Planetas hipotéticos
por Paul Schlyter (pausch@saaf.se)



   Ha habido un serie de objetos en la historia que se creía que existían, pero que más tarde se 'desvanecieron'. Ésta es su historia.

Vulcano, el planeta intra-mercuriano, 1860-1916, 1971

   El matemático francés Urbain Le Verrier, co-predictor con J.C. Adams de la posición de Neptuno antes de ser visto, en una conferencia el 2 de enero de 1860, anunció que el problema de las desviaciones observadas en el movimiento de Mercurio podían resolverse asumiendo un planeta intra-mercuriano, o posiblemente un segundo cinturón de asteroides dentro de la órbita de Mercurio. La única manera posible de observar este planeta intra-mercuriano o estos asteroides era si/cuando transitaban el Sol, o durante eclipses totales de sol. El Profesor Wolf del centro de datos de manchas solares de Zurich, encontró una serie de "puntos" sospechosos en el Sol, y otro astrónomo encontró algunos más. Un total de dos docenas de puntos parecían ajustarse al patrón de dos órbitas intra-mercurianas, una con un periodo de 26 días, y la otra de 38 días.

   En 1859, Le Verrier recibió una carta del astrónomo aficionado Lescarbault, que informaba de haber observado una mancha negra circular en el Sol el 26 de marzo de 1859, que parecía un planeta transitando el Sol. Había visto el punto durante una hora y cuarto, y éste se movió un cuarto del diámetro solar. Lescarbault estimó la inclinación orbital entre 5,3 y 7,3 grados, su longitud nodal sobre 183 grados, su excentricidad "enorme", y su tiempo de tránsito a lo largo del disco solar en 4 horas y 30 minutos. Le Verrier investigó esta observación, y computó una órbita a partir de ella: periodo de 19 días y 7 horas, distancia media al Sol 0,1427 UA, inclinación 12# 10', ascensión nodal a 12# 59'. El diámetro era considerablemente menor que el de Mercurio y su masa se estimó en 1/17 de la masa de Mercurio. Esto era muy poco para justificar las desviaciones de la órbita de Mercurio, pero quizá éste era el miembro mayor de un cinturón de asteroides intra-mercuriano. Le Verrier se enamoró del planeta, y lo llamó Vulcano.

   En 1860 hubo un eclipse total de Sol. Le Verrier movilizó a todos los franceses y a otros astrónomos para encontrar a Vulcano - nadie lo hizo. Las sospechosas 'manchas solares' de Wolf revivieron entonces el interés de Le Verrier, y justo después de la muerte de Le Verrier en 1877, se publicó más 'evidencia'. El 4 de abril de 1875, un astrónomo alemán, H. Weber, observó una mancha circular en el Sol. La órbita de Le Verrier indicaba un posible tránsito el 3 de abril de ese mismo año, y Wolf se dio cuenta de que su órbita de 38 días podría haber justificado un tránsito durante ese tiempo. Ese 'punto redondo' fue fotografiado también desde Greenwich y Madrid.

   Hubo otra agitación tras el eclipse total de Sol del 29 de julio de 1878, cuando dos observadores afirmaron haber visto pequeños discos iluminados en las cercanías del Sol, que sólo podían ser pequeños planetas interiores a la órbita de Mercurio: ¡J.C. Watson (profesor de astronomía en la Universidad de Michigan) creía haber encontrado DOS planetas intra-mercurianos! Lewis Swift (co-descubridor del cometa Swift-Tuttle, que regresó en 1992), también vio una 'estrella' que creía que era Vulcano -- pero en una posición diferente a la de los dos planetas intra-mercurianos de Watson. Además, ni los Vulcanos de Watson ni los de Swift pudieron reconciliarse con los de Le Verrier o Lescarbault.

   Tras esto, nadie volvió a ver Vulcano de nuevo, a pesar de varias búsquedas en diferentes ecplises totales de sol. Y en 1916, Albert Einstein publicó su Teoría General de la Relatividad, que explicaba las desviaciones de Mercurio sin la necesidad de invocar a un desconocido planeta intra-mercuriano. En mayo de 1929, Erwin Freudlich fotografió el eclipse total de sol en Sumatra, y más tarde examinó cuidadosamente las láminas que mostraban una abundancia de estrellas. Se tomaron otras láminas de comparación seis meses después. No se encontró cerca del sol ningún objeto desconocido más brillante que la novena magnitud.

   ¿Pero qué fue lo que vio toda esta gente realmente? Lescarbault no tenía razones para contar una mentira, e incluso Le Verrier le creía. Es posible que Lescarbault viese un pequeño asteroide pasando muy cerca de la Tierra, justo dentro de la órbita terrestre. Tales asteroides eran desconocidos en esa época, por lo que la única idea de Lescarbault era que vio un planeta intra-mercuriano. Swift y Watson, a causa de la prisa que tenían por obtener observaciones durante la totalidad, podían haber identificado malamente algunas estrellas, creyendo que habían visto a Vulcano.

   "Vulcano" fue revivido brevemente en 1970-1971, cuando unos cuantos investigadores creyeron haber detectado algunos objetos débiles cerca del Sol, durante un eclipse de Sol total. Estos objetos podrían haber sido cometas con un brillo débil, y más tarde se han observado cometas que pasaron suficientemente cerca del Sol para colisionar con él.


La Luna de Mercurio, 1974

   Dos días antes del aproximamiento a Mercurio de la Mariner 10 el 29 de marzo de 1974, un instrumento comenzó a registrar emisiones brillantes en el ultravioleta lejano que "no tenían razón de estar ahí". Al siguiente día ya no estaban. Tres días después reaparecieron, y el "objeto" parecía destacar sobre Mercurio. Los astrónomos pensaron en primer lugar que habían visto una estrella. Pero lo habían visto en dos direcciones muy diferentes, y todo astrónomo sabía que esas longitudes de onda ultravioletas no podían llegar muy lejos a través del medio interestelar, dando lugar a suponer que el objeto debía estar cerca. ¿Tenía una luna Mercurio?

   Tras un herético viernes, en el que se calculó que el "objeto" se movía a 4 km/s, una velocidad consistente con la de una luna, llamaron a los administradores del JPL, quienes volcaron toda la actividad de la nave al equipo de rayos ultravioleta. Todo el mundo empezó a inquietarse por una conferencia de prensa programada para más tarde, ese sábado. ¿Se anunciaría la sospechosa luna? Pero la prensa ya lo sabía. Algunos periódicos -- los más respetables -- jugaron bien; muchos otros contaron historias excitantes sobre la nueva luna de Mercurio.

   ¿Y la "luna"? Se dirigió hacia afuera de Mercurio, y finalmente se la identificó como una estrella caliente, 31 Crateris. De dónde venían las emisiones originales, las observadas en el aproximamiento al planeta, sigue siendo un misterio. Así acabó la historia de la luna de Mercurio, pero al mismo tiempo se abrió un nuevo capítulo en la astronomía: el ultravioleta lejano resultó no absorverse completamente por el medio interestelar como se creía en un principio. Ahora la nebulosa Gum ha resultado ser un emisor muy fuerte de ultravioleta lejano, y se despliega en 140 grados del cielo nocturno a 540 angstroms. Los astrónomos han descubierto una nueva ventana por la que observar los cielos.


Neith, la Luna de Venus, 1672-1892

   En 1672, Giovanni Domenico Cassini, uno de los astrónomos destacados de la época, reparó en una pequeña compañera cercana a Venus. ¿Tenía Venus un satélite? Cassini decidió no anunciar su observación, pero 14 años después, en 1686, vio de nuevo el objeto, y lo anotó en su diario. Estimó que el objeto tenía 1/4 del diámetro de Venus, y mostraba la misma fase que Venus. Más tarde, el obeto fue observado por otros astrónomos: James Short en 1740, Andreas Mayer en 1759, J. L. Lagrange en 1761 (Lagrange anunció que el plano orbital del satélite era perpendicular a la eclíptica). Durante 1761 el objeto fue visto un total de 18 veces por cinco astrónomos. Las observaciones de Scheuten el 6 de junio de 1761 fueron especialmente interesantes: vio a Venus en tránsito a través del disco solar, acompañado por una mancha oscura más pequeña en un lado, y que seguía a Venus en el tránsito. Sin embargo, Samuel Dunn, en Chelsea, Inglaterra, que también observó ese trásito, no vio ninguna mancha adicional. En 1764 hubo 8 observaciones de dos astrónomos. Otros observadores intentaron ver el satélite pero fallaron en su intento.

