Refutación 19 a las "200 Pruebas de que la tierra no es una esfera que gira"

Prueba 19 - El famoso astrónomo Tycho Brahe argumentó en contra de la teoría heliocéntrica en su tiempo, postulando que si la Tierra giraba alrededor del Sol, el cambio en la posición relativa de las estrellas después de 6 meses movimiento orbital no podría dejar de observarse. Sostuvo que las estrellas deben parecen separar al acercarnos y unirse a medida que nos alejábamos. En realidad, sin embargo, después de 190 millones millas de supuesta órbita alrededor del Sol, ni una sola pulgada de paralaje se puede detectar en las estrellas, lo que demuestra que no nos hemos movido en absoluto.

Refutación:
Comencemos por decir que el danés Tycho Brahe (1546-1601) fue el último de los grandes astrónomos observadores de la era PREVIA A LA INVENCIÓN DEL TELESCOPIO. El sistema del Universo que presenta Tycho es una transición entre la teoría geocéntrica de Ptolomeo y la teoría heliocéntrica de Copérnico. En la teoría de Tycho, el Sol y la Luna giran alrededor de la Tierra inmóvil, mientras que Marte, Mercurio, Venus, Júpiter y Saturno girarían alrededor del Sol.

Brahe estaba convencido que la Tierra permanecía estática en relación al Universo porque, si así no fuera, debería poder apreciarse los movimientos aparentes de las estrellas. Sin embargo, aunque tal efecto existe realmente y se denomina paralaje, la razón por la cual no lo comprobó es que no puede ser detectado con observaciones visuales directas. Las estrellas están mucho más lejos de lo que se pensaba razonable en esa época.

Un método que permite calcular las distancias cósmicas implica el uso del paralaje.Es fácil ilustrar lo que significa este término. Mantengamos un dedo a unos 8 cm de nuestros ojos, y observémoslo primero con el ojo izquierdo y luego con el derecho. Con el izquierdo lo veremos en una posición, y con el derecho, en otra. El dedo se habrá desplazado de su posición respecto al fondo y al ojo con que se mire, porque habremos modificado nuestro punto de vista. Y si se repite este procedimiento colocando el dedo algo más lejos, digamos con el brazo extendido. el dedo volverá a desplazarse sobre el fondo, aunque ahora no tanto. Así, la magnitud del desplazamiento puede aplicarse en cada caso para determinar la distancia dedo-ojo.

Por supuesto que para un objeto colocado a 15 m, el desplazamiento en la posición, según se observe con un ojo u otro, empezará ya a ser demasiado pequeño como para poderlo medir; entonces necesitamos una «línea de referencia» más amplia que la distancia existente entre ambos ojos. Pero todo cuanto hemos de hacer para ampliar el cambio en el punto de vista es mirar el objeto desde un lugar determinado, luego mover éste unos 6 m hacia la derecha y volver a mirar el objeto. Entonces el paralaje será lo suficientemente grande como para poderse medir fácilmente y determinar la distancia. Los agrimensores recurren precisamente a este método para determinar la distancia a través de una corriente de agua o de un barranco.

El mismo método puede utilizarse para medir la distancia Tierra-Luna, y aquí las estrellas desempeñan el papel de fondo. Vista desde un observatorio en California por ejemplo, la Luna se hallará en una determinada posición respecto a las estrellas. Pero si la vemos en el mismo momento desde un observatorio en Inglaterra, ocupará una posición ligeramente distinta. Este cambio en la posición, así como la distancia conocida entre los dos observatorios, una línea recta a través de la Tierra- permite calcular los kilómetros que nos separan de la Luna. Por supuesto que podemos aumentar la línea base haciendo observaciones en puntos totalmente opuestos de la Tierra; en este caso, la longitud de la línea base es de unos 12.000 km. El ángulo resultante de paralaje, dividido por 2, se denomina «paralaje geocéntrico».

El desplazamiento en la posición de un cuerpo celeste se mide en grados o subunidades de grado, minutos o segundos. Un grado es la 1/360 parte del circulo celeste; cada grado se divide en 60 minutos de arco, y cada minuto, en 60 segundos de arco. Por tanto, un minuto de arco es 1/(360 x 60) o 1/21.600 de la circunferencia celeste, mientras que un segundo de arco es 1/(21.600 x 60) o 1/1.296.000 de la misma circunferencia.

