o quizás a miles de parsecs.
No obstante, si las estrellas existiesen en número finito y estuviesen distribuidas con simetría esférica alrededor del Sol —por muy grandes que fuesen sus distancias—, el Universo podría seguir siendo sistemocéntrico.
Consideremos...
Todos los cuerpos del Sistema Solar, incluido el Sol, giran alrededor del centro de gravedad del Sistema. (Algunos objetos, los satélites, lo hacen al mismo tiempo que giran alrededor del centro de gravedad de un sistema particular de satélites. Así, la Luna y la Tierra giran alrededor del centro de gravedad del sistema Tierra-Luna, y ambos son arrastrados, al girar este centro de gravedad alrededor del centro de gravedad total del Sistema Solar.) No es necesario que todos los cuerpos del Sistema Solar giren en el mismo plano. Desde luego, los planetas casi lo hacen, pero si incluimos los asteroides y los cometas, los cuerpos que giran forman una gruesa concha esférica alrededor del centro de gravedad del Sistema Solar, con el Sol muy cerca de ese centro.
De la misma manera, podríais imaginar que todas las estrellas —quizá cada una de ellas con un sistema adjunto de planetas— giran alrededor del centro de gravedad de todo el sistema estelar, y que este centro de gravedad coincide, o casi, con el del Sistema Solar; entonces, todo el Universo seguiría siendo sistemocéntrico.
Desde luego, cuanto más grande resultase ser el Universo y cuanto más seguros estuviésemos de que se compone de millones de estrellas —cada una de las cuales rivaliza en tamaño con el Sol—, menos razonable parecería que el Universo fuese sistemocéntrico. ¿Por qué el vasto Universo, con sus millones de estrellas, tendría que tenernos a nosotros como centro, y por qué habría de girar todo a nuestro alrededor?
Para las personas religiosas no había misterio. Era la manera en que Dios había concebido el Universo. Del hecho de que el Universo fuese sistemocéntrico podía ciertamente deducirse que el Sistema Solar tenía una importancia peculiar, y esto sólo podía ser así porque los seres humanos existían en él y habían sido creados a imagen de Dios. De esta manera, la naturaleza sistemocéntrica del Universo se convierte en una magnífica «prueba» de la existencia de Dios.
Para los no religiosos, la única respuesta posible a la situación es que así parecen ser las cosas y que quizás, en algún momento del futuro, al aumentar nuestros conocimientos, comprenderemos mejor la cuestión.

La incomodidad provocada por el sistemocentrismo sólo podía eliminarse si había alguna razón para pensar que no existía o que, si existía, era una mera circunstancia y no parte del plan intrínseco del Universo.
Supongamos, por ejemplo, que el Universo fuese de tamaño infinito, y que las estrellas se extendiesen en todas direcciones sin tener un fin. (El erudito alemán Nicolás de Cusa [1401-1464] había sostenido exactamente esto en fecha tan temprana como el año 1440.)
En tal caso no habría centro. Dentro de una esfera infinita, cualquier punto tiene tanto derecho a considerarse el centro como otro cualquiera, y no existe ninguna posición privilegiada. (La situación es, precisamente, la de la superficie de una esfera, donde no hay Centro ni posición privilegiada.)
Dicho en pocas palabras: si el Universo fuese infinito, parecería que nos hallásemos en el centro, pero esto sería cierto en cualquier sistema planetario en el que estuviésemos situados. (El hecho de mantener la sistemocentricidad será entonces tan ingenuo como la creencia de un individuo de que se encuentra en el centro del Universo porque está en el centro del circulo del horizonte.)
Pero en 1826, el astrónomo alemán Heinrich Wilhelm Matthaus Olbers (1758-1840) señaló que, si el Universo fuese infinito en su tamaño y contuviese un número infinito de estrellas desparramadas en todas direcciones, todo el cielo seria tan brillante como el círculo del Sol. Hay muchas maneras en que, a la vista de ello, se podría explicar la negrura del cielo (véase «The Black of Night», en Of Time and Space and Other Things, Doubleday, 1965), pero la más sencilla es tomar aquella negrura como prueba del hecho de que el Universo no es infinito en tamaño, y de que las estrellas no son infinitas en número. En tal caso, el Universo, según el pensamiento del siglo XIX, debía tener un centro, y el Sistema Solar parecía estar en él.
Sin embargo, por aquel entonces, William Herschel había hecho un descubrimiento particularmente interesante.
En 1805, llevaba más de veinte años determinando el movimiento propio de varias estrellas —es decir, sus movimientos en relación con estrellas muy opacas y, por ende, presuntamente muy distantes, tan distantes que no revelaban movimiento alguno—. Como resultado de ello pudo demostrar que, en una parte del cielo, las estrellas en general parecían moverse hacia fuera desde un centro particular (el «ápice»). No lo hacían de manera uniforme ni de un modo universal; pero lo hacían en su conjunto.
En un lugar del cielo directamente opuesto al ápice, las estrellas parecían moverse hacia dentro, hacia un centro imaginario (el «antiápice»). El ápice y el antiápice tenían una separación aproximada de 1800.