   Ahora el mundo astronómico se enfrentaba a una controversia: algunos astrónomos habían informado que habían visto el satélite, mientras que otros habían fallado en encontrarlo a pesar de sus esfuerzos. En 1766, el director del observatorio de Viena, Father Hell (!), publicó un tratado en el que declaraba que todas las observaciones del satélite fueron ilusiones ópticas -- la imagen de Venus es tan brillante que es reflejada en el ojo de nuevo hacia el telescopio, creando una imagen secundaria a menor escala. Otros publicaron tratados declarando que las observaciones eran reales. J. H. Lambert de Alemania publicó elementos orbitales del satélite en el Berliner Astronomischer Jahrbuch, en 1777: distancia media 66,5 radios de Venus, periodo orbital 11 días y 3 horas, inclinación con la eclíptica 64 grados. Se esperaba que el satélite se pudiese ver durante el tránsito de Venus delante del Sol el 1 de junio de 1777 (es evidente que Lambert cometió un error al calcular estos elementos orbitales: a 66,5 radios de Venus, la distancia a Venus es casi la misma que la distancia de nuestra Luna a la Tierra. Esto encaja muy mal con el periodo orbital de 11 días, o con algo más de 1/3 del periodo orbital de nuestra Luna. La masa de Venus es un poco menor que la masa de la Tierra).

   En 1768 hubo una observación más del satélite, por Christian Horrebow, en Copenhague. También hubo tres búsquedas, una hecha por uno de los grandes astrónomos de todos los tiempos, William Herschel -- los tres fallaron en encontrar el satélite. Muy al final del juego, F. Schorr de Alemania intentó hacer una justificación del satélite en un libro publicado en 1875.

   En 1884, M. Hozeau, director ex-director del Observatorio Real de Bruselas, sugirió una hipótesis diferente. Analizando las observaciones disponibles, Hozeau concluyó que la luna de Venus aparecía cerca de Venus aproximadamente cada 2,96 años, o 1.080 días. Hozeau sugirió que no era una luna de Venus, sino un planeta que orbitaba el sol una vez cada 283 días, estando así en conjunción con Venus cada 1.080 días. Hozeau lo nombró Neith, tras la misteriosa diosa de Sais, cuyo velo ningún mortal levantó.

   En 1887, tres años después de que la "luna de Venus" hubiese sido revivida por Hozeau, la Academia de Ciencias de Bélgica publicó un documento donde se investigaban en detalle todas y cada una de las observaciones. Varias observaciones del satélite eran en realidad estrellas cercanas a Venus. Las observaciones de Roedkier metieron la pata especialmente bien -- ¡le engañaron, sucesivamente, Chi Orionis, M Tauri, 71 Orionis y Nu Geminorum! James Short vio en realidad una estrella algo más débil que la octava magnitud. Todas las observaciones de Le Verrier y Montaigne se podrían explicar de manera similar. Los cálculos orbitales de Lambert fueron demolidos. La última observación, llevada a cabo por Horrebow en 1768, podría atribuírsele a Theta Librae.

   Tras la publicación de este documento, sólo se informó de una observación más, de un hombre que previamente ya había hecho una búsqueda del satélite, y fallado en su intento: el 13 de agosto de 1892 E. E. Barnard registró un objeto de magnitud 7 cerca de Venus. No hay ninguna estrella en la posición registrada por Barnard, y su vista era notablemente buena. Todavía no sabemos qué vio. ¿Fue un asteroide aún no registrado? ¿O fue una nova de vida corta que nadie más vio?


La Segunda Luna de la Tierra, 1846-actualidad

   En 1846, Frederic Petit, director del observatorio de Toulouse, afirmó que se había descubierto una segunda luna de la Tierra. Había sido vista en Toulouse por dos observadores, Lebon y Dassier, y por un tercero, Lariviere, en Artenac, durante la noche del 21 de marzo de 1846. Petit encontró que la órbita era elíptica, con un periodo de 2 horas, 44 minutos y 59 segundos, un apogeo de 3.570 km. sobre la superficie de la Tierra, y un perigeo de sólo 11,4 km. (!) sobre la superficie de la Tierra. Le Verrier, que estaba entre el público, refunfuñó que se debía tener en cuenta la resistencia del aire, cosa que nadie podía hacer en esa época. Petit se obsesionó con la idea de una segunda luna, y 15 años después anunció que había hecho cálculos sobre una pequeña luna terrestre que causaba algunas peculiaridades (no explicadas entonces) en el movimiento de nuestra Luna principal. Los astrónomos ingoraron esto generalmente, y la idea se habría olvidado si un joven escritor francés, Julio Verne, no hubiera leído un extracto. En su novela "De la Tierra a la Luna", Verne deja pasar un pequeño objeto cerca de la cápsula espacial de los viajeros, causando que ésta viajase alrededor de la Luna en vez de estrellarse contra ella:
"Es", dijo Barbicane, "un simple meteorito, pero uno enorme, retenido como un satélite por la atracción de la Tierra."

"¿Es eso posible?", exclamó Michel Ardan, "¿la Tierra tiene dos lunas?"

"Sí, amigo mío, tiene dos lunas, aunque normalmente se cree que sólo tiene una. Pero esta segunda luna es tan pequeña, y su velocidad tan elevada, que los habitantes de la Tierra no pueden verla. Fue detectando perturbaciones por lo que un astrónomo francés, Monsieur Petit, pudo determinar la existencia de esta segunda luna, y calcular su órbita. Según él, una revolución completa alrededor de la Tierra le lleva tres horas y veinte minutos. . . . "

"¿Admiten todos los astrónomos la existencia de este satélite?", preguntó Nicholl

"No", respondió Barbicane, "pero si, como nosotros, se hubieran encontrado con ella, no podrían dudarlo más. . . . Pero esto nos da un modo de determinar nuestra posición en el espacio . . . su distancia se conoce y estábamos, por tanto, a 7.480 km. sobre la superficie del globo donde la conocimos."

   Julio Verne fue leído por millones de personas, pero no fue hasta 1942 cuando alguien se dio cuenta de las discrepancias en el texto de Verne:
  1. Un satélite a 7.480 km sobre la superficie de la Tierra tendría un periodo de 4 horas y 48 minutos, no de 3 horas y 20 minutos.
  2. Ya que fue visto desde la ventana desde la que la Luna era invisible, mientras ambas se aproximaban, debía estar en movimiento retrógado, cosa que sería digna de mención. Verne no dice nada sobre esto.
  3. En cualquier caso el caso el satélite estaría en ecplise y por tanto sería invisible. El proyectil no deja la sombra de la Tierra hasta mucho después.
   En 1952, el Doctor R.S. Richardson, del Observatorio de Mount Wilson, intentó hacer que las cifras concordaran suponiendo una órbita excéntrica de la luna: perigeo de 5.010 km y apogeo de 7.480 km sobre la superficie de la Tierra, y excentricidad 0,1784.

   Sin embargo, Julio Verne hizo que la segunda luna de Petit fuese conocida en todo el mundo. Los astrónomos aficionados llegaron a la conclusión de que aquí había una oportunidad para la fama -- cualquiera que descubriese esta segunda luna inscribiría su nombre en los anales de la ciencia. Ningún observatorio importante comprobó el problema de la segunda luna terrestre, y si lo hizo no dijo una palabra. Los astrónomos aficionados de Alemania perseguían lo que ellos llamaban Kleinchen ("pequeño trozo") -- por supuesto nunca encontraron a Kleinchen.

   W. H. Pickering dedicó su atención a la teoría del sujeto: si el satélite orbitaba a 320 km. por encima de la superficie y si su diámetro era de 0,3 metros, con la misma potencia de reflexión que la Luna, debería ser visible con un telescopio de 3 pulgadas. Un satélite de 3 metros sería un objeto visible a simple vista y de magnitud 5. Aunque Pickering no buscó el objeto de Petit, sí que llevó a cabo una búsqueda de una luna secundaria -- un satélite de nuestra Luna ("Sobre una búsqueda fotográfica de un satélite de la Luna", Popular Astronomy, 1903). El resultado fue negativo y Pickering concluyó que cualquier satélite de nuestra Luna debería ser menor que unos 3 metros.

