7. Urano

El descubrimiento de Urano

En cierto sentido, nada de lo que hemos dicho hasta ahora elimina por completo la idea de que Saturno es el límite del sistema solar. Un asteroide y numerosos cometas tienen órbitas que los llevan más allá de Saturno. En el caso de todos los asteroides y cometas que hemos visto hasta ahora, al menos parte de su órbita queda situada dentro de la de Saturno.

Es muy posible que haya cometoides o asteroides que se mantengan todo el tiempo más allá de la órbita de Saturno, pero al menos hasta ahora no hemos conseguido ver ninguno de ellos.

Por eso, en las páginas precedentes no hemos descrito ningún cuerpo visible cuya órbita esté en todo momento más allá de Saturno.

Por «visible» entendemos algo que puede ser detectado por el telescopio, o por cualquier otro instrumento, o bien por el ojo humano sin ayuda de aparatos. Las cosas no han sido siempre así. Antes de 1600 se daba por supuesto de alguna manera que todo objeto existente en el cielo podía ser detectado a simple vista; que lo que no se podía ver no existía.

Una vez que se comenzó a utilizar el telescopio, se vio inmediatamente que en el cielo había muchos objetos que tenían existencia real pero que no eran lo suficientemente luminosos como para que los pudiéramos localizar a simple vista. Galileo descubrió que en todas partes había numerosas estrellas que no se podían ver sin el telescopio. Cuando miró la Vía Láctea, aquella banda de luz difusa resultó estar compuesta de miríadas de estrellas muy poco brillantes.

Incluso en el sistema solar había cuerpos que existían realmente y sin embargo no podían verse sin telescopio. Galileo descubrió casi de inmediato los cuatro grandes satélites de Júpiter, por ejemplo, mientras que Huygens y Cassini descubrieron los anillos de Saturno y cinco de sus satélites.

Pero estos nuevos cuerpos del sistema solar pertenecían claramente a un sistema de Júpiter o a un sistema de Saturno. No se había descubierto ningún planeta nuevo y nadie esperaba que ocurriera tal cosa.

Entonces apareció William Herschel, el mismo que en 1789 descubriría dos de los satélites de Saturno.

Herschel era un genio autodidacta de la astronomía. Se hizo sus propios telescopios porque no tenía dinero para comprarse uno bueno, y terminó construyendo el mejor de su tiempo. Con sus telescopios comenzó rápidamente a hacer descubrimientos. Fue el primero, por ejemplo, que observó que el eje de Marte está inclinado casi igual que el de la Tierra.

El 13 de marzo de 1781 (ocho antes de descubrir los satélites de Saturno, Mimas y Encélado), Herschel estaba plenamente entregado a la tarea de medir con todo cuidado las posiciones de las estrellas. Tenía la esperanza de llegar a estudiar todos los objetos que podía ver en el cielo.

Mientras observaba una de las estrellas menos brillantes de la constelación Géminis (los Gemelos), de repente se dio cuenta de que estaba observando un objeto que no era un punto de luz como las estrellas, sino que tenía la forma de un pequeño disco. Herschel utilizó más aumentos en su telescopio y el disco se agrandó.

Herschel supuso que había descubierto un cometa, pero tuvo que admitir, observándolo noche tras noche, que no tenía aspecto de cometa. Carecía de neblina. Al contrario, el disco presentaba unos límites muy bien definidos. Y lo que es más, se movía muy despacio, tan despacio que debía estar mucho más allá de la órbita de Saturno, y hasta entonces no se había conocido nunca un cometa tan alejado del Sol.

Cuando se hicieron las observaciones necesarias para calcular su órbita, quedó claro que dicha órbita era casi circular, y no sumamente elíptica como las de los cometas. Es más, la órbita estaba en todo momento mucho más allá que la de Saturno. Era el primer cuerpo del sistema solar que podía verse y que estaba más allá del límite saturnino del sistema solar en todo momento.