Con ayuda de la Trigonometría, Claudio Ptolomeo fue capaz de medir la distancia que separa a la Tierra de la Luna a partir de su paralaje. Dedujo que el paralaje geocéntrico de la Luna es de 57 minutos de arco (aproximadamente, 1 grado); el desplazamiento es casi igual al espesor de una moneda de 10 céntimos vista a la distancia de 1,5 m. Éste es fácil de medir, incluso a simple vista. Pero cuando medía el paralaje del Sol o de un planeta, los ángulos implicados eran demasiado pequeños. En tales circunstancias sólo podía llegarse a la conclusión que los otros cuerpos celestes se hallaban situados mucho más lejos que la Luna. Pero nadie podía decir cuánto.

Por sí sola, la Trigonometría no podía dar la respuesta, pese al gran impulso que le habían dado los árabes durante la Edad Media y los matemáticos europeos durante el siglo XVI. Pero la medición de ángulos de paralaje pequeños fue posible gracias a la invención del telescopio, que Galileo fue el primero en construir y que apuntó hacia el cielo en 1609, después de haber tenido noticias de la existencia de un tubo amplificador que había sido construido unos meses antes por un holandés fabricante de lentes. 

En 1673, el método del paralaje dejó de aplicarse exclusivamente a la Luna, cuando el astrónomo francés, de origen italiano, Jean-Dominique Cassini, obtuvo el paralaje de Marte. En el mismo momento en que determinaba la posición de este planeta respecto a las estrellas, el astrónomo francés Jean Richer, en la Guinea francesa, hacía idéntica observación. Combinando ambas informaciones, Cassini determinó el paralaje y calculó la escala del Sistema Solar. Así obtuvo un valor de 136 millones de kilómetros para la distancia del Sol a la Tierra, valor que, como vemos, era, en números redondos, un 7 % menor que el actualmente admitido.

Desde entonces se han medido, con creciente exactitud, diversos paralajes en el Sistema Solar. En 1931 se elaboró un vasto proyecto internacional cuyo objeto era el de obtener el paralaje de un pequeño planetoide llamado Eros, que en aquel tiempo estaba más próximo a la Tierra que cualquier otro cuerpo celeste, salvo la Luna. En aquella ocasión, Eros mostraba un gran paralaje, que pudo ser medido con notable precisión, y, con ello, la escala del Sistema Solar se determinó con mayor exactitud de lo que lo había sido hasta entonces.

Gracias a estos cálculos, y con ayuda de métodos más exactos aún que los del paralaje, hoy sabemos la distancia que hay del Sol a la Tierra, la cual es de 150.000.000 de kilómetros, distancia que varía más o menos, teniendo en cuenta que la órbita de la Tierra es elíptica. 

Esta distancia media se denomina «unidad astronómica» (U.A.), que se aplica también a otras distancias dentro del Sistema Solar. Por ejemplo, Saturno parece hallarse, por término medio, a unos 1.427 millones de kilómetros del sol, 6,15 U.A. A medida que se descubrieron los planetas más lejanos, Urano, Neptuno y Plutón, aumentaron sucesivamente los límites del Sistema Solar. El diámetro extremo de la órbita de Plutón es de 11.745 millones de kilómetros, o 120 U.A. y se conocen algunos cometas que se alejan a mayores distancias aún del Sol.

Hacia 1830 se sabía ya que el Sistema Solar se extendía miles de millones de kilómetros en el espacio, aunque, por supuesto, éste no era el tamaño total del Universo. Quedaban aún las estrellas. 

Los astrónomos consideraban como un hecho cierto que las estrellas se hallaban diseminadas por el espacio, y que algunas estaban más próximas que otras, lo cual deducían del simple hecho que algunas de ellas eran más brillantes que otras. Esto significaría que las estrellas más cercanas mostrarían cierto paralaje al ser comparadas con las más remotas. Sin embargo, no pudo obtenerse tal paralaje, aun cuando los astrónomos utilizaron como línea de referencia el diámetro completo de la órbita terrestre alrededor del Sol (299 millones de kilómetros, no 190 millones, como señala erróneamente Dubay), observando las estrellas desde los extremos opuestos de dicha órbita a intervalos de medio año, no pudieron encontrar paralaje alguno. Como es natural, esto significaba que aún las estrellas más próximas se hallaban a enormes distancias. Cuando se fue descubriendo que los telescopios, pese a su progresiva perfección, no lograban mostrar ningún paralaje estelar, la distancia estimada de las estrellas tuvo que aumentarse cada vez más. El hecho que fueran bien visibles, aún a las inmensas distancias a las que debían de hallarse, indicaba, obviamente, que debían de ser enormes esferas de llamas, similares a nuestro Sol.