   El artículo de Pickering sobre la posibilidad de una pequeña segunda luna del planeta Tierra, "Un Satélite Meteorítico", apareció en la Popular Astronomy en 1922 y causó otra corta agitación en los astrónomos aficionados, ya que contenía una petición virtual: "Un telescopio de 3-5 pulgadas con un ocular de bajos aumentos sería la manera más probable de encontrarla. Es una oportunidad para el aficionado." Pero, de nuevo, todas las búsquedas resultaron infructuosas.

   La idea original era que el campo gravitatorio de la segunda luna debería importar en las pequeñas e inexplicables desviaciones en el movimiento de nuestra gran Luna. Eso suponía un objeto de al menos varios kilómetros de diámetro -- pero si realmente existiera una segunda luna de ese tamaño, habría sido vista por los babilonios. Incluso si fuese demasiado pequeña para mostrar un disco, su comparativa cercanía habría hecho que se moviese rápidamente, y por tanto ser claramente visible, como bien saben en la actualidad los observadores de satélites artificiales e incluso aviones. Por otra parte, nadie estaba muy interesado en lunas demasiado pequeñas para ser vistas.

   Ha habido otras propuestas de satélites naturales terrestres adicionales. En 1898, el Dr. Georg Waltemach, de Hamburgo, afirmó haber descubierto no sólo una segunda luna sino un sistema completo de lunas enanas: distancia de la Tierra 1,03 millones de km., diámetro 700 km., periodo orbital 119 días, periodo sinódico 117 días. "A veces", dice Waltemath, "brilla de noche como el Sol" y piensa que esta luna fue vista en Groenlandia el 24 de octubre de 1881 por Lieut Greely, diez días después de que el Sol se hubiese puesto en invierno. El interés público surgió cuando Waltemath predijo que su segunda luna pasaría por delante del Sol el 2, 3 y 4 de febrero de 1898. El 4 de febrero, en la oficina de correos de Greifswald, 12 personas (Herr Postdirektor Ziegel, miembros de su familia, y empleados de correos) observaron el Sol a simple vista, sin protección de la luz. Es fácil imaginarse una escena casi ridícula: un majestuoso funcionario del Estado de Prusia apuntando hacia el cielo desde la ventana de su oficina, mientras lee en voz alta la predicción de Waltemath a un grupo de respetables subordinados. Al ser entrevistados, estos testigos hablaron de un objeto oscuro que tenía un quinto del diámetro aparente del Sol, y que tardó desde la 1:10 hasta las 2:10 hora de Berlín en atravesar el disco solar. Pronto se probó que era un error, porque durante esa misma hora el Sol era escrutado por dos experimentados astrónomos: W. Winkler en Jena y Baron Ivo von Benko en Pola, Austria. Ambos informaron de que en el disco sólo había unas cuantas manchas solares. El fracaso de esta predicción y otras posteriores no desalentó a Waltemath, que continuó haciendo predicciones y pidiendo verificaciones. Los astrónomos contemporáneos se irritaban una y otra vez teniendo que contestar preguntas del público del tipo: "Oh, por cierto, ¿qué hay sobre esas lunas nuevas?". Pero los astrólogos se hicieron famosos -- en 1918, el astrólogo Sepharial le puso el nombre de Lilith a esta luna. Consideró que era suficientemente negra para ser invisible la mayoría del tiempo, siendo visible sólo cuando estaba cerca de una oposición o cuando estaba en tránsito a través del disco solar. Sepharial construyó una efeméride de Lilith, basada en algunas de las observaciones de Waltemath. Consideró que Lilith tenía la misma masa que la Luna aproximadamente, en apariencia felizmente inconsciente de que un satélite así, incluso invisible, mostraría su existencia perturbando el movimiento de la Tierra. Incluso en la actualidad, la "luna oscura" Lilith es utilizada por algunos astrólogos en sus horóscopos.

   De cuando en cuando, algún observador informaba de otra "luna adicional". La revista astronómica alemana "Die Sterne" informó de que un astrónomo aficionado alemán llamado W. Spill había observado una segunda luna atravesar el disco de nuestra Luna, el 24 de mayo de 1926.

   Alrededor de 1950, cuando se comenzó a hablar en serio de satélites artificiales, todo el mundo esperaba que fueran simplemente la parte frontal de cohetes multifase, sin radiotransmisores, pero seguidos por rádar desde la Tierra. En tales casos, un grupo de satélites naturales habrían sido muy molestos, al reflejar los rayos de rádar dirigidos a los satélites artificiales. El método para buscar tales satélites naturales fue desarrollado por Clyde Tombaugh: el movimiento de un satélite a, digamos, 5.000 km., se computa. Luego se construye una cámara que explora el cielo a esa misma razón. Las estrellas, los planetas, etc., aparecerán como líneas en las fotografías tomadas por esta cámara, mientras que un satélite a la altura correcta aparecerá como un punto. Si el satélite estuviese a una altitud distinta, produciría una línea corta.

   Las observaciones comenzaron en 1953 en el Observatorio Lowell, y realmente invadieron terreno virgen: con excepción de los alemanes cuando buscaban a "Kleinchen", ¡nadie antes le había prestado atención al espacio entre la Luna y la Tierrra! En otoño de 1954, las revistas semanales y los diarios de gran reputación afirmaban que la búsqueda había dado sus primeros resultados: un pequeño satélite natural a 700 km. de altitud y otro a 1.000 km. Se dice que un general preguntó: "¿Está seguro de que son naturales?". Nadie parece saber cómo se originaron estos informes -- las búsquedas habían sido completamente negativas. Cuando se lanzaron los primeros satélites artificiales en 1957 y 1958, las cámaras comenzaron a seguir a esos satélites y abandonaron la búsqueda.

   Pero extrañamente, eso no significa que la Tierra sólo tenga un satélite natural. La Tierra puede tener un satélite muy cerca durante un período muy corto de tiempo. Los meteoritos que pasan sobre la Tierra y lamen la capa alta de la atmósfera pueden perder la suficiente velocidad para entrar en órbita alrededor de la Tierra. Pero ya que pasan por la alta atmósfera en cada perigeo, no duran mucho, quizá una o dos, posiblemente cien revoluciones (unas 150 horas). Hay algunos indicios de que tales "satélites efímeros" se han visto; incluso es posible que los observadores de Petit vieran uno.

   Además de los satélites efímeros hay dos posibilidades más. Una es que la Luna tuviera un satélite propio -- pero a pesar de varias búsquedas, no se ha encontrado ninguno (además se sabe ahora que el campo gravitatorio de la Luna es lo suficientemente desigual o "borrujoso" para que cualquier satélite lunar sea insetable -- por lo tanto cualquier satélite lunar se estrellará contra la Luna tras poco tiempo, unos años o posiblemente una década). La otra posibilidad es que puede haber satélites troyanos, es decir, satélites secundarios en la órbita lunar, viajando 60 grados por delante o por detrás de la Luna.

   El astrónomo polaco Kordylewski, del observatorio de Cracovia, fue el primero en informar de tales "satélites troyanos". Comenzó su búsqueda en 1951, visualmente, con un buen telescopio. Esperaba encontrar cuerpos razonablemente grandes en la órbita lunar, a 60 grados de la Luna. La búsqueda fue negativa, pero en 1956 su compatriota y colega, Wilkowski, sugirió que podría haber muchos cuerpos pequeños, demasiado pequeños para ser vistos individualmente, pero en cantidad suficiente para aparecer como una nube de polvo. En tal caso, se verían mejor sin un telescopio, es decir, ¡a simple vista! Utilizar un telescopio "la aumentaría fuera de la existencia". el Dr. Kordylewski estaba ansioso por probar. Se requería una noche oscura con cielos claros, y con la Luna bajo el horizonte.