Aun así Herschel no se atrevía a decir lo impensable. Finalmente, en julio de 1781, el astrónomo ruso Anders Jean Lexell (1740-1784) se atrevió a hacerlo. Herschel, dijo, había descubierto un nuevo planeta, un planeta que estaba mucho más lejos del Sol que Saturno. Era la primera vez, en la historia conocida, que se descubría un nuevo planeta.

Herschel tenía derecho, en cuanto descubridor, a dar nombre al planeta. Le puso el nombre del rey inglés, Jorge III, y lo llamó «Georgium Sidus», o «estrella de Jorge».

Este nombre fue muy mal recibido por los astrónomos de fuera de Gran Bretaña. No veían ninguna razón para bautizar a un planeta con el nombre de un monarca inglés. Algunos astrónomos ingleses propusieron el nombre de «Herschel», pero tampoco esta sugerencia fue aprobada fuera de Gran Bretaña.

Hasta entonces todos los planetas habían recibido nombres de dioses y diosas griegos y romanos, y se pensaba que el nombre del nuevo planeta debía mantenerse dentro de esa tradición. Además, con ello se evitaría la tentación de que las distintas naciones intentaran llamar a los objetos celestes con nombres inspirados en un nacionalismo localista.

El astrónomo alemán Johann Elert Bode (1747-1826) propuso una solución lógica. En la mitología griega, Zeus (Júpiter) era el padre de Ares (Marte), Afrodita (Venus) y Hermes (Mercurio), de manera que el planeta Júpiter tenía el nombre del padre de los dioses que daban nombre a los planetas interiores (excluyendo a la Tierra). Desplazándose hacia afuera de Júpiter, Crono (Saturno) era el padre de Zeus (Júpiter) y abuelo de los dioses de los planetas interiores. ¿Por qué no seguir con esta progresión y buscar dioses cada vez más antiguos al alejarse del Sol?

En la mitología griega el padre de Crono (Saturno) era Urano, el dios del cielo. ¿Por qué no darle ese nombre al planeta?

Se aceptó la propuesta y a partir de entonces el nuevo planeta, descubierto por Herschel, ha sido Urano.

Propiedades de Urano

El planeta recién descubierto resultó ser un objeto fácilmente visible con el telescopio y que incluso podía llegar a verse (a duras penas) a simple vista. ¿Por qué no se había descubierto mucho antes de 1781?

En primer lugar, había un factor psicológico. Los astrónomos se habían acostumbrado a la idea de que los planetas no sólo eran visibles a simple vista, sino que eran objetos muy brillantes. En la tabla 53 se compara el brillo de Urano con el de Saturno y con el de todos los objetos del cielo que son más brillantes que Saturno.

Saturno, el menos brillante de los planetas conocidos en la antigüedad, es, con todo, el noveno objeto más brillante del cielo. Los únicos objetos más brillantes son el Sol, la Luna, los otros cuatro planetas conocidos desde siempre, y las dos estrellas más brillantes.

Por el contrario, Urano sólo tiene 1/244 del brillo de Saturno y, lo que es peor, hay unas cinco mil estrellas tan brillantes como Urano, o más, por lo que éste se pierde entre ellas a simple vista.

Por supuesto, el brillo no es la única característica importante de los planetas. Sirio y Canopus son estrellas con el mismo orden de brillo que los planetas y sin embargo nunca se han confundido con ellos. La razón es que los planetas se mueven sobre el fondo de las estrellas, mientras que Sirio y Canopus no lo hacen, pues ellas mismas son estrellas. Si una estrella poco brillante se moviera sobre el fondo de las estrellas, a pesar de su poco brillo se la reconocería como planeta.

Ahora bien, cuanto más lejos está un planeta del Sol, más lento parece el movimiento con que cruza el cielo de la Tierra (véase tabla 54). Por tanto, Urano no tiene sólo 1/244 del brillo de Saturno en el cielo de la Tierra, sino que su velocidad es tres veces menos. Su lentitud es tal que es fácil no captar su movimiento, especialmente por tratarse de un objeto poco brillante que no llama la atención.

