Giovanni Cassini

 Cassini Giovanni , astrónomo nacido en Italia cuyo nombre está principalmente unido a la llamada división de Cassini. En 1650, con sólo veinticinco años de edad, fue profesor de Astronomía en la Universidad de Bolonia, llegando a ser catedrático. En esta ciudad, en la catedral de San Petronio, hizo trazar el inmenso cuadrante que atraviesa oblicuamente el suelo de la iglesia y por medio del cual corrigió las tablas del movimiento del Sol.

En 1665 descubrió el movimiento de rotación de Júpiter alrededor de su propio eje y midió su duración, haciendo lo mismo en 1666 con el de Marte. Calculó los períodos rotacionales de Júpiter, Marte y Venus, y en 1668 elaboró las tablas de los movimientos de los cuatro satélites de Júpiter descubiertos por Galileo (Olaf Roemer utilizó los resultados para calcular la velocidad de la luz).

En 1669 fue nombrado director del Observatorio Astronómico de París invitado por el ministro francés Colbert. Aquí descubrió, entre 1671 y 1674, cuatro satélites de Saturno hasta entonces desconocidos, bautizados por él como "Ludovici" en honor del "Rey Sol". En 1675 Giovanni Cassini observó una discontinuidad (detectada 10 años antes por William Balle) que ahora se la conoce como División de Cassini.

Observó durante varios años, junto con su discípulo Fatio, la luz zodiacal y por primera vez, en 1683, puso de relieve su naturaleza extraterrestre y no meteorológica. Halló que el eje de rotación de la tierra no estaba situado perpendicularmente a la eclíptica, como se había creído hasta entonces, y que sus posiciones sucesivas en el espacio no eran paralelas entre sí; añadió al satélite de Saturno descubierto por Huygens cuatro más, y presentó a la Academia sus investigaciones sobre el calendario indio.

Su logro más importante fue establecer el primer cálculo ajustado a los datos de hoy día (sólo un 7% por debajo del valor actual) de la distancia existente entre la Tierra y el Sol. A tales resultados llegó mediante la observación de Marte desde París (al tiempo que Richter hacía lo mismo desde la Guayana francesa a 10.000 km. de distancia). Calculó la distancia de Marte a la Tierra y determinó las distancias de los otros planetas al Sol (basándose en la tercera ley de Kepler). Murió ciego, probablemente debido a los largos años dedicados a la observación del cielo, después de haber dictado su autobiografía.

Como director en París, le sucedieron una dinastía de Cassinis: su hijo Giacomo, llamado Cassini II, después de él su sobrino Cesare Francesco, Cassini III, y por último su sobrino-nieto Giacomo Domenico, Cassini IV. Sus obras se han publicado con el título de "Opera Astronómica".

Susan Jocelyn Bell Burnell y los púlsares

Nació el 15 de julio de 1943 en Belfast, Irlanda, la mayor de cuatro hermanos. Su padre, arquitecto, trabajó ocasionalmente en el observatorio de Armagh y le ofreció la oportunidad de visitarlo.

En 1956, después de cursar la enseñanza primaria en Irlanda del Norte, sus padres la envían al internado cuáquero femenino de Mount School, en la ciudad inglesa de York. En 1961 escribe al astrónomo inglés Bernard Lovell, del radioobservatorio de Jodrell Bank de Cheshire, para que le aconseje qué debe hacer para ser radioastrónoma. Lovell le sugiere que estudie Física o Electrónica.

En 1965 obtiene la licenciatura en Física por la Universidad de Glasgow y, posteriormente, ingresa en la de Cambridge para realizar el doctorado. Se incorpora a un equipo formado por otros cinco investigadores con los que pasa dos años construyendo un radiotelescopio para observar los quásares, dirigido por Anthony Hewish.

En 1967 Bell, analizando datos tomados por el telescopio notó unas señales de radio muy regulares y rápidas como para provenir de quasares. En conjunto con Hewish analizaron los datos, descartando su procedencia terrestre o de satélites artificiales y, finalmente que fueran emitidos de civilizaciones extraterrestres inteligentes. Determinaron entonces que las señales provenían de estrellas muy masivas que rotaban a gran velocidad a las cuales llamaron Pulsares. Al primer pulsar se le conoce hoy como CP 1919, aunque debería llamarse estrella Bell.

En 1969 Jocelyn Bell Burnell se incorpora a la de Universidad Southampton, donde comenzó investigaciones sobre astronomía en rayos gamma, investigó y enseño astronomía en rayos X en Londres, en el Mullard Space Science Laboratory, con la ayuda del satélite británico Ariel V.