   En octubre de 1956, Kordylewski vio, por primera vez, un reguero algo brillante en una de las dos posiciones. No era pequeño, abarcando un ángulo de 2 grados (es decir unas cuatro veces mayor que la propia Luna), y era muy débil, tan sólo la mitad de brillante que el notablemente difícil Gegenschein (un pequeño área brillante en la luz zodiacal, directamente opuesta al Sol). En marzo y abril de 1961, Kordylewski tuvo éxito fotografiando dos nubes cerca de las posiciones esperadas. Parecían variar en extensión, pero eso podría ser a causa de los cambios en la ilumincaión. J. Roach detectó estos satélites en 1975 con la nave OSO (Orbiting Solar Observatory) 6. En 1990 fueron fotografiados de nuevo, esta vez por el astrónomo polaco Winiarski, quien descubrió que tenían varios grados de diámetro aparente, que "erraban" hasta diez grados fuera del punto "troyano", y que eran algo más rojos que la luz zodiacal.

   Por tanto, la búsqueda de una segunda luna para la Tierra parece haber tenido éxito tras un siglo de observaciones, después de todo, incluso aunque esta 'segunda luna' ha resultado ser completamente diferente de lo que todo el mundo se había esperado. Son muy difíciles de detectar y distinguir de la luz zodiacal, en particular el Gegenschein.

   Pero la gente sigue proponiendo satélites naturales adicionales para la Tierra. Entre 1966 y 1969, John Bargby, un científico americano, afirmó haber observado al menos diez pequeños satélites naturales de la Tierra, visibles sólo con telescopio. Bargby descubrió órbitas elípticas para todos los objetos: excentricidad 0,498, eje semimayor 14.065 km., que produce una altura de perigeo de 680 km., y una altura de apogeo de 14.700 km. Bargby consideró que eran fragmentos de un cuerpo mayor que se rompió en diciembre de 1955. Basó muchos de sus satélites en unas supuestas perturbaciones de satélites artificiales. Bargby utilizó los datos de satélites artificiales del Goddard Satellite Situation Report, sin saber que los valores que aparecían en esta publicación son sólo aproximativos y a veces burdamente erróneos, y por lo tanto no se pueden utilizar para ningún análisis científico preciso. Además, se puede deducir de las propias observaciones de Bargby que sus satélites, cuando están en su perigeo, deben ser visibles a una magnitud, y por tanto fácilmente identificables a simple vista, aunque nadie los haya visto todavía.

   En 1997, Paul Wiegert (et al) descubrió que el asteroide 3753 tenía una órbita muy extraña y que podía considerarse como un compañero de la Tierra, aunque ciertamente no orbita directamente a la Tierra.


Las Lunas de Marte, 1610, 1643, 1727, 1747, 1750, 1877-actualidad

   El primero en adivinar que Marte tenía lunas fue Johannes Kepler en 1610. Intentando resolver el anagrama de Galileo referido a los anillos de Saturno, Kepler pensó que Galileo había descubierto lunas de Marte, en cambio.

   En 1643, el monje capuchino Anton Maria Shyrl afirmó haber visto realmente las lunas de Marte. Ahora sabemos que eso habría sido imposible con los telescopios de esa época -- probablemente Shyrl se equivocó con una estrella cercana a Marte.

   En 1727, Jonathan Swift escribió en "Los Viajes de Gulliver" sobre dos pequeñas lunas orbitando a Marte, conocidas por los astrónomos liliputienses. Sus periodos de revolución eran de 10 y 21,5 horas. Estas 'lunas' fueron adoptadas en 1750 por Voltaire en su novela "Micromegas", la historia de un gigante de Sirio visitando nuestro sistema solar.

   En 1747, un capitán alemán, Kindermann, había afirmado haber visto la luna (¡sólo una!) de Marte, el 10 de julio de 1744. Kidermann informó de un periodo orbital para esta luna marciana de 59 horas, 50 minutos y 6 segundos (!).

   En 1877, Asaph Hall descubrió finalmente Fobos y Deimos, las dos pequeñas lunas de Marte. Sus periodos orbitales son de 7 horas, 39 minutos, y 30 horas y 18 minutos, ¡bastante cerca de los periodos adivinados por Jonathan Swift 150 años antes!


La Decimocuarta Luna de Júpiter, 1975-1980

   En 1975, Charles Kowal, en Palomar (descubridor del cometa 95 P/Chirón), fotografió un objeto que aparentemente era un nuevo satélite de Júpiter. Fue visto varias veces, pero no las suficientes para determinar una órbita, y luego se perdió. Solía aparecer como cita en los textos de finales de los años 70.

Las Lunas Novena y Décima de Saturno, 1861, 1905-1960, 1966-1980

   En abril de 1861, Hermann Goldschmidt anunció el descubrimiento de una novena luna de Saturno, que orbitaba el planeta entre Titán e Hiperión. Llamó a esta luna Chirón (!). Sin embargo, el descubrimiento nunca fue confirmado -- nadie más vio este satélite "Chirón". Más tarde, Pickering descubrió lo que ahora es considerada como la novena luna de Saturno, Phoebe, en 1898. Ésta era la primera vez que se descubría un satélite de otro planeta con observaciones fotográficas. Phoebe es también la luna más exterior de Saturno.

   En 1905, Pickering creyó haber descubierto una décima luna, que llamó Themis. De acuerdo con Pickering, orbitaba a Saturno entre las órbitas de Titán y Hiperión en una órbita muy inclinada: distancia media a Saturno 1.460.000 km., periodo orbital 20,85 días, excentricidad 0,23, inclinación 39 grados. Themis nunca fue vista de nuevo, pero aún así apareció en almanaques y libros de astronomía en los años 50 y 60.

   En 1966, A. Dollfus descubrió otra nueva luna de Saturno. Se la llamó Janus, y orbitaba a Saturno justo fuera de sus anillos. Era tan débil y estaba tan cerca de los anillos que la única oporunidad de verla fue cuando los anillos de Saturno se veían de canto, como ocurrió en 1966. Ahora Janus era la décima luna de Saturno.

   En 1980, cuando los anillos de Saturno se veían de nuevo de canto, una serie de observaciones descubrió muchos satélites nuevos cercanos a los anillos de Saturno. Cerca de Janus se descubrió otro satélite, llamado Epimeteo. Sus órbitas están muy cercanas entre sí, ¡y el aspecto más interesante de esta pareja de satélites es que regularmente se cambian las órbitas entre sí! Resultó que el "Janus" descubierto en 1966 eran realmente observaciones de ambos satélites co-orbitales. Así, la 'décima luna de Saturno', descubierta en 1966, ¡resultó ser dos lunas diferentes! La nave Voyager 1 y la Voyager 2, que pasaron por Saturno poco después, confirmaron esto.


Las Seis Lunas de Urano, 1787

   En 1787, William Herschel anunció el descubrimiento de seis satélites de Urano. Herschel cometió un error aquí -- sólo dos de sus seis satélites eran reales (Titania y Oberón, los dos satélites más grandes y exteriores), los cuatro restantes eran estrellas que resultaron estar cerca (...Creo que he oído esta historia antes... :-)

El Planeta X, 1841-1992

   En 1841, John Couch Adams comenzó a investigar los (entonces) grandes residuos en el movimiento de Urano. En 1845, Urbain Le Verrier empezó a investigarlos también. Adams presentó dos soluciones distintas al problema, suponiendo que las desviaciones estaban causadas por la gravedad de un planeta desconocido. Adams intentó presentar sus soluciones al obervatorio de Greenwich, pero al ser joven y desconocido, no se le tomó en serio. Urbain Le Verrier presentó su solución en 1846, pero Francia carecía de los recursos necesarios para localizar el planeta. Le Verrier fue entonces al observatorio de Berlín, donde Galle y su asistente d'Arrest descubrieron Neptuno en la noche del 23 de septiembre de 1846. Hoy en día, Adams y Le Verrier comparten el crediticio de haber predicho la existencia y posición de Neptuno.

   (Inspirado por este éxito, Le Verrier atacó al problema de las desviaciones de la órbita de Mercurio, y sugirió la existencia de un planeta intramercuriano, Vulcano, que más tarde resultó ser inexistente.)