Una última característica de un planeta comparado con una estrella es que un planeta se presenta en forma de disco cuando se ve a través del telescopio, cosa que no ocurre con una estrella. Por supuesto, esto sólo es cierto en el caso de que el planeta no sea demasiado pequeño o no esté demasiado lejos (véase tabla 55).

Para ver Urano en forma de disco hace falta una ampliación casi cinco veces mayor que en el caso de Saturno y casi veinte veces mayor que para Júpiter.

Por su aspecto, Urano es sólo una pálida estrella perdida entre millares. Incluso con un telescopio perfectamente capaz de presentarnos a Saturno en forma de disco, Urano seguiría pareciendo una estrella. No habría ninguna razón para volver a ocuparse de él una vez anotada su posición, pues no presentaría nada que mereciera especial interés. E incluso si se volviese a él algo más tarde, por una u otra razón, se habría movido tan poco que lo único que pensaría el astrónomo es que había cometido un pequeño error en el cálculo de su posición inicial.

Por eso fue posible que se viera y registrara en varias ocasiones la existencia de Urano sin que nadie sospechara que se trataba de un planeta. En 1690 el astrónomo inglés John Flamsteed (1646-1719) observó a Urano, lo consideró una estrella, registró su posición y hasta le puso nombre. Lo llamó «34 Tauri» porque en aquel momento estaba en la constelación de Taurus, el Toro.

A mediados del siglo XVIII el astrónomo francés Pierre Charles Lemonnier (1715-1799) vio y registró la presencia de Urano en trece ocasiones diferentes y tuvo la impresión de haber visto trece estrellas distintas.

El poco brillo de Urano, que hizo posibles todos estos errores, era consecuencia, en primer lugar, de que estaba a la enorme distancia de 2.869.000.000 kilómetros del Sol. Es decir, casi exactamente dos veces la distancia de Saturno. Urano tarda 84,0139 años en realizar una revolución alrededor del Sol a esa distancia tan enorme, y esto significa un período de revolución 2,85 veces mayor que el de Saturno.

Tanto Saturno como Urano se mueven en órbitas elípticas de escasa excentricidad, 0,0566 en el caso de Saturno y 0,0472 en el de Urano. En el afelio Saturno está a 1.509.000.000 kilómetros del Sol, y en el perihelio Urano está a 2.734.000.000 kilómetros del Sol. Así pues, incluso en su momento de mayor aproximación al Sol, Urano está 1,8 veces más lejos que Saturno en el momento de máximo alejamiento.

Con su descubrimiento Herschel había doblado el diámetro conocido del sistema planetario.

Quirón, el asteroide recientemente descubierto, con su afelio a 2.826.000.000 kilómetros del Sol, se sitúa a una distancia ligeramente inferior a la distancia media de Urano al Sol. Puede ocurrir que Quirón esté más lejos del Sol que Urano, si resulta que Urano está en su perihelio mientras Quirón está en el afelio. En ese caso, Quirón puede estar 92.000.000 kilómetros más lejos del Sol que Urano. Sin embargo, la órbita de Quirón no lleva al asteroide a su afelio en aquella parte de la órbita de Urano en que se sitúa el perihelio del planeta. Por eso la órbita de Quirón no se cruza con la de Urano (véase figura 20).

En un diagrama bidimensional, parece como si Quirón se pudiera acercar mucho a Urano si ambos estuvieran en las partes adecuadas de sus órbitas. Sin embargo, gracias a su inclinación orbital Quirón nunca llega a estar a menos de 290.000.000 kilómetros de Urano.

Por supuesto, el cometa Halley, y muchísimos otros cometas, van mucho más allá de la órbita de Urano, pero nunca se ha visto un cometa a esta distancia del Sol. En realidad, en el momento en que se produjo el descubrimiento de Urano, no se había visto todavía ningún objeto del sistema solar a tanta distancia del Sol.