Una manera de explicar esto era suponer que lo que había detectado Herschel era lo que ocurría en realidad: las estrellas se alejaban las unas de las otras en una parte del cielo, y se juntaban en la parte opuesta, moviéndose alrededor del Sistema Solar estacionario y pasando lejos de él. Si era así, ¡qué buena prueba resultaría de la posición especial del Sistema Solar!
Sin embargo, es posible otro significado de aquella observación. Y es que el propio Sol se mueve en relación con las estrellas próximas (las que están lo bastante cerca para tener un movimiento propio detectable).
Supongamos, por ejemplo, que te hallas en medio de un bosque de árboles plantados al azar, cada uno de ellos muy lejos de sus vecinos. Al mirar a tu alrededor en cualquier dirección, los árboles más próximos parecerán separarse, mientras que los más lejanos parecerán que se juntan. Si te mueves en una dirección cualquiera, los árboles en tal dirección se acercarán cada vez más a ti al moverte, y te parecerá que se separan más y más. En la dirección contraria, y al alejarte de los árboles próximos, éstos parecerán juntarse.
Es un efecto corriente de perspectiva, tan común que apenas lo advertimos, y menos cuando somos niños muy pequeños. Nuestra mente lo acepta, y no se deja engañar pensando que los árboles se separan o se juntan.
Pensando en esto, resulta mucho más sensato suponer que el «efecto Herschel» es, en verdad, resultado de que el Sol se mueve. Ningún astrónomo cree que sea necesaria otra explicación. Gracias a las observaciones hechas desde los tiempos de Herschel, los astrónomos están ahora completamente seguros de que el Sol se mueve (en relación con las estrellas más cercanas) en dirección a un punto de la constelación de Lira, a una velocidad de 20 km/seg.
¿Cómo afecta esto a la sistemocentricidad del Universo?
Si el Sol se mueve, arrastrando al Sistema Solar Planetario (incluida la Tierra), está claro que no puede ser el centro inmóvil del Universo.
Sin embargo, tiene que haber algún centro inmóvil de gravedad del sistema estelar, alrededor del cual giran las estrellas individuales, y, si el Sistema Solar no está en aquel punto, parece estar, empero, cerca de él.
De la misma forma que el Sol se mueve en una órbita cerrada alrededor del centro de gravedad del Sistema Solar, el Sistema Solar puede moverse en una órbita cerrada alrededor del centro de gravedad del sistema estelar. En este caso, si el Universo no es sistemocéntrico, le falta poco para serlo.
Por otra parte, es posible que el Sistema Solar se mueva en una órbita muy alargada alrededor del centro de gravedad del sistema estelar —como un cometa moviéndose alrededor del centro de gravedad del Sistema Solar—. En este caso, el Sistema Solar estaría, durante la mayor parte de su historia, muy lejos del centro de gravedad, pero se da el caso de que precisamente ahora, está cerca de él. Considerando el tamaño del Universo y el grado de movimiento de las estrellas en comparación con aquel tamaño, parecería probable que el Sistema Solar ha estado relativamente cerca del centro de gravedad del sistema estelar durante muchos miles de años, y seguirá estando relativamente cerca de él durante otros tantos milenios.
Sea cual fuere la forma actual de la órbita, un Sistema Solar que se mueve da a entender que el Universo no es, probablemente, sistemocéntrico en esencia, sino sólo circunstancialmente, y que quizá ni siquiera lo será de modo permanente.

Es un poco inquietante que el Universo estelar parezca tener una simetría esférica, y que ésta sea la única prueba de su sistemocentricidad. No podemos ver todas las estrellas; por consiguiente, ¿cómo sabemos que están realmente distribuidas según una simetría esférica? Sería magnifico que se produjesen en el cielo señales que nos ayudasen a tomar una decisión sobre la sistemocentricidad o la no sistemocentricidad.
Lo cierto es que existe tal señal, y muy visible. Es la Vía Láctea, la franja luminosa y brumosa que circunda el cielo y lo divide en dos mitades aproximadamente iguales.
En 1609, el científico italiano Galileo, mirando por primera vez el cielo con un pequeño telescopio, pudo demostrar que la Vía Láctea no era una simple niebla luminosa, sino una enorme multitud de estrellas muy opacas, demasiado numerosas y demasiado opacas individualmente para ser distinguidas como tales estrellas sin la ayuda de un telescopio.
¿Por qué se veían tantas estrellas en la dirección de la Vía Láctea y tan pocas (relativamente) fuera de ella?
Ya en 1742, un astrónomo inglés, Thomas Wright (1711-1786), sugirió que el sistema estelar no era esféricamente simétrico, y para ello empleó la Vía Láctea como elemento principal de su razonamiento.
En 1784, Herschel —que más tarde habría de demostrar que el Sol se movía— decidió comprobar la asimetría del Universo mediante una observación directa. Era, obviamente, vano tratar de contar todas las estrellas. En vez de esto, eligió 683 pequeños sectores de igual tamaño, distribuidos regularmente en el cielo, y contó todas las estrellas visibles en cada uno de ellos a través de su telescopio. En un sentido muy real, hizo un padrón del cielo.