En 1974 Anthony Hewish y Sir Martin Ryle recibieron en conjunto el premio Novel en física, el primero dado a un trabajo astronomico por el descubrimiento hecho por Bell de los Pulsares. Y aunque no le compartieron el premio, si ha recibido otros muchos en reconocimiento a su labor.

En 1982 fue nombrada investigadora del observatorio de Edimburgo, donde se dedicó a estudiar galaxias con la ayuda del satélite EX0SAT. También asumió la dirección del telescopio James Clerk Maxwell, de Hawai. En 1989 recibió la medalla Herschel de la Real Sociedad Astronómica de Londres por su descubrimiento de los púlsares.

Actualmente es profesora de física en Open University y profesor visitante en la universidad de Princeton. También es Presidenta de Honor de la Burnell House en la Escuela de Gramática Cambridge, en Ballymena, Irlanda del Norte, miembro de la Religious Society of Friends (cuáqueros) y Consejera del Instituto Faraday para la Ciencia y la Religión, de la Universidad de Cambridge.

El hecho de que Jocelyn Bell Burnell no recibiera el Premio Nobel fue motivo de discusión entre sus colegas científicos, pero ella declaró que no lo lamenta y opina que le ha ido mejor en la vida sin ese galardón. A propuesta de la comisión Mujeres y Ciencia del CSIC, ha recibido este año 2015 la Medalla de Oro de la mayor institución científica española.

Tycho Brahe

Tycho Brahe ha sido considerado como el más grande observador del periodo anterior a la invención del telescopio e innovador en los estudios astronómicos. De familia noble, carácter intrépido, e intolerante de las convenciones sociales, tuvo una vida muy aventurera: viajó mucho, prosiguiendo siempre los estudios de astronomía que había comenzado siendo joven, impresionado con el eclipse solar de 1560.

En 1565, a causa de una diferencia de opinión con otro estudiante por un problema matemático, se batió en duelo y quedó mutilado de la nariz, debiendo llevar el resto de su vida una postiza de oro, plata y cera. Gozaba del favor del rey de Dinamarca Federico I quien, en 1576, le cedió la pequeña isla de Hven, en el estrecho de Sund, hoy territorio sueco. Aquí, Tycho hizo construir el observatorio más grande de su época, al que llamó Uraniborg, una "ciudad del cielo" llamada así en honor a Urania, la musa de la astronomía. Dotó el observatorio de monumentales y perfeccionados instrumentos, algunos de los cuales fueron ideados por él mismo: cuadrantes murales, sextantes, esferas armilares, escuadras y gnomones con gigantescas escalas graduadas para obtener la mejor precisión entonces posible en la determinación de las coordenadas celestes y de las otras medidas astronómicas.

En 1572 una estrella muy luminosa apareció en la constelación de Casiopea, alcanzando la luminosidad de Júpiter y después se fue apagando lentamente, aunque permaneció visible hasta marzo de 1574. Tycho la observó durante un año y medio, tratando de calcular con sus instrumentos y conocimientos la distancia con el método del paralaje. El astrónomo se dio cuenta entonces de que la estrella nova carecía de paralaje, lo que equivalía a admitir que se encontraba a una distancia infinita, o sea que pertenecía a la esfera de las estrellas fijas.

Tycho Brahe publicó los resultados de su trabajo, provocando con él una verdadera revolución en el campo de las creencias astronómicas: por primera vez se demostró que las esferas superlunares no eran en absoluto inmutables, contrariamente a la opinión de Aristóteles.

En 1588, el astrónomo desmintió, no con simples disertaciones, sino con pruebas basadas en sus observaciones y medidas, otra teoría que en aquel tiempo era universalmente aceptada: la de la naturaleza atmosférica de los cometas. Siguió con sus instrumentos al cometa aparecido el 13 de noviembre de 1577, midió su paralaje y, por lo tanto, la distancia, y concluyó que se encontraba a aproximadamente 230 radios terrestres, es decir, más allá de la Luna, que está a 60 radios terrestres.

Tycho rechazó el sistema copernicano no por ignorancia, sino por coherencia con sus observaciones. Él razonó de esta manera: si la Tierra girara a lo largo de una órbita alrededor del Sol, como pensaba Copérnico, el observador debería notar un desplazamiento anual (paralaje) en las posiciones de las estrellas fijas. Como Tycho nunca pudo medir ese desplazamiento, se convenció de que Copérnico estaba en un error. El razonamiento de Tycho era inaceptable: fue la insuficiente precisión de sus instrumentos lo que no le permitió apreciar el pequeño paralaje que tienen las estrellas.