Una vez conocida la distancia de Urano y medida la anchura de su disco, visto en un telescopio de aumento conocido, era posible calcular su diámetro. La cifra más fiable de que disponemos es de 51.800 kilómetros.

Urano es un planeta gigante comparado con la Tierra, pues tiene 4,1 veces el radio y 67 veces el volumen de la Tierra. Urano es pequeño en comparación con Júpiter y Saturno. Si Urano fuera tan grande como Júpiter, tendría una magnitud de + 3,5, habría sido un astro de brillo medio y es seguro que se habría descubierto mucho antes, quizá incluso en la antigüedad y ciertamente antes de la utilización del telescopio.

Durante mucho tiempo se pensó que Urano se parecía a Júpiter y a Saturno en su período de rotación. El de Urano se había establecido en 10,82 horas, comparables a las 10,23 horas de Saturno y a las 9,83 de Júpiter. Sin embargo, una nueva medición del período de rotación de Urano, efectuada en febrero de 1977, dio como resultado un período de unas 25 horas, que está próximo al de Marte y la Tierra.

A favor del período de rotación más prolongado está el hecho de que Urano es mucho menos achatado que Júpiter o que Saturno. El achatamiento de Urano es de sólo 0,01 lo que equivale al doble del de Marte pero sólo a una décima parte del de Saturno. El diámetro polar de Urano es de 51.300 kilómetros.

El que el período de rotación de Urano sea parecido al de la Tierra o al de Saturno tiene menos interés que la forma de inclinación de su eje de rotación. La inclinación es de 97,92 grados, de manera que el eje está casi en el plano de revolución alrededor del Sol (véase figura 21). Dicho en otras palabras, parece que Urano va rodando de lado al girar alrededor del Sol.

Si nos imagináramos situados en la superficie de Urano, con una visión clara de los cielos, el movimiento aparente del Sol nos resultaría sumamente sorprendente.

Si estuviéramos colocados en el polo norte de Urano, por ejemplo, veríamos el Sol casi encima de nosotros si Urano estuviera en aquella parte de su órbita en que el extremo norte de su eje de rotación está dirigido hacia el Sol.

Como el eje no estaría dirigido exactamente hacia el Sol (lo estaría si la inclinación axial fuera de 90 grados en vez de 97,92 grados), el Sol parecería estar a ocho grados del cénit y daría una vuelta a éste cada veinticinco horas.

Al moverse Urano en su órbita alrededor del Sol, la dirección del eje de rotación se iría alejando continuamente del Sol. Este se movería alrededor del cénit no en círculo sino en forma de una espiral que iría ensanchándose muy poco a poco.

La espiral se ensancharía cuatro grados cada año, y al cabo de dieciocho años pasaría rozando el horizonte con un extremo de su círculo. Durante los siete años siguientes se hundiría un poco por debajo del horizonte en un extremo del círculo y se levantaría un poco por encima de él en el otro extremo. Cada día que pasara se hundiría un poco más y se levantaría un poco menos, hasta que al final del período de siete años sólo rozaría el horizonte unos minutos al mediodía y luego desaparecería.

Durante cuarenta años el Sol sería invisible desde el polo norte, y luego reaparecería por el otro extremo del horizonte. Cada día aparecería un intervalo algo mayor, mientras iba subiendo muy lentamente en el cielo, hasta levantarse por encima del horizonte en todos los puntos de su recorrido.

Seguiría subiendo todavía más hasta describir un pequeño círculo de 16 grados de diámetro alrededor del cénit, tras lo cual comenzaría a caer de nuevo, iniciándose otra vez todo el ciclo. Un ciclo entero duraría cuarenta y ocho años.

Desde un lugar situado en el ecuador de Urano, parecerá que el Sol se movía lentamente en espiral, yendo del horizonte norte al horizonte sur y viceversa en cuarenta y cuatro años.