   El 30 de septiembre de 1846, una semana después del descubrimiento de Neptuno, Le Verrier declaró que aún podría existir otro planeta desconocido ahí fuera. El 10 de octubre, la luna grande de Neptuno Tritón fue descubierta, lo que proporcionó una manera fácil de determinar con precisión la masa de Neptuno, que resultó ser un 2% mayor de lo esperado por las perturbaciones sobre Urano. Parecía como si las desviaciones del movimiento de Urano fueran causadas en realidad por dos planetas -- además la órbita real de Neptuno resultó ser significativamente distinta a las órbitas predichas por Adams y Le Verrier.

   En 1850, Ferguson estaba observando el movimiento del planeta menor Hygeia. Un lector del informe de Ferguson era Hind, que chequeó las estrellas de referencia que utilizó Ferguson. Hind no pudo encontrar ninguna de las estrellas de referencia de Ferguson. Maury, del Observatorio Naval, tampoco pudo encontrar esa estrella. Durante unos años se creyó que esto fue la observación de otro planeta más, pero en 1879 se ofreció otra explicación: Ferguson había cometido un error al registrar su observación -- cuando se corrigió ese error, otra estrella ocupó amablemente la posición de su 'estrella de referencia ausente'.

   El primer intento serio de encontrar un planeta trans-neptuniano fue realizado en 1877 por David Todd. Utilizó un "método gráfico", y a pesar de las incongruencias de los residuos de Urano, derivó elementos para un planeta trans-neptuniano: distancia media 52 UA, periodo 375 años, y magnitud más débil que 13. A su longitud de 1.877,84 se le dieron 170 grados con un error de 10 grados. La inclinación era de 1,40 grados y la longitud del nodo ascendente 103 grados.

   En 1879, Camille Flammarion añadió otro indicio de la existencia de un planeta más allá de Neptuno: el afelio de los cometas periódicos tendía a agruparse alrededor de las órbitas de los planetas grandes. Júpiter tiene la mayor parte de esos cometas, y Saturno, Urano y Neptuno tienen sólo unos cuantos cada uno. Flammarion descubrió dos cometas, el 1862 III con un periodo de 120 años y afelio a 47,6 UA, y el 1889 II, con un periodo algo mayor y el afelio a 49,8 UA. Flammarion sugirió que el planeta hipotético se movía probablemente a 45 UA.

   El año siguiente, en 1880, el profesor Forbes publicó una memoria concerniente al afelio de los cometas y su relación con las órbitas planetarias. Alrededor de 1900, se conocían cinco cometas con un afelio fuera de la órbita de Neptuno, y entonces Forbes sugirió que había un trans-neptuniano moviéndose a una distancia de unas 100 UA, y otro más a 300 UA, con periodos de 1.000 y 5.000 años.

   Durante los siguientes cinco años, varios astrónomos/matemáticos publicaron sus propias ideas sobre lo que podía encontrarse en las zonas exteriores del sistema solar. Gaillot, del Observatorio de París, propuso dos planetas trans-neptunianos a 45 y 60 UA. Thomas Jefferson Jackson See predijo tres planetas trans-neptunianos: "Oceanus" a 41,25 UA y periodo de 273 años, "trans-Oceanus" a 56 UA y periodo de 420 años, y finalmente otro a 72 UA y periodo de 610 años. el Dr. Theodor Grigull de Munster, Alemania, propuso en 1902 un planeta del tamaño de Urano a 50 UA y periodo de 360 años, al que llamó "Hades". Grigull basó su trabajo principalmente en las órbitas de los cometas con afelio más allá de la órbita de Neptuno, probando si la atracción gravitatoria de tal cuerpo produciría las desviaciones observadas en el movimiento de Urano. En 1921 Grigull revisó el periodo orbital de "Hades" y lo cambió a 310-330 años, para ajustarse mejor a las desviaciones observadas.

   En 1900, Hans-Emil Lau, de Copenhague, publicó los elementos de dos planetas trans-Neptunianos a 46,6 y 70,7 UA de distancia, con masas de 9 y 47,2 veces la de la Tierra, y la magnitud del planeta más cercano alrededor de 10-11. Las longitudes de esos hipotéticos cuerpos en 1900 eran de 274 y 343 grados, ambas con un gran error de 180 grados.

   En 1901, Gabriel Dallet dedujo un planeta hipotético a 47 UA con una magnitud de 9,5-10,5 y longitud en 1900 de 358 grados. El mismo año Theodor Grigull derivó una longitud para un planeta trans-neptuniano a menos de 6 grados del planeta de Dallet, y más tarde redujo la diferencia a 2,5 grados. Se suponía que este planeta estaba a 50,6 UA.

   En 1904, Thomas Jefferson Jackson See sugirió tres planetas trans-neptunianos, a 42,25, 56 y 72 UA. El planeta interior tenía un periodo de 272,2 años y una longitud en 1904 de 200 grados. Un general ruso llamado Alexander Garnowsky sugirió cuatro planetas hipotéticos pero no pudo proporcionar detalles de ninguno de ellos.

   Las predicciones más cuidadosamente trabajadas llegaron de América: El libro de Pickering "A search for a planer beyond Neptune" (Anales de Astronomía del Observatorio de Harvard Coll, vol LXI parte II 1909), y "Memoir on a trans-Neptunian planet" (Lynn, Mass 1915), de Percival Lowell. Abordaban los mismos temas pero utilizaron distintas aproximaciones y llegaron a resultados distintos.

   Pickering utilizó un análisis gráfico y sugirió un "Planeta O" a 51,9 UA con un periodo de 373,5 años, una masa dos veces la de la Tierra y una magnitud de 11,5-14. Pickering sugirió otros ocho planetas trans-neptunianos durante los siguientes 24 años. Los resultados de Pickering hicieron que Guillot revisara las distancias de sus dos trans-neptunianos y las cambiara a 44 y 66 UA, y les dio unas masas de 5 y 24 masas terrestres.

   Uno por uno, desde 1908 a 1932, Pickering propuso siete planetas hipotéticos -- O, P, Q, R, S, T y U. Los elementos finales para O y P definen cuerpos completamente diferentes a los originales, por lo que el total se puede ampliar hasta nueve, ciertamente el récord de pronosticación planetaria. La mayoría de las predicciones de Pickering son sólo de interés curioso. En 1911 Pickering sugirió que el planeta Q tenía una masa de 20.000 masas terrestres, haciéndolo 63 veces más masivo que Júpiter, o alrededor de 1/6 de la masa del Sol, cercano a una estrella de masa mínima. Pickering dijo que el planeta Q tenía una órbita altamente elíptica.

   Durante los años posteriores sólo el planeta P ocupó su atención seriamente. En 1928 redujo la distancia de P de 123 a 67,7 UA, y su periodo de 1.400 a 555,6 años. Le dio a P una masa de 20 masas terrestres y una magnitud de 11. En 1931, tras el descubrimiento de Plutón, promulgó otra órbita elíptica para P: distancia 75,5 UA, periodo 656 años, masa 50 masas terrestres, excentricidad 0,265, inclinación 37 grados; datos cercanos a los dados en la órbita de 1911. Su planeta S, propuesto en 1928 y con sus elementos calculados en 1931, se puso a una distancia de 42 UA (cercano al planeta X de Lowell, a 47,5 UA), periodo 336 años, masa 5 masas terrestres y magnitud 15. En 1929, Pickering propuso el planeta U: distancia 5,79 UA, periodo 13,93 años, es decir un poco exterior a la órbita de Júpiter. Su masa era de 0,045 masas terrestres y su excentricidad 0,26. El último de los planetas de Pickering es el planeta T, propuesto en 1931: distancia 32,8 UA, periodo 188 años.