Descubrió que el número de estrellas por sector se elevaba regularmente al acercarse a la Vía Láctea; era máximo en el plano de ésta, y mínimo en la dirección de ángulos rectos con aquel plano.
Herschel pensó que la manera más fácil de explicar esto era suponer que el sistema estelar no era esférico, sino que tenía la forma de una lente (o de una hamburguesa). Si mirábamos a lo largo del diámetro más largo de la lente, veíamos más estrellas que si mirábamos en cualquier otra dirección. En realidad, veríamos tantas que se confundirían hasta formar la brumosa Vía Láctea. Al observar cada vez más lejos del plano de la Vía Láctea, miraríamos a través de una longitud cada vez más corta de espacio poblado de estrellas y, por consiguiente, veríamos cada vez un número menor de ellas.
Herschel llamó «Galaxia» a este sistema estelar en forma de lente, nombre tomado de unas palabras griegas que significan «Vía Láctea».
Si el Sistema Solar estuviese lejos del plano central que marca los diámetros largos de la Galaxia, veríamos la Vía Láctea como un circulo de luz confinado en un lado del cielo. Parecería como una rosquilla, con las estrellas centradas más en el agujero de la rosquilla que en los amplios espacios exteriores a ella. Cuanto más lejos estuviésemos a un lado del plano y más pequeño fuese el círculo de luz de la rosquilla, tanto más espesas serian las estrellas dentro de ella, y tanto menos lo serían en el exterior.
Sin embargo, sucede que la Vía Láctea divide el cielo en dos mitades, con estrellas esparcidas por igual en cada mitad. Esto es una prueba bastante concluyente de que estamos en el plano central de la Galaxia o muy cerca del mismo.
Pero aunque estuviésemos en el plano central de la Galaxia, podríamos estar lejos del verdadero punto central de este plano. Si lo estuviésemos, la Vía Láctea aparecería más espesa y luminosa en una mitad de su círculo que en la otra. Cuanto más lejos nos hallásemos del punto central, mayor sería la asimetría a este respecto.
Sin embargo, la Vía Láctea aparece, en realidad, bastante igual en anchura y luminosidad por todo el cielo, de manera que el Sistema Solar debe de estar en el centro o muy cerca de éste.
La Galaxia parecía, pues, sistemocéntrica, y, como en los tiempos de Herschel y durante un siglo después de él, la mayoría de los astrónomos pensaba que comprendía todas las estrellas del Universo; el Universo mismo tenía que ser sistemocéntrico.
Esta opinión fue sostenida hasta una fecha tan tardía como 1920, cuando el astrónomo holandés Jacobus Cornelius Kapteyn (1851-1922) calculó que la Galaxia (y el Universo) tenía 17.000 parsecs de anchura y 3.000 de grosor, con el Sistema Solar cercano al centro.
Todo esto, sin embargo, era erróneo. El Sistema Solar no estaba más en el centro de la Galaxia —a pesar de la prueba de la Vía Láctea— de lo que está la Tierra en el centro del sistema planetario.
En el capítulo siguiente, explicaremos cómo se llegó a esta conclusión.

XIV
EN LAS AFUERAS

En 1854, el escritor satírico francés Francois Rabelais escribió: «Todo llega para aquel que sabe esperar.» Esto ha sido repetido desde entonces en una u otra forma, de modo que Disraeli y Longfellow figuran entre aquellos a quienes se atribuye independientemente la cita. Hoy, el aforismo es más conocido en una forma más sencilla: «Todo llega para el que espera».
Sin embargo, a mí nunca me ha impresionado en exceso este comentario. Pensaba que, para muchas cosas, habría que esperar bastante más tiempo del que podríamos vivir. A fin de cuentas, observad que todos los autores del aforismo se guardan muy bien en fijar un límite al período de espera.
Yo, por mi parte, nunca creí —a poco de empezar el juego— que tendría un libro en la lista de best-sellers, por muy grande que fuese mi capacidad de espera.
Pero esto no quiere decir que mis libros no se vendan bien. Algunos se venden. En realidad, unos cuantos se venden muy bien, pero sólo en el curso de años y décadas. Nunca se venden intensivamente. Nunca se venden tantos en una semana en concreto como para figurar en la lista de best-sellers del Times de Nueva York.
Pero lo acepté. Incluso logré convencerme de que ello era resultado de mi integridad y de mi virtud.
A fin de cuentas, mis libros nunca se ocupan del sexo con detalle clínico, ni de la violencia desagradablemente concentrada, ni, ciertamente, de ninguna forma de sensacionalismo. En el lado positivo, tienden a ser cerebrales, con gran énfasis sobre la discusión racional de los motivos y de las diferentes líneas de conducta. Es evidente que si esto se hace bien, complace mucho a un número relativamente pequeño de lectores.
Sabía perfectamente que ese pequeño grupo estaría por encima de la inteligencia media y me sería completamente fiel. Eran mis lectores, yo les amaba y no los habría cambiado por mil millones de lectores más vulgares.