Visto desde Urano, el Sol tiene una anchura aparente de sólo 1,6 minutos de arco. Harían falta veinte objetos del tamaño del Sol tal como se ve desde Urano, colocados uno al lado de otro y tocándose, para cubrir el diámetro aparente del Sol tal y como se ve desde la Tierra.

Visto desde Urano, el Sol sólo sería un punto de luz, algo parecido a Venus visto desde la Tierra —pero mucho más brillante, por supuesto.

Dada la enorme distancia de Urano al Sol, la luz y calor que le llega es sólo 1/368 de la luz y calor que llegan a la Tierra. Aun así, este Sol reducido a un punto es unas 1250 veces más brillante que la Luna llena para la Tierra. Su magnitud sería -20,5 y sería 40.000.000 veces más brillante que Sirio, la estrella más brillante.

Si alguien, sin ningún conocimiento de astronomía, observara el cielo desde Urano, se daría perfecta cuenta de que el Sol es muy diferente de todas las demás estrellas.

El Sol, tan lejano, no es muy eficaz como fuente de calor para Urano, que tiene una temperatura superficial media de -216° C o de sólo 57º por encima del cero absoluto. Sin embargo, cuando uno de los polos, en el curso de la revolución de Urano, apunta hacia el Sol, su hemisferio está un 20 por 100 más caliente que el otro.

Debido a la forma peculiar en que gira Urano, los polos reciben a lo largo del año uraniano más luz solar que el ecuador. Por eso los polos son la zona más cálida de Urano; aunque quizá la forma más correcta de decirlo sería afirmar que los polos son la zona menos increíblemente glacial.

Los satélites de Urano

En el cielo de Urano no hay planetas brillantes. Saturno es su vecino más próximo y cuando más brillante aparece en el cielo de Urano su magnitud es de sólo 4,5, por lo que tendría aspecto de una estrella bastante pálida.

Sin embargo, además del Sol, hay cinco objetos más brillantes que Saturno y más llamativos que cualquiera de las estrellas del cielo de Urano, pues Urano tiene satélites.

Tras descubrir Urano, Herschel lo vigiló atentamente, y en 1787 percibió dos satélites que giraban a su alrededor. Con el tiempo el interior recibiría el nombre de Titania y el exterior el de Oberón.

Fueron los dos primeros mundos del sistema solar cuyos nombres no estaban tomados de los mitos griegos y romanos. Titania y Oberón eran la reina y el rey de las hadas en el Sueño de una noche de Verano de Shakespeare.

Pero los nombres no eran invención de Shakespeare. Tiranía aparece en el poeta romano Ovidio como segundo nombre de Diana, diosa de la luna. Oberón es una versión francesa de Alberich, rey de los duendes en las leyendas alemanas y escandinavas de la Edad Media, que aparece como gnomo deforme y malicioso en las óperas de Wagner sobre el Anillo de los Nibelungos.

En 1851, el astrónomo inglés William Lassell {1799-1880) descubrió dos satélites más, más próximos a Urano que los de Herschel. Recibieron los nombres de Ariel y Umbriel.

Ariel sigue haciendo alusión a Shakespeare, pues representa otra hada de sus obras; en este caso es un espíritu del aire en La tempestad. Umbriel es también un espíritu, pero no mencionado por Shakespeare. Aparece en la obra épica bufa de Alexander Pope, The Rape of the Lock, y es un espíritu tristón y quejumbroso. Pope inventó el nombre basándose en la palabra latina umbra, que significa «sombra».

Finalmente, en 1948, Kuiper (que descubrió la atmósfera de Titán) detectó un quinto satélite, más cerca de Urano que todos los demás, y lo llamó Miranda. Es el único de los cinco satélites que no lleva nombre de espíritu, pero sigue dentro de la tradición shakesperiana, pues Miranda es la heroína de La tempestad.

No es extraño que el orden de descubrimiento de estos satélites coincida con el de mayor a menor brillo. Titania y Oberón, los dos descubiertos en primer lugar, en su momento de más brillo son de la decimocuarta magnitud. Ariel y Umbriel, la segunda pareja descubierta, son de la decimoquinta magnitud. Miranda, de la decimoséptima.