Después de la muerte del rey de Dinamarca, acaecida en 1588, abandonó la isla de Hven y se instaló en el castillo de Benatky, próximo a Praga, convirtiéndose en matemático oficial del emperador Rodolfo ll. Aquí se le une en 1600 el joven J. Kepler, con el cual tuvo una fructífera colaboración en los últimos años de su vida. Al morir dejó a Kepler las observaciones realizadas a lo largo de años y años de estudio, con la esperanza de que éste pudiera demostrar su teoría del Universo. Kepler se sirvió de los trabajos de Tycho para formular sus famosas leyes sobre los movimientos planetarios, que, en cambio, sirvieron como confirmación de la teoría de Copérnico sobre el sistema solar.

Henrrietta Swan Leavitt

 Henrrietta Swan Leavitt(1868-1921): Las estrellas variables (cefeidas)

Las Cefeidas son estrellas variables que muestran un ritmo regular de brillo, oscurecimiento y brillo cuando se observan en períodos de tiempo que van desde unas semanas a unos meses. Leavitt observó que cuanto más brillante era la estrella, más tiempo duraba la pulsación.

Pierre Simon Laplace

 Pierre Simon Laplace(1749-1827), : Los movimientos de los planetas

Demostró que los movimientos planetarios son estables y que las perturbaciones producidas por la influencia mutua de los planetas o por cuerpos externos, como los cometas, solamente son temporales

Albert Einstein

En el siglo XVII, la sencillez y elegancia con que Isaac Newton había logrado explicar las leyes que rigen el movimiento de los cuerpos y el de los astros, unificando la física terrestre y la celeste, deslumbró hasta tal punto a sus contemporáneos que llegó a considerarse completada la mecánica. A finales del siglo XIX, sin embargo, era ya insoslayable la relevancia de algunos fenómenos que la física clásica no podía explicar. Correspondió a Albert Einstein superar tales carencias con la creación de un nuevo paradigma: la teoría de la relatividad, punto de partida de la física moderna.

Albert Einstein en 1947

En tanto que modelo explicativo completamente alejado del sentido común, la relatividad se cuenta entre aquellos avances que, en los albores del siglo XX, conducirían al divorcio entre la gente corriente y una ciencia cada vez más especializada e ininteligible. No obstante, ya en vida del físico o póstumamente, incluso los más sorprendentes e incomprensibles aspectos de la relatividad acabarían siendo confirmados. 
No debe extrañar, pues, que Albert Einstein sea uno de los personajes más célebres y admirados de la historia de la ciencia: saber que son ciertas tantas ideas apenas concebibles (por ejemplo, que la masa de un cuerpo aumenta con la velocidad) no deja más opción que rendirse a su genialidad.

Annie Jump Cannon

Annie Jump Cannon nació el 11 de diciembre de 1863, en Dover, Delaware. Se graduó en la universidad de Wellesley en 1884. Durante varios años viajó y fue a Europa, aficionándose a la fotografía y a la música. En 1894 volvió a Wellesley durante un año para seguir un curso avanzado de astronomía, y en 1895 se matriculó en Radcliffe para continuar los estudios impartidos por el profesor Edward C. Pickering, que era director del Harvard College Observatory.En 1896 Annie Jump Cannon fue empleada por profesor Edward Charles Pickering para catalogar las estrellas variables y para clasificar los espectros de estrellas observadas desde la estación de Arequipa.

No era excepcional contratar a una mujer, pues entre el personal de Harvard había muchas mujeres y se referían a ellas como "computadoras" porque realizaban la clasificación de estrellas y la reducción de datos complejos. Cobraban 50 centavos a la hora... Otras mujeres que trabajaban allí como ayudantes eran conocidas como como "registradoras" porque registraban los datos.Allí, junto a Williamina P.S. Fleming, dedicó sus esfuerzos al proyecto ambicioso de Pickering, empezado en 1885 de registro, clasificado y catalogado de los espectros de todas las estrellas hasta la novena magnitud. El esquema de la clasificación espectral por la temperatura superficial usado en el proyecto y más tarde convertido en universal fue en gran parte el trabajo que ella desarrolló a partir de sistemas anteriores, determinando y clasificando los espectros para más de 225.000 estrellas. Su trabajo fue publicado en nueve volúmenes con el nombre de Henry Draper Catalogue (Cannon y Pickering, 1918-24).