Y, sin embargo, algunas veces, en mitad de la noche y a solas, en lo más recóndito de mi mente surgía la pregunta de qué sucedería si, sólo por un breve espacio de tiempo, todos se situasen por encima del grado medio de inteligencia, de modo que uno de mis libros figurase —sólo por una vez, sólo por una semana— en la lista de best-sellers.
Después, rechazaba la idea como pura fantasía.
Y así, cuando llegó el mes de octubre de 1982, llevaba cuarenta y cuatro años de escritor profesional y había publicado 261 libros, sin ningún best-seller en la lista. Ya hacía tiempo que había decidido que esto representaba una especie de distinción de la que debía sentirme orgulloso. ¿Cuántos otros escritores podrían publicar 261 libros sin dar nunca en el blanco?
Y entonces ocurrió que, el 8 de octubre de 1982, Doubleday publicó mi libro 262; se trataba de Foundation's Edge, cuarto volumen de mi serie «Fundación». Esto sucedía treinta y dos años después de que hubiese escrito lo que había decidido que sería la última palabra de la serie. Durante todo aquel tiempo había hecho oídos sordos a las súplicas de mis lectores y de mis editores, que pedían más. (Bueno, ellos siguieron esperando, y la cosa llegó..., como había pronosticado el viejo y buen Francois.)
Como había profetizado desde el principio mi editor, Hugh O'Neill, el libro pasó inmediatamente a la lista de best-sellers. El 17 de octubre apareció en el umbral de mi puerta el Times de Nueva York del domingo, y allí, en la lista de la sección de crítica de libros y en grandes caracteres, figuraba Foundation's Edge, por Isaac Asimov.
Después de cuarenta y cuatro años, mi libro 262 había dado en el blanco, aunque no era sexual, ni violento, ni sensacionalista, y sí tan cerebral como todos los demás... o quizás incluso más que éstos. Sólo había tenido que esperar.
Doubleday celebró una espléndida fiesta en mi honor y, deslumbrado durante un tiempo, me sentí como si fuese el centro del Universo, lo cual me lleva nuevamente al tema que estaba tratando en el capítulo anterior.


En el capítulo anterior, expuse el afán natural de la gente por ser el centro del Universo. Al principio, cada persona se imaginaba ser aquel centro; después, aquel puesto fue cedido (de mala gana) a alguna sede de importancia cultural; después, a la Tierra en su conjunto, y luego, a la totalidad del Sistema Solar.
Incluso en fecha tan avanzada como los años de 1910, parecía razonable suponer que el Sistema Solar estaba en o cerca del centro de la Galaxia (y entonces se sospechaba que la Galaxia era casi el Universo entero).
A fin de cuentas, los diversos objetos del cielo parecían estar colocados simétricamente a nuestro alrededor. Así, las estrellas no están más concentradas en una mitad del cielo que en la otra, y la Vía Láctea, que representa la Galaxia vista a través de su diámetro largo, divide el cielo en dos mitades más o menos iguales.
A fin de que haya buenas razones para creer que no estamos en una posición más o menos central, hay que descubrir en el cielo alguna asimetría indiscutible.
Y existe una. La historia de esta asimetría empieza con Charles Messier, que se especializó en el estudio de los cometas. Fue uno de los que localizaron pronto el cometa Halley en su regreso de 1759, regreso que había sido predicho por el propio Edmund Halley (véase capítulo X).
Después de esto, Messier no se detuvo. En los quince años siguientes hizo casi todos los descubrimientos de cometas que tuvieron lugar; veintiuno de ellos se deben a él. Fue la pasión de su vida, y cuando tuvo que cuidar a su esposa en su lecho de muerte y no pudo asistir al descubrimiento de un cometa —que fue anunciado por un astrónomo competidor francés—, se dijo, con visos de credibilidad, que Messier lloró la pérdida del cometa y casi se olvidó de su esposa muerta.
Lo que particularmente preocupaba a Messier era que de vez en cuando, al buscar algún pequeño objeto filamentoso en el cielo, que indicase la presencia de un cometa lejano avanzando en dirección a las cercanías del Sol, ocurría que siempre estaba presente en el cielo alguno de tales objetos. Odiaba verlos, porque se entusiasmaba y luego se sentía desengañado.
Entre 1774 y 1784 elaboró y publicó una lista de los objetos que —pensaba— debían ser conocidos por los buscadores serios de cometas que, de esta manera, no se equivocarían al tomar algo insignificante por algo de importancia cometaria. Los objetos de su lista se conocen todavía como «Messier 1», «Messier 2», y así sucesivamente (o «M1», «M2», etcétera).
Y, sin embargo, sucedió que sus descubrimientos de cometas fueron triviales, mientras que los objetos que registró, para que los astrónomos prescindiesen de ellos, resultaron ser de gran importancia. Por ejemplo, el primero de su lista es el más importante objeto solitario en el cielo de más allá del Sistema Solar: la nebulosa del Cangrejo.
Otro objeto de la lista de Messier, el M13, había sido observado en 1714 nada menos que por Halley, el santo patrono de todos los buscadores de cometas.
