Página Espacial. ** Mercurio y el radar de Arecibo **

Bienvenido. Estamos en la Web desde el 12 de Julio, 2003. Nos encontramos...!

Los científicos de los primeros años de la década de los 60 del siglo pasado estaban ansiosos por poder emplear un radiotelescopio, transformarlo en un potente radar y estudiar el periodo de rotación de varios planetas que aún no se conocían con total seguridad. Sin embargo, sólo con la puesta en marcha de un nuevo y espectacular radiotelescopio en Puerto Rico, en noviembre de 1963, en medio de una espesa selva tropical y aprovechando una concavidad natural, los astrónomos planetarios pudieron empezar a estudiar el Universo cercano escuchando, en lugar de observando.

El radiotelescopio en cuestión, llamado de Arecibo por la proximidad del pueblo del mismo nombre, era el mayor del mundo en ese momento (y sigue siéndolo, cuatro décadas después!) con un plato de 305 metros de diámetro, y está gestionado por la Universidad de Cornell, de los Estados Unidos. Su coste en 1963 fue de casi 10 millones de dólares; construirlo hoy sería, como mínimo, diez veces más caro. Hay 3 torres apoyando la estructura, de 111 y 81 metros de altura. La cúpula central que alberga los reflectores gregorianos tiene una altura de 6 pisos. Es, en definitiva, una instalación científica gigantesca (figura 3).

Figura 3: el radiotelescopio de Arecibo, en Puerto Rico. El plato, de 305 metros de diámetro, equivalente a una superficie de 26 campos de fútbol, es el mayor del mundo, y sobre el cual se levantan las tres torres de 81 y 111 metros de altura (aunque situadas las tres a una misma distancia del suelo), sosteniendo la cúpula central que contiene instrumentos científicos.

Apenas un año después de su inauguración, los astrónomos G. H. Pettengill y R. B. Dyce, de las Universidades de Cornell y Sydney, respectivamente, utilizaron el radiotelescopio de Arecibo para medir la rotación del planeta Mercurio, empleando, como es lógico, las técnicas de radar. Necesitaron un transmisor con una potencia de salida de casi un millón de voltios para que sus investigaciones tuvieran éxito, y en dos intervalos temporales distintos (desde el 6 hasta el 25 de abril y desde el 2 al 24 de agosto de 1965) enviaron hacia el planeta una señal de microondas con frecuencia conocida y recibieron su eco unos minutos después. El resultado que obtuvieron echó por tierra las observaciones telescópicas desde Schiaparelli, hacía más de 70 años.

En un artículo publicado en el volumen 206 de Nature, en ese mismo año de 1965, Pettengill y Dyce describían los datos que habían obtenido de sus investigaciones por radar. En otros artículos, aparecidos más tarde en Astronomical Journal en colaboración con I. Shapiro, del Massachussets Institute of Technology (EE.UU.), analizaban también los datos sobre Venus, otro planeta cuyo periodo de rotación no estaba por entonces demasiado claro.

Los resultados no dejaban lugar a demasiadas dudas; aunque, como lo propios autores reconocían, el valor de la rotación de Mercurio no estaba aún lo suficientemente determinado, y que por tanto era preciso nuevos datos más fiables para corroborar los suyos, Pettengill y Dyce resumieron toda su revolucionaria investigación sobre Mercurio en estos términos, en un artículo publicado en el volumen 72 del Astronomical Journal; "El valor de 59 ± 3 días para el periodo de rotación del eje de Mercurio, aunque no haya sido determinado con tanta precisión como el de Venus, es muy consistente con muchos de los datos ópticos y análisis teóricos". Así pues, Mercurio no mostraba siempre su misma cara al Sol. Los astrónomos de hacía sólo medio siglo estaban absolutamente equivocados.

Ello se podía comprobar echando una ojeada a la información proporcionada por los autores en su artículo (figura 4). Un periodo de rotación de aproximadamente 59 días encajaba a perfección en las observaciones mediante radar. Si hubiera sido de 88 días en lugar de 59, los datos del efecto Doppler que se analizaron hubieran mostrado una importante desviación, la cual no fue observada en ningún momento. Así pues, no sólo los datos obtenidos eran fiables y guardaban una evidente relación, sino que todas las suposiciones acerca del comportamiento de las señales reflejadas en la superficie del planeta y la forma en que estas se registraron indicaban que en ningún caso se podía hablar de un periodo de rotación de 88 días.

Figura 4: los datos sobre la rotación de Mercurio obtenidos por el radar de Arecibo y publicados en el artículo original de Pettengill y Dyce en Astronomical Journal, volumen 72, página 357. En primer lugar aparece una tabla con los valores del efecto Doppler medidos, y después una gráfica donde se muestran los datos reales del efecto Doppler debido a un periodo de rotación de 59 días. Si el periodo hubiese sido de 88 días, los datos deberían haber seguido la curva inferior; como no fue el caso, todo indicaba que el tiempo que tardaba Mercurio en girar sobre sí mismo era de 58 días. (Dyce, B. R., Pettengill, G. H., & Shapiro, I. I., Astronomical Journal, Vol. 72, p. 357 (1967))

Posteriormente a este innovadora técnica y a los trabajos de Pettengill, Dyce y Shapiro, otros científicos emplearon el radar, perfeccionándolo para conseguir datos más fiables aún, y hacia 1971 A. Goldstein precisó el periodo de rotación de Mercurio en 58,65 días. Con la llegada al planeta de la sonda Mariner 10, en 1974, el valor se pudo concretar todavía más, hasta que el científico planetario Klassen dictaminó que, definitivamente, el planeta giraba una vez sobre sí mismo en 58,646 días.