   Los distintos elementos de Pickering para el planeta 0 eran:

     Dist Media  Periodo     Masa      Magnitud   Nodo Incl Longitud
1908    51,9     373,5 a   2 Tierras   11,5-13,4             105,13
1919    55,1     409   a                  15      100   15
1928    35,23    209,2 a   0,5 Tierras    12
   Percival Lowell, más conocido como el que propuso los canales de Marte, construyó un observatorio privado en Flagstaff, Arizona. Lowell llamó a su planeta hipotético Planeta X, y realizó varias búsquedas, sin éxito. La primera búsqueda que hizo Lowell del Planeta X tuvo su final en 1909, pero en 1913 comenzó una segunda búsqueda, con una nueva predicción para el Planeta X: época 1850-01-01, longitud media 11,67 grados, perih. long 186, excentricidad 0,228, distancia media 47,5 UA, longitud arco nodal 110,99 grad, inclinación 7,30 grad, masa 1/21000 masas solares. Lowell y otros buscaron en vano el Planeta X en 1913-1915. En 1915, Lowell publicó sus resultados teóricos del Planeta X. Es irónico que ese mismo año, 1915, se registraron dos imágenes débiles de Plutón en el observatorio de Lowell, aunque nunca fueron reconocidas como tales hasta el descubrimiento de Plutón (1930). El fracaso de Lowell de encontrar el Planeta X fue la mayor decepción de su vida. No gastó mucho tiempo buscando el Planeta X durante los dos últimos años de su vida. Lowell murió en 1916. ¡En las cerca de 1.000 láminas expuestas en esta segunda búsqueda había 515 asteroides, 700 estrellas variables y 2 imágenes de Plutón!

   La tercera búsqueda del Planeta X comenzó en abril de 1927. No se hizo ningún progreso en 1927-1928. En diciembre de 1929 un joven granjero y astrónomo aficionado, Clyde Tombaugh de Kansas, fue contratado para que hiciera la búsqueda. Tombaugh comenzó su trabajo en abril de 1929. El 23 y 29 de enero, Tombaugh expuso el par de láminas en las que econtró a Plutón mientras las examinaba el 18 de febrero. Por entonces Tombaugh había examinado cientos de parejas de láminas y millones de estrellas. La búsqueda del Planeta X había llegado a su fin.

   ¿Lo hizo? El nuevo planeta, llamado más tarde Plutón, resultó ser decepcionantemente pequeño, quizá con sólo una masa terrestre pero probablemente 1/10 de la masa terrestre o menos (en 1979, cuando se descubrió el satélite de Plutón Caronte, ¡la masa del par Plutón-Caronte resultó ser de sólo 1/1.000 masas terrestres!). Si era el causante de las perturbaciones en la órbita de Urano, ¡el Planeta X debía ser mucho más grande que eso! Tombaugh continuó con su búsqueda durante otros 13 años, y examinó el cielo desde el polo norte celeste hasta 50 grados sur de declinación, hasta magnitudes de 16-17, a veces incluso 18. Tombaugh examinó unos 90 millones de imágenes de unos 30 millones de estrellas en más de 30.000 grados cuadrados del cielo. Encontró un nuevo cúmulo globular, 5 nuevos cúmulos abiertos de estrellas, un nuevo supercluster de 1.800 galaxias y varios cúmulos de galaxias pequeños, un cometa nuevo, unos 775 asteroides -- pero ningún planeta nuevo excepto Plutón. Tombaugh concluyó que no existía ningún planeta desconocido más brillante que la magnitud 16,5 -- sólo un planeta en una órbita casi polar y situado cerca del polo sur celeste habría podido escapar a su detección. Habría podido encontrar un planeta del tamaño de Neptuno a 7 veces la distancia de Plutón, o un planeta del tamaño de Plutón a 60 UA.

   El nombramiento de Plutón es una historia en sí misma. Las primeras sugerencias para el nombre del nuevo planeta fueron: Atlas, Zymal, Artemisa, Perseo, Vulcano, Tantalus, Idana y Cronos. El New York Times sugirió Minerva, los reporteros sugirieron Osiris, Baco, Apolo y Erebus. La viuda de Lowell sugirió Zeus, pero más tarde cambió su opinión a Constance. Mucha gente sugirió que el planeta se llamara Lowell. La gente del observatorio de Flagstaff, donde fue descubierto Plutón, sugirieron Cronos, Minerva, y Plutón. Unos meses después el planeta fue nombrado oficialmente Plutón. El nombre de Plutón fue sugerido originalmente por Venetia Burney, una niña de 11 años de Oxford, Inglaterra.

   ¡La primera órbita computada para Plutón tenía una excentricidad de 0,909 y un periodo de 3.000 años! Esto arrojó algunas dudas sobre si era un planeta o no. Sin embargo, unos meses después, se obtuvieron unos elementos orbitales para Plutón considerablemente mejores. Abajo está una comparación de los elementos orbitales del Planeta X de Lowell, el Planeta 0 de Pickering, y Plutón:

                          X de Lowell    O de Pickering    Plutón

a (dist media)            43,0            55,1              39,5
e (excentricidad)         0,202           0,31              0,248
i (inclinación)           10              15                17,1
N (long nodo asc)         (no pred)       100               109,4
W (long perihelio)        204,9           280,1             223,4
T (fecha perihelio)       febr 1991       ene 2129          sept 1989
u (mov anual medio)       1,2411          0,880             1,451
P (periodo, años)         282             409,1             248
T (fecha perihel.)        1991,2          2129,1            1989,8
E (long 1930,0)           102,7           102,6             108,5
m (masa, Tierra=1)        6,6             2,0               0,002
M (magnitud)              12-13           15                15
   La masa de Plutón era muy difícil de determinar. Se dieron distintos valores en diferentes momentos -- el problema no se abordó hasta que James W. Christy descubrió Caronte, la luna de Plutón, en junio de 1978 -- ¡se demostró entonces que Plutón sólo tenía el 20% de la masa de nuestra Luna! Eso hizo a Plutón desesperadamente inadecuado para producir perturbaciones gravitatorias medibles en Urano y Neptuno. Plutón no podía ser el Planeta X de Lowell -- el planeta encontrado no fue el planeta esperado. Lo que parecía ser otro triunfo de la mecánica celeste resultó ser un accidente -- o un resultado de la inteligencia y minuciosidad de la búsqueda de Clyde Tombaugh.

   La masa de Plutón:

    Crommelin 1930:     0,11      (masas terrestres)
    Nicholson 1931:     0,94
    Wylie, 1942:        0,91
    Brouwer, 1949:      0,8-0,9
    Kuiper, 1950:       0,10
    1965:              <0,14    (ocultación de una estrella débil por Plutón)
    Seidelmann, 1968:   0,14
    Seidelmann, 1971:   0,11
    Cruikshank, 1976:   0,002
    Christy, 1978:      0,002   (Caronte descubierta)
   El 22 de abril de 1930 R.M. Stewart informó desde Ottawa, Canadá, de otro supuesto objeto trans-neptuniano -- a partir de láminas tomadas en 1924. Crommelin computó una órbita (¡dist 39,8 UA, nodo asc 280,49 grad, inclinación 49,7 grad!). Tombaugh buscó el "objeto Ottawa" sin poder encontrarlo. Se hicieron otras búsquedas, pero nunca se encontó nada.

   Mientras tanto, Pickering continuó prediciendo nuevos planetas (ver arriba). Otros también predijeron nuevos planetas a partir de resultados teóricos (el mismo Lowell había sugerido ya un segundo trans-neptuniano a unas 75 UA). En 1946, Francis M. E. Sevin sugirió un planeta trans-plutoniano a 78 UA. Primero derivó esto de un método empírico curioso en el que agrupaba los planetas y el asteroide errático Hidalgo en dos grupos de cuerpos interiores y exteriores:

   Grupo I:     Mercurio   Venus   Tierra    Marte   Asteroides  Júpiter
   Grupo II:    ?          Plutón  Neptuno   Urano   Saturno     Hidalgo
   Luego añadió los logaritmos de los periodos de cada par de planetas, encontrando una suma constante de aproximadamente 7,34. Suponiendo que esta suma es válida también para Mercurio y el trans-plutoniano, llegó a un periodo de unos 677 años para "Transplutón". Más tarde Sevin desarrolló un juego completo de elementos para "Transplutón": dist 77,8 UA, periodo 685,8 años, excentricidad 0,3, masa 11,6 masas terrestres. Su predicción levantó poco interés en los astrónomos.