En 1781, William Herschel recibió una copia de la lista de Messier. Ambicionaba examinar todos los objetos del cielo y, por consiguiente, resolvió mirar cada uno de los objetos de la lista, incluido, naturalmente, M13.
Herschel —que no podía adquirir un buen telescopio cuando empezó a interesarse en la Astronomía— emprendió la construcción de uno propio y acabó haciendo los mejores telescopios de su tiempo. El telescopio que empleó para contemplar los objetos de Messier era mucho mejor que aquellos de que dispusieron éste o Halley, y cuando Herschel miró el M13, vio no sólo un objeto filamentoso, como les había sucedido a los dos astrónomos anteriores, sino un denso conglomerado esférico de estrellas.
Herschel fue el primero en interpretar correctamente la naturaleza de lo que ahora llamamos «racimos globulares». Como M13 está en la constelación de Hércules, a veces es llamado «Gran Racimo de Hércules». Herschel descubrió también otros racimos globulares, y resultó que aproximadamente una cuarta parte de todos los objetos de la lista de Messier eran racimos de esta clase.
Estos racimos están constituidos por cientos de miles de estrellas, y los más grandes contienen posiblemente millones. La densidad estelar en el interior de estos racimos es enorme. En el centro de un gran racimo de esta clase puede haber hasta 1.000 estrellas por parsec cúbico, mientras que en nuestras cercanías hay aproximadamente 0,075 estrellas por parsec cúbico.
Si estuviésemos en el centro de un gran racimo globular (y pudiésemos sobrevivir allí) veríamos un cielo nocturno festoneado por unos 80.000.000 de estrellas visibles, de las cuales —si la distribución de la luminosidad fuese allí igual que aquí— más de 250.000 serían de primera magnitud o incluso superiores.
Sin embargo, los racimos globulares están tan alejados que la agrupación de todas esas estrellas forman unidades que sólo en algunos casos son percibibles a simple vista desde la Tierra, e incluso entonces apenas se distinguen.
Sin embargo, lo más interesante acerca del centenar de racimos globulares que ahora conocemos es que la mayor parte de ellos están en un lado del cielo, mientras que no hay casi ninguno en el otro. Casi un tercio de ellos puede encontrarse en la porción de cielo subtendida sólo por la constelación de Sagitario. Esta asimetría fue advertida en primer lugar por el hijo de Herschel, John (1792-1871), notable astrónomo por derecho propio.
Ésta es la asimetría más notable que podemos observar en el cielo; sin embargo, no es suficiente por sí sola para rebatir la hipótesis de que el Sistema Solar está en el centro de la Galaxia. A fin de cuentas, existe la posibilidad de que todo esto sea una coincidencia, de que los racimos globulares estén, sin más, a uno de nuestros lados.

Un momento crucial se produjo en 1904, cuando la astrónoma norteamericana Henrietta Swan Leavitt (1868-1921) estableció por primera vez una relación entre la longitud del período de un tipo de estrella llamada «Cefeida variable» y su brillantez intrínseca, o «luminosidad». (Véase «The Flickering Yardstick», en Fact and Fancy, Doubleday, 1962).
Esto significaba que, en principio, era posible comparar la luminosidad de una cefeida variable con su aparente brillo en el cielo, y juzgar, en base a esto, la distancia, una distancia que podía ser demasiado grande para calcularla por los otros medios entonces conocidos.
En 1913, el astrónomo danés Ejnar Hertzsprung (1873-1967) convirtió esta posibilidad en realidad, y fue el primero en calcular las distancias actuales de algunas cefeidas variables.
Esto nos lleva al astrónomo norteamericano Harlow Shapley (1885-1972), que pudo estudiar con grandes dificultades debido a los escasos medios económicos con que contaba en su juventud, y que se convirtió en astrónomo por accidente. Había ingresado en la Universidad de Missouri con intención de hacerse periodista, pero la Escuela de Periodismo no se inauguraba hasta un año más tarde, y el joven Shapley siguió un curso de Astronomía para pasar el tiempo..., y nunca llegó a ser periodista.
Shapley se interesó por las cefeidas variables, y en 1913 había demostrado que no eran estrellas binarias que se eclipsasen recíprocamente. En vez de esto, sugirió que eran estrellas pulsátiles. Unos diez años más tarde, el astrónomo inglés Arthur Stanley Eddington (1882-1944) desarrolló con gran detalle la teoría de las pulsaciones de las cefeidas y dejó resuelta la cuestión.
Cuando Shapley hubo ingresado en el observatorio de Mount Wilson, en 1944, empezó a investigar las estrellas variables en los racimos globulares. Al hacerlo así, descubrió que éstos contenían estrellas de una clase llamada «variables RR de Lira», porque el ejemplo más conocido de aquella clase era una estrella conocida por el nombre de RR de Lira.
La manera en que aumenta y disminuye la luz de una variable RR de Lira es muy parecida a la de una variable cefeida, pero el período de variación de la primera es más corto. Las variables RR de Lira suelen tener un período de menos de un día, mientras que las variables cefeidas tienen un período de más o menos una semana.