En 1911 sucedió a Fleming como responsable del archivo fotográfico y en 1938 fue nombrada profesora de astronomía del William Cranch Bond. A partir de 1924 extendió su trabajo, catalogando decenas de miles de estrellas adicionales hasta la magnitud 11 para la Henry Draper Extension (1925, 1949) de dos volúmenes. En el curso de su trabajo también descubrió unas 300 estrellas variables y 5 novas. Entre los numerosos honores recibidos fue nombrada doctor honoris causa por la Universidad de Oxford (1925), el primero concedido a una mujer. En 1923 fue elegida una de las doce mujeres americanas vivas más importantes. En 1931 le fue concedida la medalla Henry Draper de la National Academy of Sciences. En 1933 estableció el Annie J. Cannon Prize de la Sociedad Astronómica Americana. Se jubiló oficialmente del observatorio en 1940 pero continuó la investigación hasta su muerte en Cambridge, Massachusetts, el 13 de abril de 1941.

Edwin Hubble

 Edwin Hubble Astrónomo y cosmólogo estadounidense, célebre por descubrir la expansión del universo y estimar su tamaño y edad, aunque su contribución al conocimiento del universo es mucho más amplia y va más allá de esta premisa fundamental.

Comenzó su carrera profesional estudiando jurisprudencia en Chicago y Oxford, pero también se distinguió como atleta y boxeador. Uno de sus primeros descubrimientos se remonta a 1919, cuando demostró que en el interior de nuestra Galaxia existen nubes de hidrógeno que se hacen luminosas por la existencia de estrellas en su interior.

En 1923 descubrió las estrellas individuales que constituyen la nebulosa de la región externa de la galaxia de Andrómeda, y, gracias a la relación luminosidad-distancia que caracteriza a estas estrellas, pudo demostrar que Andrómeda no está en el interior de nuestra Galaxia, sino fuera, y que es un sistema de estrellas completamente similar al nuestro. Hubble introdujo asimismo un sistema de clasificación de las Galaxias según su estructura.

En 1929 Hubble comparó las distancias que había calculado para diferentes galaxias con los desplazamientos hacia el rojo fijados por Slipher para las mismas galaxias. Descubrió que cuanto más lejos estaba la galaxia, más alta era su velocidad de recesión. A esta relación se la conoce como la ley de los desplazamientos hacia el rojo o ley de Hubble; determina que la velocidad de una galaxia es proporcional a su distancia. La relación entre la velocidad de recesión de una galaxia y su distancia es la constante de Hubble. El valor de esta constante se calcula que está entre los 50 y los 100 km/s por megaparsec (1 megaparsec equivale a 1 millón de parsecs), aunque los datos más recientes apuntan a un valor comprendido entre los 60 y 70 km/s por megaparsec.

Como parece que las galaxias retroceden en todas direcciones desde la Vía Láctea, se podría pensar que nuestra galaxia es el centro del Universo. Sin embargo, esto no es así. Imaginemos un globo con puntos uniformemente separados. Al inflar el globo, un observador en un punto de su superficie vería cómo todos los demás puntos se alejan de él, igual que los observadores ven a todas las galaxias retroceder desde la Vía Láctea. La analogía también nos proporciona una explicación sencilla de la ley de Hubble: el Universo se expande como un globo.

Antes de morir, Hubble participó también en el diseño del mastodóntico telescopio americano de Monte Palomar en California. En su honor, el Telescopio Espacial Hubble lleva su nombre.

Claudio Tolomeo

 Astrónomo, matemático y geógrafo griego. Es muy poca la información sobre la vida de Tolomeo que ha llegado hasta nuestro tiempo. No se sabe con exactitud dónde nació, aunque se supone que fue en Egipto, ni tampoco dónde falleció.

Su actividad se enmarca entre las fechas de su primera observación, cuya realización asignó al undécimo año del reinado de Adriano (127 d.C.), y de la última, fechada en el 141 d.C. En su catálogo de estrellas, adoptó el primer año del reinado de Antonino Pío (138 a.C.) como fecha de referencia para las coordenadas.

Tolomeo fue el último gran representante de la astronomía griega y, según la tradición, desarrolló su actividad de observador en el templo de Serapis en Canopus, cerca de Alejandría. Su obra principal y más famosa, que influyó en la astronomía árabe y europea hasta el Renacimiento, es la Sintaxis matemática, en trece volúmenes, que en griego fue calificada de grande o extensa (megalé) para distinguirla de otra colección de textos astronómicos debidos a diversos autores.

La admiración inspirada por la obra de Tolomeo introdujo la costumbre de referirse a ella utilizando el término griego megisté (la grandísima, la máxima); el califa al-Mamun la hizo traducir al árabe en el año 827, y del nombre de al-Magisti que tomó dicha traducción procede el título de Almagesto adoptado generalmente en el Occidente medieval a partir de la primera traducción de la versión árabe, realizada en Toledo en 1175.