Enseguida se observó que había una evidente conexión entre la rotación de Mercurio y su periodo de translación alrededor del Sol. Este último era de 88 días y el primero de 58, lo cual equivalía a dos tercios de aquel: Mercurio rota sobre sí mismo una vez y media en cada órbita. En otras palabras, Mercurio efectivamente había conseguido sincronizar estos dos movimientos orbitales. Después de todo, aquellos observadores del siglo anterior que sugerían esta posible sincronización (o resonancia), no estaban equivocados, al menos en parte. Este hecho es importante en sí mismo, porque implica que mientras Mercurio da dos vueltas en torno al Sol (o sea, dos años mercuriales), gira tres veces sobre sí mismo (figura 5). En comparación, la Tierra gira unas 730 veces sobre su eje en el transcurso de dos revoluciones alrededor del Sol, lo cual nos revela la extremada lentitud de la rotación de Mercurio sobre su eje.

Si alguna vez estuviéramos en la superficie del planeta, veríamos hechos verdaderamente insólitos; aparte de que el cielo, como en la Luna, es negro oscuro siempre, independientemente de la presencia o ausencia del Sol, porque Mercurio tiene una atmósfera casi inexistente, un día en Mercurio, por ejemplo el tiempo entre dos salidas consecutivas del Sol por el mismo horizonte, duraría dos años y tres rotaciones completas. Además, los demás planetas se verían durante toda la noche, y las puestas o salidas de sol, vistas desde los lugares adecuados, podrían ser surrealistas; debido a los movimientos de Mercurio y a cuestiones de mecánica celeste, en este planeta pueden darse hasta dos salidas o puestas consecutivas. En un momento dado, el Sol oculto ya por el horizonte, vuelve a elevarse en el cielo hasta que casi todo él es visible de nuevo para, poco después, descender otra vez y desaparecer de la vista de un hipotético observador en el planeta.

Figura 5: la verdadera rotación de Mercurio, conocida gracias al radar de Arecibo; mientras el planeta gira dos veces en torno al Sol rota sobre sí mismo tres veces en ese periodo; así, en dos años de Mercurio (176 días terrestres) en el planeta sólo suceden tres días reales. Excepto Venus (que tarda nada menos que 224 días terrestres), ningún otro planeta del Sistema Solar es tan lento en su periodo de rotación. La razón de esa resonancia orbital de Mercurio hay que buscarla en las mareas solares.
(SP-423/NASA 'Atlas of Mercury')

El motivo de estas singulares características orbitales de Mercurio hay que buscarlo en las mareas que el Sol ocasiona en el pequeño planeta. Los astrónomos del pasado, que pensaban en la sincronización perfecta de Mercurio, no tuvieron en cuenta un hecho trascendental; el planeta no recorre una órbita perfectamente circular, sino que, como pudo saberse a mediados del siglo pasado, es fuertemente excéntrica. Ello obliga a que Mercurio, cuando se halla en el punto de su órbita más cercano a la estrella (perihelio) sufra un importante "tirón" gravitatorio por parte del Sol. Este fenómeno, con el tiempo, ocasionó que Mercurio acelerara su velocidad de rotación, lo que produjo que el día no estuviese sincronizado con el año y, con el tiempo (posiblemente estamos hablando de mil millones de años), ambos entraron en resonancia de la manera actual. Si la órbita de Mercurio fuera circular, y el planeta no tuviese una forma ligeramente distinta a la perfectamente esférica, el planeta en efecto siempre mostraría su misma cara al Sol y, por tanto, tendría sincronizados a la perfección periodo de rotación y de translación.

Aunque Schiaparelli y los astrónomos que le sucedieron no tuvieron demasiada fortuna con Mercurio (la sonda Mariner 10, que ha fotografiado casi la mitad del planeta, ha revelado que la mayoría de las características superficiales no concuerdan con lo descrito por ellos, figura 6), y tal vez se les pueda acusar de cierto convencimiento de la sincronización de Mercurio, sin datos objetivos que lo apoyaran, es verdad que pese a sus errores abrieron el camino que llevaría a sus sucesores, más de medio siglo después, a conocer cómo rota este pequeño mundo, abrasado por el poder del Sol desde el inicio del Sistema Solar. Precisamente el hecho de que ellos no fuesen demasiado objetivos en sus juicios sobre el planeta ha sido la causa de que lo conozcamos mejor. A veces, por tanto, el conocimiento humano avanza a palos de ciego.

Figura 6: Mercurio, visto por la sonda Mariner 10 en 1974. Este pequeño y elusivo planeta, cuya rotación ha sido un problema difícil de resolver hasta hace muy poco tiempo, aún conserva muchas otras incógnitas que siguen esperando su resolución. Quizá la sonda Messenger, que en breve llegará hasta él, pueda ayudar a solucionarlos. (NASA-JLP)

Bibliografía

Radar determination of the rotations of Venus and Mercury, Dyce, B. R., Pettengill, G. H., & Shapiro, I. I., Astronomical Journal, Volumen 72, 1967.

A radar determination of the rotation of the planet Mercury, Pettengill, G. H y Dyce, R.B., Nature, Volumen 206, 1965.

La rotación de Mercurio, L. Anselmo, ASTRONOMÍA, sección Sistema Solar, págs. 217-218, 1992.

Diccionario del Cosmos, J. Gribbin, Crítica, Barcelona, 1996.

[<<Atrás]

Gandía, Valencia, España, 02 de Julio de 2005.

Los trabajos publicados sólo pueden ser reproducidos
con la expresa autorización de sus autores.
Estamos en contacto: betelyuz@yahoo.com
Por cualquier corrección, sugerencia o comentario.