Shapley decidió que la diferencia en el período de variación no era significativa, y que las variables RR de Lira tenían, simplemente, un período más corto que las variables cefeidas. Por consiguiente, pensó que la relación entre brillo y período elaborada por Leavitt para las variables cefeidas podría aplicarse a las variables RR de Lira. (En esto tenía razón.)
Procedió a registrar el brillo y el período de las variables RR de Lira en cada uno de los 93 racimos globulares entonces conocidos, y esto le dio, inmediatamente, la distancia relativa de tales racimos. Como conocía la dirección en que estaban localizados y había determinado su distancia relativa, podía construir un modelo tridimensional de su distribución.
En 1918, Shapley había demostrado, para su propia satisfacción —y pronto para la de los astrónomos en general— que los racimos globulares estaban distribuidos con simetría esférica alrededor de un punto en el plano de la Vía Láctea, pero un punto muy alejado del Sistema Solar.
Si el Sistema Solar estaba en el centro de la Galaxia o cerca del mismo, aquello significaba que los racimos globulares estaban centrados alrededor de un extremo de la Galaxia o más allá. Su mala distribución sobre el cielo de la Tierra sería entonces indicadora de su actual distribución asimétrica con respecto a la Galaxia..
Sin embargo, esto no parecía lógico. ¿Por qué tenían estos grandes racimos de estrellas encontrar algo tan interesante en un extremo de la Galaxia, cuando toda nuestra experiencia sobre la manera de actuar de la ley de gravitación universal nos inducía a creer que los racimos estarían simétricamente distribuidos alrededor del centro de la Galaxia?
Shapley llegó a la dramática conclusión de que los racimos globulares estaban distribuidos alrededor del centro de la Galaxia, y lo que pensábamos que era un extremo de ésta era, en realidad, su centro, y éramos nosotros, no los racimos globulares, quienes estábamos en un extremo de ella.
Pero si era así, se hacía necesario explicar la simetría de todo cuanto existía en el cielo. Si estábamos tan lejos, en un extremo de la Galaxia, y si el centro estaba en la dirección de Sagitario, donde había mayor concentración de racimos globulares, entonces, ¿por qué no veíamos un número mucho mayor de estrellas en la dirección de Sagitario que en la opuesta dirección de Géminis? ¿Por qué no era la Vía Láctea mucho más brillante en Sagitario que en Géminis?
Había que contestar a estas preguntas, y tanto más cuanto que surgieron rápidamente indicios que confirmaban la sugerencia de Shapley.
En la década de 1920, las «nebulosas espirales» observadas acá y allá en el cielo resultaron ser no masas de gases, como se había sospechado, sino grandes conglomerados de estrellas; eran galaxias por derecho propio.
La galaxia espiral más próxima está en la constelación de Andrómeda, y un estudio de esta galaxia Andrómeda mostró que también ella tenía racimos globulares, iguales que los de la nuestra, salvando la mucho mayor distancia de aquéllos.
Los racimos globulares de la galaxia Andrómeda estaban distribuidos con simetría esférica alrededor del centro de aquélla, lo mismo que, según Shapley, debía de suceder con los racimos globulares de la nuestra. Podíamos ver la manera en que se comportaban los racimos globulares de la galaxia Andrómeda, y no había razón para creer que los nuestros se comportasen de un modo diferente.
Por tanto, se aceptó —y, en definitiva, se demostró más allá de toda duda razonable— que nuestra Vía Láctea es una galaxia espiral muy parecida a la de Andrómeda, y que el Sistema Solar no está en su centro, sino muy lejos: en uno de los brazos de la espiral.
la Humanidad, la Tierra, el Sol, todo el Sistema Solar, no están cerca del centro de nada con respecto a nuestra galaxia. ¡En absoluto! Estamos en los suburbios galácticos, en las afueras. Puede resultar humillante, pero es cierto.
Seguramente estamos en el plano galáctico o cerca del mismo. Por esto, la Vía Láctea corta el cielo en dos mitades iguales.
¡Pero la simetría! ¿Por qué es la Vía Láctea casi igualmente brillante en toda su extensión?
Si examinamos la galaxia Andrómeda y otras galaxias espirales lo bastante próximas para ser observadas con algún detalle, encontramos que los brazos de la espiral son ricos en nubes de polvo que no encierran estrellas y que, por tanto, no están iluminados. Son las «nebulosas oscuras».
Si estas nebulosas oscuras existiesen en el espacio alejadas de toda estrella, no podrían verse. Serían negro sobre negro, por decirlo así. Por otra parte, si hubiese nubes de estrellas detrás de las nebulosas, las partículas de polvo de éstas absorberían y desparramarían eficazmente la luz de detrás de ellas, y los observadores verían las nubes como masas oscuras sobre la luz de las estrellas, presente en todas partes.
Los brazos espirales de nuestra propia galaxia no constituyen una excepción a esto.