   En 1950, K. Schutte de Munich utilizó los datos de ocho cometas periódicos para sugerir un planeta trans-plutoniano a 77 UA. Cuantro años después, H. H. Kitzinger de Karlsruhe, utilizando los mismos ocho cometas, extendió y refinó el trabajo, encontrando que el supuesto planeta estaba a 65 UA, con un periodo de 523,5 años, una inclinación orbital de 56 grados, y una magnitud estimada de 11. En 1957, Kitzinger retomó el problema y concluyó nuevos elementos: dist 75,1 UA, periodo 650 años, inclinación 40 grados, magnitud alrededor de 10. Tras búsquedas fotográficas sin éxito, retomó el problema otra vez en 1959, llegando a una distancia media de 77 UA, periodo de 675,7 años, inclinación 38 grados, excentricidad 0.07 años, un planeta no distinto del "Transplutón" de Sevin, y en algunas cosas similar al planeta final de Pickering, el Planeta P. Sin embargo, no se encontró nunca tal planeta.

   El Cometa Halley también se ha utilizado como una "prueba" de la existencia de planetas trans-plutonianos. En 1942, R. S. Richardson descubrió que un planeta del tamaño de la Tierra a 36,2 UA, o a 1 UA más allá del afelio del Halley, retrasaría el paso del Halley por su perihelio para que concordase mejor con las observaciones. Un planeta a 53,3 UA, de 0,1 masas terrestres tendría un efecto similar. En 1972, Brady predijo un planeta a 59,9 UA, periodo 464 años, excentricidad 0,07, inclinación 120 grados (es decir, en una órbita retrógrada), magnitud 14-14, y del tamaño de Saturno aproximadamente. Tal planeta trans-plutoniano reduciría los residuos del Cometa Halley significativamente hasta el paso por el perihelio de 1456. También se buscó este planeta trans-plutoniano, pero nunca se encontró.

   Tom van Flandern examinó las posiciones de Urano y Neptuno en los 70. Las órbitas calculadas para Neptuno se ajustaron a las observaciones sólo durante unos años, y luego comenzaron a disconcordar. La órbita de Urano se ajustó a las observaciones durante una revolución, pero no durante las revoluciones previas. En 1976, Tom van Flandern se convinció de que había un décimo planeta. Después de que el descubrimiento de Caronte en 1978 demostrara que la masa de Plutón era muy inferior a lo pensado, van Flandern convinció a su colega del USNO Robert S. Harrington de la existencia de este décimo planeta. Comenzaron a colaborar investigando el sistema de satélites de Neptuno. Pronto divirgieron sus opiniones. van Flandern creía que el décimo planeta se había formado más allá de la órbita de Neptuno, mientras que Harrington creía que se había formado entra las órbitas de Urano y Neptuno. van Flandern pensó que se necesitaban más datos, como una mejorada masa de Neptuno proporcionada por la Voyager 2. Harrington comenzó a buscar el planeta a base de fuerza bruta -- comenzó en 1979, y en 1987 todavía no había encontrado ningún planeta. van Flandern y Harrington sugirieron que el décimo planeta podría estar cerca del afelio, con una órbita altamente elíptica. Si el planeta es oscuro, podría tener una magnitud de hasta 16-17, como sugiere van Flandern.

   En 1987, Whitmire y Matese sugirieron un décimo planeta a 80 UA con un periodo de 700 años y una inclinación de quizá 45 grados, como una alternativa a su hipótesis de "Nemesis". Sin embargo, de acuerdo con Eugene M. Shoemaker, este planeta no podría haber causado las lluvias de meteoros que Whitmire y Matese sugerían (ver más abajo).

   En 1987, John Anderson del JPL examinó el movimiento de la nave Pioneer 10 y Pioneer 11, para ver si se podía encontrar algún desvío debido a fuerzas gravitatorias desconocidas. No se encontró ninguno -- ¡de esto Anderson concluyó que muy probablemente existe un décimo planeta! El JPL había excluído las observaciones de Urano anteriores a 1910 en sus efemérides, mientras que Anderson tenía confianza en las primeras observaciones. Anderson concluyó que el décimo debía tener una órbita altamente elíptica, que lo llevara lejos como para ser detectado ahora, pero que periódicamente lo trajera suficientemente cerca como para dejar su huella disturbadora en las órbitas de los planetas exteriores. Sugiere una masa de cinco masas terrestres, un periodo orbital de unos 700-1.000 años, y una órbita muy inclinada. Sus perturbaciones sobre los planetas exteriores no se detectarán hasta el 2600. Anderson esperaba que las dos Voyagers ayudarían a concretar la situación de este planeta.

   Conley Powell, del JPL, también analizó los movimientos planetarios. Encontró también que las observaciones de Urano se ajustaban repentinamente a los cáculos mucho mejor después de 1910 que antes. Powell sugirió un planeta con 2,9 masas terrestres a 60,8 UA del Sol, un periodo de 494 años, inclinación 8,3 grados y sólo una pequeña excentricidad. Powell estaba intrigado de que el periodo era aproximadamente el doble del de Plutón, y el triple del de Neptuno, sugiriendo que el planeta que creía haber visto en los datos tenía una órbita estabilizada por resonancia mutua con sus vecinos más cercanos, a pesar de su vasta separación. La solución situaba al planeta en Géminis, y con un brillo superior al de Plutón cuando fue descubierto. En 1987 se realizó una búsqueda del planeta de Powell en el Observatorio de Lowell -- no se encontró nada. Powell reexaminó su solución y revisó los elementos: 0,87 masas terrestres, distancia 39,8 UA, periodo 251 años, excentricidad 0,26, es decir, ¡una órbita muy similar a la de Plutón! Actualmente, el nuevo planeta de Powell debería estar en Leo, con magnitud 12. Sin embargo, Powell cree que es prematuro buscarlo, y que necesita examinar sus datos más concienzudamente.

   Aunque no se encontrase ningún planeta, el interés estaba enfocado en las partes exteriores del sistema solar. El asteroide errante Hidalgo, moviéndose en una órbita entre Júpiter y Saturno, ya ha sido mencionado. En 1977-1984, Charles Kowal realizó una nueva búsqueda sistemática de cuerpos sin descubrir en el sistema solar, utilizando el telescopio Schmidt de 48 pulgadas del Observatorio Palomar. En octubre de 1987, descubrió el asteroide 1977 UB, llamado más tarde Chirón, moviéndose a una distancia media de 13,7 UA, periodo 50,7 años, excenctricidad 0,3786, inclinación 6,923 grados y diámetro de unos 50 km. Durante su búsqueda, Kowal también encontró 5 cometas y 15 asteroides, incluyendo a Chirón, el asteroide más distante conocido en el momento de su descubrimiento. Kowal también recuperó 4 cometas perdidos y un asteroide perdido. Kowal no encontró un décimo planeta, y concluyó que no había ningún planeta desconocido más brillante que la magnitud 20, a 3 grados de la eclíptica.

   Chirón fue anunciado en principio como un "décimo planeta", pero inmediatamente se le designó como asteroide. Pero Kowal sospechaba que debía ser muy parecido a un cometa, ¡y más tarde desarrolló una cola cometaria! En 1995, Chirón también se clasificó como cometa - es ciertamente el mayor cometa conocido.

   En 1992, se encontró un asteroide más distante aún: Pholus. Más tarde en 1992, se encontró un asteroide fuera de la órbita de Plutón, seguido de cinco asteroides trans-plutonianos adicionales en 1993, ¡y al menos una docena en 1994!