Todos los satélites de Urano giran en círculos casi perfectos alrededor del planeta, y se mueven exactamente en el plano del ecuador del mismo. Esto quiere decir que el plano de revolución de los satélites es más o menos perpendicular al plano de revolución de Urano alrededor del Sol. Fue este extraño movimiento vertical de los satélites lo que dio a los astrónomos la primera pista de que el eje de Urano estaba tan inclinado.

El sistema de satélites de Urano es bastante compacto (véase tabla 56 y figura 22). Incluso Oberón, el más lejano de los satélites de Urano, está más cerca de Urano que Europa de Júpiter, y casi tan cerca como lo está Rea de Saturno. Si Urano tiene satélites que son asteroides atrapados, como ocurre en el caso de Júpiter y Saturno, son demasiado pequeños para que los veamos a la distancia a que se encuentra Urano —al menos por ahora.

Por la distancia y período de revolución de un satélite se puede calcular la masa del planeta al que da vueltas. Así, sabemos que la masa de Urano es 14,54 veces mayor que la de la Tierra. Pero eso no es ni 1/6 de la masa de Saturno y ni 1/20 de la de Júpiter.

Dado su volumen y masa, la densidad de Urano es 1,21 veces superior a la densidad del agua. Es una densidad bastante mayor que la de Saturno y muy parecida a la de Júpiter.

Pero esto no significa que Urano tenga necesariamente la misma estructura de Júpiter. Este es un planeta mucho mayor y con mucha más masa, y su intenso campo gravitatorio lo comprime mucho más de lo que pueda estar comprimido Urano. Si Urano tiene la mima densidad que Júpiter cuando su compresión es mucho menor, se deduce que Urano debe contener un porcentaje de hidrógeno y helio inferior al de Júpiter y Saturno y un porcentaje superior de las moléculas más masivas que integran los hielos.

Teniendo en cuenta la composición de Urano, podríamos imaginar que está constituido de materia de cometas, que es fundamentalmente hielo, es decir, como si fuera un cometoide gigante, lo mismo que la Tierra y los otros planetas interiores son asteroides gigantescos. Júpiter y Saturno no son ni una cosa ni otra, y se componen de materiales como los que forman el Sol; son estrellas diminutas que no son lo suficientemente grandes como para entrar en ignición nuclear.

Basándose en el espectro de luz reflejada por Urano, Rupert Wildt sugirió en 1932 la existencia de metano en su atmósfera. Urano aparece con un color azul verdoso, probablemente porque su atmósfera contiene grandes cantidades de metano.

Las cifras disponibles sobre las dimensiones y masa de los satélites de Urano son muy poco seguras, pero, por si pueden servir de algo, se indican en la tabla 57.

A diferencia de Júpiter y Saturno (y de la Tierra), Urano no tiene ningún satélite de gran tamaño. El mayor de todos, Titania, no pasa de discreto. La masa total de los cinco satélites de Urano es sólo 1/8 de la de nuestra Luna.

En la tabla 58 vemos el diámetro aparente de los cinco satélites de Urano tal como se ven desde la «superficie» del planeta. De los cinco, cuatro apenas lograrían distinguirse como orbes diminutos. Sólo Ariel tendría claramente forma de disco, con un diámetro aparente que sería un tercio del de la Luna. Sin embargo, estarían iluminados por el lejano Sol, aunque muy débilmente, y si pudiéramos imaginarnos a los astrónomos de Urano observando el cielo, los cinco satélites llamarían la atención no tanto por su tamaño o brillo como por su rápido movimiento por el cielo sobre el fondo de las estrellas fijas.

En el cielo, visto desde cualquiera de los satélites, estaría Urano, al menos si se mirara desde el hemisferio adecuado, pues es muy probable que todos estos satélites, al girar alrededor de Urano, tengan siempre vuelta hacia el planeta la misma cara.