El propio Herschel, en su infatigable estudio de todo lo que había en el cielo, observó lugares en la Vía Láctea donde se producían interrupciones, muy marcadas, en la regular distribución de las numerosas y pálidas estrellas, regiones donde no había estrellas en absoluto. Herschel pensó que estas regiones carecían realmente de estrellas, y que estos tubos de nada, alargándose a través de lo que, según Herschel, parecía una capa bastante fina de estrellas en la Vía Láctea, estaban orientados de manera que podíamos mirar a través de ellos. «Seguramente —decía— es un agujero en el cielo.»
Después se observaron más y más regiones de éstas (su número se eleva ahora a más de 350) y cada vez pareció más improbable que hubiese tantos agujeros sin estrellas en el cielo. Alrededor de 1900, el astrónomo norteamericano Edward Emerson Barnard (1857-1923) y el astrónomo alemán Max Franz Cornelius Wolf (1863-1932) sugirieron independientemente que estas interrupciones en la Vía Láctea eran nubes oscuras de polvo y gases que ocultaban la luz de las numerosas estrellas que había detrás de ellas.
Estas nebulosas oscuras eran las que explicaban la simetría de la Vía Láctea. Ésta se hallaba tan llena de ellas, que la luz de las regiones centrales de la Galaxia y de los brazos espirales más allá del centro, quedaba totalmente oscurecida. Todo lo que podemos ver desde la Tierra es nuestro propio vecindario de los brazos espirales de la Galaxia. Podemos ver casi igualmente, hasta muy lejos dentro de la Vía Láctea, en todas direcciones, de modo que lo que vemos del cielo es simétrico.

Shapley no sólo calculó la distancia relativa de los racimos globulares, sino que concibió también un sistema estadístico para estudiar las variables RR de Lira, de manera que permitiese calcular la distancia absoluta de la Tierra a los racimos globulares. El sistema de Shapley era admisible, pero había un factor que no tuvo en cuenta y que le llevó a sobrestimar la dimensión de la Galaxia.
De nuevo se trataba de un oscurecimiento de la luz, incluso cuando no había nebulosos oscuras.
Existe una analogía de ello en la atmósfera de la Tierra. Evidentemente, las nubes atmosféricas pueden oscurecer al Sol, pero ni siquiera el aire «claro» de un cielo sin nubes es completamente transparente. Alguna luz es desparramada y absorbida. Esto es particularmente observable cerca del horizonte, donde la luz debe cruzar un mayor grueso de atmósfera para llegar a nuestros ojos o a nuestros instrumentos. Así, el Sol tiene tan debilitados sus rayos en el horizonte, que muchas veces podemos mirarlo impunemente, y, en cuanto a las estrellas, pueden oscurecerse hasta ser invisibles.
De manera parecida, hay átomos, moléculas e incluso partículas de polvo desparramados en el «claro» espacio. El espacio es, desde luego, mucho más claro que nuestra atmósfera, incluso cuando ésta lo está más, pero la luz de las estrellas debe viajar muchos billones de kilómetros para llegar hasta nosotros, y, en una distancia tan grande, incluso muy ocasionales trocitos de materia pueden producir efectos acumulativos que resulten perceptibles.
Esto lo aclaró en 1930 el astrónomo suizo-norteamericano Robert Julius Trumpler (1886-1956), quien demostró que el brillo de los racimos de estrellas disminuía con la distancia algo más rápidamente de lo que cabría esperar si el espacio estuviese completamente limpio. Por tanto, defendió la existencia de una materia interestelar extraordinariamente fina, hecho que ha sido ampliamente demostrado desde entonces.
La presencia de este polvo en el espacio «claro» —algo que Shapley no admitía— oscurece las variables RR de Lira en los racimos globulares, de manera que uno calcula que están algo más lejos de lo que se hallan en realidad. Una vez aceptada la corrección de Trumpler, las dimensiones de la Galaxia se redujeron un tanto en relación con el cálculo de Shapley, y los valores así encontrados son todavía admitidos.
Hoy en día, la Galaxia es considerada como un enorme objeto en forma de lente (o de hamburguesa) que, visto de lado, es muy ancho de un extremo a otro y relativamente estrecho de arriba abajo.
El diámetro largo es de unos 30.000 parsecs —o sea, unos 100.000 años luz, es decir, 30 trillones de kilómetros—. Tiene un grueso de unos 5.000 parsecs en el centro y de unos 950 parsecs en el lugar donde se encuentra el Sistema Solar. En comparación con ello, la estrella más próxima, Alfa de Centauro, está aproximadamente a 1,3 parsecs de nosotros, y si ella (o nuestro Sol) estuviese 15 parsecs más lejos, sería apenas perceptible a simple vista.
La distancia desde el centro de la Galaxia hasta su perímetro exterior es de unos 15.000 parsecs, y nosotros estamos a unos 9.000 parsecs del centro. Así, pues, estamos a más de medio camino desde el centro hasta el perímetro exterior, que se halla a unos 6.000 parsecs de nosotros en dirección opuesta al centro.