Utilizando los datos recogidos por sus predecesores, especialmente por Hiparco, Tolomeo construyó un sistema del mundo que representaba con un grado de precisión satisfactoria los movimientos aparentes del Sol, la Luna y los cinco planetas entonces conocidos, mediante recursos geométricos y calculísticos de considerable complejidad; se trata de un sistema geocéntrico según el cual la Tierra se encuentra inmóvil en el centro del universo, mientras que en torno a ella giran, en orden creciente de distancia, la Luna, Mercurio, Venus, el Sol, Marte, Júpiter y Saturno.

El universo geocéntrico de Tolomeo

Con todo, la Tierra ocupa una posición ligeramente excéntrica respecto del centro de las circunferencias sobre las que se mueven los demás cuerpos celestes, llamadas círculos deferentes. Además, únicamente el Sol recorre su deferente con movimiento uniforme, mientras que la Luna y los planetas se mueven sobre otro círculo, llamado epiciclo, cuyo centro gira sobre el deferente y permite explicar las irregularidades observadas en el movimiento de dichos cuerpos.

El sistema de Tolomeo proporcionó una interpretación cinemática de los movimientos planetarios que encajó bien con los principios de la cosmología aristotélica, y se mantuvo como único modelo del mundo hasta el Renacimiento, aun cuando la mayor precisión alcanzada en las observaciones astronómicas a finales del período medieval hizo necesaria la introducción de decenas de nuevos epiciclos, con lo cual resultó un sistema excesivamente complicado y farragoso.

Nicolas Copernico

Nicolás Copérnico (1473-1543), astrónomo polaco, conocido por su teoría Heliocéntrica que había sido descrita ya por Aristarco de Samos, según la cual el Sol se encontraba en el centro del Universo y la Tierra, que giraba una vez al día sobre su eje, completaba cada año una vuelta alrededor de él.

En 1500, Copérnico se doctoró en astronomía en Roma. Al año siguiente obtuvo permiso para estudiar medicina en Padua (la universidad donde dio clases Galileo, casi un siglo después). Aunque nunca se documentó su graduación como Médico practicó la profesión por seis años en Heilsberg. A partir de 1504 fue canónigo de la diócesis de Frauenburg. Durante estos años publicó la traducción del Griego de las cartas de Theophylactus (1509), estudió finanzas y en 1522 escribió un memorando sobre reformas monetarias.

Sus trabajos de observación astronómica practicados en su mayoría como ayudante en Bolonia del profesor Domenico María de Novara dejan ver su gran capacidad de observación. Fue gran estudioso de los autores clásicos y además se confesó como gran admirador de Ptolomeo cuyo Almagesto estudió concienzudamente. Después de muchos años finalizó su gran trabajo sobre la teoría heliocéntrica en donde explica que no es el Sol el que gira alrededor de la Tierra sino al contrario.

Esta teoría sin embargo también requería de complicados mecanismos para la explicación de los movimientos de los planetas, debido a la perfección de la esfera. Estimulado por algunos amigos, Copérnico publica entonces un resumen en manuscrito. En sus comentarios establece su teoría en 6 axiomas, reservando la parte matemática para el trabajo principal, que se publicaría bajo el título "Sobre las revoluciones de las esferas celestes".

A partir de aquí la teoría heliocéntrica comenzó a expandirse. Rápidamente surgieron también sus detractores, siendo los primeros los teólogos protestantes aduciendo causas bíblicas. En 1616 La iglesia Católica colocó el trabajo de Copérnico en su lista de libros prohibidos.

La obra de Copérnico sirvió de base para que, más tarde, Galileo, Brahe y Kepler pusieran los cimientos de la astronomía moderna.

ARISTARCO DE SAMOS

Aristarco de Samos calculó que la Tierra se encuentra unas 18 veces más distante del Sol que de la Luna, y que el Sol era unas 300 veces mayor que la Tierra. Si bien el método que utilizó fue correcto, no lo fueron las mediciones, puesto que el Sol se encuentra unas 400 veces más lejos.

Aristarco de Samos formuló, por primera vez, una teoría heliocéntrica completa: mientras el Sol y las demás estrellas permanecen fijas en el espacio, la Tierra y los restantes planetas giran en órbitas circulares alrededor del Sol. Su modelo heliocéntrico (que no tuvo seguidores en su época, ya que la concepción geocéntrica era hegemónica) encontró mayor precisión y detalle en el sistema de Copérnico, mucho más tarde, en el año 1500.

Aristarco perfeccionó además la teoría de la rotación de la Tierra sobre su propio eje, explicó el ciclo de las estaciones y realizó nuevas y más precisas mediciones del año trópico.