   Mientrastanto, las naves Pioneer 10 y 11, y las Voyagers 1 y 2 habían viajado fuera del sistema solar, y podían utilizarse también como "sondas" de fuerzas gravitatorias desconocidas, posiblemende de planetas desconocidos -- nada se ha encontrado. Las Voyagers también han proporcionado masas más precisas para los planetas exteriores -- cuando se insertaron estas masas actualizadas en las integraciones numéricas del sistema solar, los residuos en las posiciones de los planetas exteriores desaparecieron finalmente. Parece que la búsqueda del "Planeta X" ha llegado finalmente a su fin. No había ningún "Planeta X" (Plutón no cuenta realmente), ¡pero se ha encontrado en cambio un cinturón de asteroides más allá de Neptuno/Plutón! Los asteroides fuera de la órbita de Júpiter que se conocían en agosto de 1993 son los siguientes:

Asteroide    a      e     Incl     Nodo   Arg perih An medio Per  Nombre
             UA           grad     grad     grad     grad    años

 944     5,79853 ,658236 42,5914  21,6567  56,8478  60,1911  14,0 Hidalgo
2060    13,74883 ,384822  6,9275 209,3969 339,2884 342,1686  51,0 Chirón
5145    20,44311 ,575008 24,6871 119,3877 354,9451   7,1792  92,4 Pholus
5335    11,89073 ,866990 61,8583 314,1316 191,3015  23,3556  41,0 1991DA

1992QB1 43,82934 ,087611  2,2128 359,4129  44,0135 324,1086  290  "Smiley"
1993FW  43,9311  ,04066   7,745  187,914  359,501    0,4259  291  "Karla"

                  Época:  1993-08-01,0  TT
   En noviembre de 1994, se conocían estos asteroides trans-neptunianos:

Objeto     a     e      incl    R Mag   Diam    Descubrim Descubridores
           UA           grad            km.     Fecha

1992 QB1  43,9  0,070   2,2     22,8    283     1992 ag   Jewitt & Luu
1993 FW   43,9  0,047   7,7     22,8    286     1993 mar  Jewitt & Luu
1993 RO   39,3  0,198   3,7     23,2    139     1993 sep  Jewitt & Luu
1993 RP   39,3  0,114   2,6     24,5     96     1993 sep  Jewitt & Luu
1993 SB   39,4  0,321   1,9     22,7    188     1993 sep  Williams et al.
1993 SC   39,5  0,185   5,2     21,7    319     1993 sep  Williams et al.
1994 ES2  45,3  0,012   1,0     24,3    159     1994 Mar  Jewitt & Luu
1994 EV3  43,1  0,043   1,6     23,3    267     1994 mar  Jewitt & Luu
1994 GV9  42,2  0,000   0,1     23,1    264     1994 abr  Jewitt & Luu
1994 JQ1  43,3  0,000   3,8     22,4    382     1994 may  Irwin et al.
1994 JR1  39,4  0,118   3,8     22,9    238     1994 may  Irwin et al.
1994 JS   39,4  0,081   14,6    22,4    263     1994 may  Luu & Jewitt
1994 JV   39,5  0,125   16,5    22,4    254     1994 may  Jewitt & Luu
1994 TB   31,7  0,000   10,2    21,5    258     1994 oct  Jewitt & Chen
1994 TG   42,3  0,000   6,8     23,0    232     1994 oct  Chen et al.
1994 TG2  41,5  0,000   3,9     24,0    141     1994 oct  Hainaut
1994 TH   40,9  0,000   16,1    23,0    217     1994 oct  Jewitt et al.
1994 VK8  43,5  0,000   1,4     22,5    273     1994 nov  Fitzwilliams et al.

Los diámetros están en km.(y están basados en las magnitudes [and a guess at albedo,
                   and is given to too many significant figures)]
   Los cuerpos trans-neptunianos parecen formar dos grupos. Un grupo, compuesto por Plutón, 1993 SC, 1993 SB y 1993 RO, tiene órbitas excéntricas y una resonancia 3:2 con Neptuno. El segundo grupo, que incluye a 1992 QB1 y 1993 FW, está algo más alejado y con bastante menos excentricidad.

Nemesis, la estrella compañera del Sol, 1983-actualidad

   Supón que nuestro Sol no estuviese solo sino que tuviese una estrella compañera. Supón que esta compañera se moviese en una órbita elíptica, que su distancia solar variase entre 90.000 UA (1,4 años luz) y 20.000 UA, con un periodo de 30 millones de años. También supón que esta estrella es oscura o al menos muy débil, y que a causa de eso no la hemos visto aún.

   Esto significaría que una vez cada 30 millones de años, esa hipotética estrella compañera del Sol pasaría por la nube de Oort (una nube hipotética de proto-cometas a una gran distancia del Sol). Durante tal paso, los proto-cometas de la nube de Oort se agitarían. Algunas decenas de miles de años después, aquí en la Tierra, notaríamos un dramático aumento en el número de cometas pasando por el sistema solar interior. Si el número de cometas se incrementa dramáticamente, también lo hace el riesgo de la Tierra en colisionar con el núcleo de alguno de esos cometas.

   Cuando se examina el registro geológico terrestre, parece que ha ocurrido una extinción masiva de la vida cada 30 millones de años. La más conocida de esas extinciones masivas es por supuesto la extinción de los dinosaurios hace unos 75 millones de años. Dentro de unos 15 millones de años a partir de ahora es hora de la siguiente extinción masiva, de acuerdo con esta hipótesis.

   Esta hipotética "compañera mortal" del Sol fue sugerida en 1985 por Daniel P. Whitmire y John Matese, de la Universidad de Lousiana del Sur. Incluso ha recibido un nombre: Nemesis. Un hecho peculiar de la hipótesis de Nemesis es que no hay evidencia alguna de una estrella compañera del Sol. No necesita ser muy brillante o muy masiva, una estrella mucho más pequeña y débil que el Sol sería suficiente, incluso una enana marrón o negra (un cuerpo parecido a un planeta insuficientemente masivo para comenzar a "quemar hidrógeno" como una estrella). Es posible que esta estrella exista ya en alguno de los catálogos de estrellas débiles sin que nadie se haya dado cuenta de nada peculiar, a saber el enorme movimiento aparente de esa estrella con respecto al fondo de estrellas más lejanas (es decir, su paralaje). Si se encontrase, pocos dudarían de que es la causa primaria de las exticiones masivas periódicas que hay en la Tierra.

   Pero esto también es una noción de poder mítico. Si un antropólogo de una generación anterior hubiese oído tal historia de sus informadores, el tomo resultante utilizaría sin duda palabras como 'primitivo' o 'pre-científico'. Considera esta historia:

Hay otro Sol en el cielo, un Sol Demonio que no podemos ver. Hace mucho tiempo, incluso antes de la época de la gran abuela, el Sol Demonio atacó a nuestro Sol. Cayeron cometas, y un terrible invierno se cirnió sobre la Tierra. Casi toda la vida fue destruida. El Sol Demonio ha atacado muchas veces con anterioridad. Atacará de nuevo.
   Es por esto por lo que algunos científicos pensaron que la teoría de Nemesis era un chiste cuando la escucharon por primera vez -- un Sol invisible atacando a la Tierra con cometas suena a ilusión y mito. Merece una dosis adicional de escepticismo por esa razón: siempre estamos en peligro de engañarnos a nosotros mismos. Pero aunque la teoría es especulativa, es seria y respetable, porque su idea principal es demostrable: encuentras la estrella y examinas sus propiedades.

   Sin embargo, ya que el examen de todo el cielo en el infrarojo lejano por el IRAS no ha encontrado ninguna "Nemesis", su existencia no es muy probable.


Referencias

Willy Ley: "Watcher's of the skies", The Viking Press NY,1963,1966,1969

William Graves Hoyt: "Planet X and Pluto", The University of Arizona Press 1980, ISBN 0-8165-0684-1, 0-8165-0664-7 pbk.

Carl Sagan, Ann Druyan: "Comet", Michael Joseph Ltd, 1985, ISBN 0-7181-2631-9

Mark Littman: "Planets Beyond - discovering the outer solar system", John Wiley 1988, ISBN 0-471-61128-X

Tom van Flandern: "Dark Matter, Missing Planets & New Comets. Paradoxes resolved, origins illuminated", North Atlantic Books 1993, ISBN 1-55643-155-4

Joseph Ashbrook: "The many moons of Dr Waltemath", Sky and Telescope, Vol 28, Oct 1964, p 218, también en las páginas 97-99 del "The Astronomical Scrapbook" por Joseph Ashbrook, SKy Publ. Corp. 1984, ISBN 0-933346-24-7

Delphine Jay: "The Lilith Ephemeris", American Federation of Astrologers 1983, ISBN 0-86690-255-4

William R. Corliss: "Mysterious Universe: A handbook of astronomical anomalies", Sourcebook Project 1979, ISBN 0-915554-05-4, p 45-71 "The intramercurial planet", p 82-84 "Mercury's moon that wasn't", p 136-143 "Neith, the lost satellite of Venus", p 146-157 "Other moons of the Earth", p 423-427 "The Moons of Mars", p 464 "A ring around Jupiter?", p 500-526 "Enigmatic objects"

Richard Baum & William Sheehan: "In Search of Planet Vulcan" Plenum Press, New York, 1997 ISBN 0-306-45567-6 , QB605.2.B38

 


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