En nuestro estudio de otras galaxias hemos descubierto, en el último cuarto de siglo, más o menos, que los centros galácticos son lugares inesperadamente violentos. En realidad, lo son tanto, que parece probable que la vida, tal como la conocemos, sea completamente imposible en las regiones centrales de las galaxias, y es probable que sólo exista en las afueras, donde estamos nosotros.
Es importante estudiar toda aquella violencia desde una distancia segura, pues una mayor comprensión de lo que pasa podría decirnos, acerca del Universo, mucho más de lo que pudiéramos averiguar por otros medios. Los astrónomos están haciendo todo lo que pueden a este respecto. Lo malo es que las distancias hasta el centro de otras galaxias es demasiado grande. Podríamos estar más cerca sin correr peligro.
El centro de la galaxia más próxima, la de Andrómeda, está, por ejemplo, a 700.000 parsecs de nosotros. La única región comparable más cercana es el centro de nuestra propia Vía Láctea, que está sólo a unos 9.000 parsecs, menos de 1/80 de la distancia del centro de la galaxia Andrómeda. La única dificultad estriba en que no podemos ver el centro de nuestra propia Galaxia, por muy cerca que esté.
Ahora bien, cuando digo que no podemos verlo, me refiero a la luz visible, porque está permanentemente nublado por el polvo galáctico.
En la Tierra, empero, cuando las nubes o la niebla oscurecen la vista, podemos emplear el radar. Los rayos de radio de onda corta emitidos y recibidos por nuestros aparatos de radar pueden atravesar sin dificultad las nubes y la niebla.
Y ocurre que los objetos astronómicos que son capaces de emitir luz lo son también de hacerlo con ondas de radio, y a veces estas ondas de radio son emitidas con gran intensidad.
Tales ondas de radio, a diferencia de las de la luz, pueden atravesar grandes nubes de polvo sin dificultad.
En 1931, Karl Jansky fue el primero en detectar ondas de radio en el cielo. Estas ondas de radio podían proceder del Sol, que, cuando está casi en el máximo de actividad de sus manchas solares, es la fuente de radio más intensa del cielo —porque está increíblemente cerca, habida cuenta de las distancias estelares—. Sin embargo, se daba el caso de que el Sol estaba en una fase tranquila, por lo que Jansky eligió la segunda fuente en intensidad, que estaba en un punto de Sagitario.
Desde luego, Sagitario está en la dirección del centro galáctico, y es indudable que las ondas de radio altamente energéticas que detectó Jansky procedían de aquel centro.
Con los radiotelescopios actuales, se puede determinar con exactitud la localización de la fuente, y ahora ha sido reducida a un sector de anchura no superior a 0,001 segundo de arco.
Es una magnitud sorprendentemente pequeña. El planeta Júpiter, cuando está más cerca de nosotros, tiene 3.000 segundos de arco, de modo que la fuente de radio galáctica central tiene sólo una anchura de 1/3.000.000 de la que parece tener Júpiter en nuestro cielo, y Júpiter se nos aparece como un simple punto de luz.
Desde luego, la fuente central está enormemente más lejos de nosotros que Júpiter, y si tenemos en cuenta esta distancia, la anchura de la fuente central podría ser de unos 3.000.000.000 de kilómetros. Si la fuente central fuese trasladada (con la imaginación) a la posición de nuestro Sol, presentaría el tamaño de una enorme estrella gigante roja, que llenaría todo el espacio hasta la órbita del lejano Saturno.
Sin embargo, por muy grande que esto sea a escala del Sistema Solar, está muy lejos de serlo lo suficiente como para explicar la energía que brota de aquella fuente. Una estrella ordinaria, como nuestro Sol, irradia energía gracias a la fusión nuclear, pero ninguna cantidad razonable de fusión puede concentrarse en algo del tamaño de la fuente central y producir la cantidad de energía que parece emitir.
La única fuente de energía aún más eficiente es el colapso gravitatorio. Por tanto, la opinión creciente es la de que en el centro de nuestra galaxia —y posiblemente en el centro de todas las galaxias e incluso de todos los racimos globulares perceptibles— hay un agujero negro.
Nuestro propio agujero negro galáctico puede tener una masa un millón de veces mayor que la del Sol; debe de estar creciendo continuamente,
engullendo materia de la rica concentración existente en el corazón de la Galaxia —donde las estrellas están distribuidas todavía más densamente que en el núcleo de un racimo globular— y convirtiendo parte de esta masa en la energía que irradia.
Las galaxias más grandes tendrían agujeros negros más masivos e irradiarían aún más energía al engullir materia. Las galaxias activas, tales como las Seyfert —descubiertas por el astrónomo norteamericano Carl Keenan Seyfert (1911-1960)— deben de ser sede de procesos aún más energéticos, que se desarrollan en sus extraordinariamente brillantes centros.
En cuanto a los quasars, que cada vez más son considerados como galaxias super-Seyfert, los acontecimientos que se producen en su centro deben de ser los más violentos de todo el Universo actual.
Tal vez podríamos adquirir una noción de todas estas violencias y superviolencias si estudiásemos detalladamente el centro no tan lejano de nuestra propia Galaxia, centro cuya existencia ni siquiera sospechábamos sesenta años atrás.