Pero los telescopios y otros instrumentos siguieron perfeccionándose. En 1830, el astrónomo alemán Friedrich Wilhelm Bessel empleó un aparato recientemente inventado, al que se dio el nombre de «heliómetro» («medidor del Sol») por haber sido ideado para medir con gran precisión el diámetro del Sol. Por supuesto que podía utilizarse también para medir otras distancias en el firmamento, y Bessel lo empleó para calcular la distancia entre dos estrellas. Anotando cada mes los cambios producidos en esta distancia, logró finalmente medir el paralaje de una estrella. Eligió una pequeña de la constelación del Cisne, llamada 61 del Cisne, y la escogió porque mostraba, con los años, un desplazamiento inusitadamente grande en su posición, comparada con el fondo de las otras estrellas, lo cual podía significar sólo que se hallaba más cerca que las otras. (Este movimiento constante, aunque muy lento- a través del firmamento, llamado "movimiento propio", no debe confundirse con el desplazamiento, hacia delante y atrás, respecto al fondo, queindica el paralaje.) Bessel estableció las sucesivas posiciones de la 61 del Cisne contra las estrellas vecinas "fijas" (seguramente, mucho más distantes) y prosiguió sus observaciones durante más de un año. En 1838 informó que la 61 del Cisne tenía un paralaje de 0,31 segundos de arco, ¡el espesor de una moneda de 2 reales vista a una distancia de 16 km!-. Este paralaje, observado con el diámetro de la órbita de la Tierra como línea de base, significaba que la 61 del Cisne se hallaba alejada de nuestro planeta 103 billones de km (103.000.000.000.000). Es decir, 9.000 veces la anchura de nuestro Sistema Solar. Así, comparado con la distancia que nos separa incluso de las estrellas más próximas, nuestro Sistema Solar se empequeñece hasta reducirse a un punto insignificante en el espacio. 

Debido a que las distancias en billones de kilómetros son inadecuadas para trabajar con ellas, los astrónomos redujeron las cifras, expresando las distancias en términos de la velocidad de la luz (300.000 km/seg). En un año, la luz recorre más de 9 billones de kilómetros. Por tanto esta distancia se denomina «año luz». Expresada en esta unidad, la 61 del Cisne se hallaría, aproximadamente, a 11 años luz de distancia.

Dos meses después del éxito de Bessel, ¡margen tristemente corto para perder el honor de haber sido el primero!, el astrónomo británico Thomas Henderson informó sobre la distancia que nos separa de la estrella Alfa de Centauro. Esta estrella, situada en los cielos del Sur y no visible desde los Estados Unidos ni desde Europa, es la tercera del firmamento por su brillo. Se puso de manifiesto que la Alfa de Centauro tenía un paralaje de 0,75 segundos de arco, o sea, más de dos veces el de la 61 del Cisne. Por tanto, Alfa de Centauro se hallaba mucho más cerca de nosotros. En realidad, dista sólo 4,3 años luz del Sistema Solar y es nuestro vecino estelar más próximo. En realidad, no es una estrella simple, sino un conjunto de tres.

En 1840, el astrónomo ruso, de origen alemán, Friedrich Wilhelm von Struve comunicó haber obtenido el paralaje de Vega, la cuarta estrella más brillante del firmamento. Su determinación fue, en parte, errónea, lo cual es totalmente comprensible dado que el paralaje de Vega es muy pequeño y se hallaba mucho más lejos (27 años luz).

Hacia 1900 se había determinado ya la distancia de unas 70 estrellas por el método del paralaje (y, hacia 1950, de unas 6.000). Unos 100 años luz es, aproximadamente, el límite de la distancia que puede medirse con exactitud, incluso con los mejores instrumentos. Y, sin embargo, más allá existen aún incontables estrellas, a distancias increíblemente mayores.

Este post está basado en "Introducción a la Ciencia" de Isaac Asimov