Desde cualquiera de los satélites, el verdoso Urano parecería enorme en comparación con el tamaño de la Luna vista desde la Tierra (véase tabla 59). Sin embargo, al estar iluminado por la luz de un sol distante y pálido, Urano sólo tendría un resplandor suave y no emitiría tanta luz como podríamos pensar a la vista de su tamaño aparente.

Vistas desde los satélites, las fases de Urano serían francamente complicadas.

Durante un largo período, mientras uno de los polos de Urano estuviera orientado hacia el Sol, Urano estaría en la fase media. Ni esto ni la posición del Sol parecería cambiar.

En realidad, Urano no estaría exactamente en la fase media, y al girar el satélite alrededor de Urano lo vería iluminado algo más de la mitad por un lado y algo menos por el otro. El límite entre fases oscilaría con un período igual al de la revolución del satélite.

La oscilación aumenta lentamente, y después de veinte años el Sol se sitúa en un punto donde es eclipsado por Urano en cada una de sus revoluciones. Pero luego Urano inicia todo el ciclo de las fases con cada una de las revoluciones del satélite.

Cuando el Sol comienza a salir de más allá de Urano para dirigirse en dirección opuesta, la oscilación del límite entre fases comienza a descender de nuevo, por lo que tras otros veinte años, más o menos, Urano vuelve a situarse casi en la fase media, pero ahora iluminado desde la otra dirección.

El cambio comienza entonces a producirse en dirección contraria, hasta que vuelve a la situación original. El ciclo completo dura cuarenta y ocho años. Desde Urano el único satélite que es lo suficientemente grande como para tener fases más o menos claras, Ariel, sigue un esquema parecido pero en miniatura.

Los anillos de Urano

En 1973, el astrónomo inglés Gordon Taylor calculó que Urano se iba a colocar delante de una estrella de magnitud nueve, SAO 158.687. No es frecuente que un planeta se coloque delante de una estrella brillante, aun cuando sólo sea de magnitud nueve (demasiado débil para detectarla a simple vista), y la noticia resultaba de gran interés.

Inmediatamente los astrónomos hicieron preparativos para observar esta «ocultación» que se había previsto para cuatro años más tarde, el 10 de marzo de 1977. Al acercarse Urano a la estrella y pasar por delante de ella, la luz de la estrella atravesaría los límites superiores de la atmósfera de Urano. Al principio la luz de la estrella atravesaría una región de un gas tan tenue que apenas se vería afectada. Sin embargo, al avanzar Urano la luz iría atravesando regiones de la atmósfera cada vez más densas e iría perdiendo brillo hasta quedar totalmente oscura. Al ir pasando Urano, iría apareciendo la estrella, adquiriendo cada vez más brillo hasta recuperar todo el brillo original.

La forma en que la luz estelar fuera apagándose progresivamente en un lado y aumentando en el contrario podría decir a los astrónomos algo sobre la temperatura, presión y composición de la atmósfera de Urano.

El 10 de marzo de 1977, James L. Elliot, de Cornell University, y varios colaboradores subieron a un avión que los llevó por encima de la baja atmósfera, evitando así sus efectos deformadores y oscurecedores. Y allí se prepararon para observar la ocultación.

Antes de que Urano llegara a la estrella, la luz de ésta se redujo durante unos siete segundos y luego volvió a brillar. La intensidad de la luz se midió con un instrumental muy sensible y no había posibilidad de error.

Evidentemente, algo invisible se había situado delante de la estrella y había bloqueado momentáneamente la luz. Podía ser un pequeño satélite, tan pequeño que no se pudiese detectar y que estaba más cerca de Urano que Miranda. En ese caso, era mucha coincidencia que el satélite hubiera seguido su órbita de manera que quedara situado exactamente entre la estrella y la Tierra.

Pero luego, mientras Urano seguía aproximándose a la estrella hubo otros cuatro breves episodios de oscurecimiento cada uno de un segundo. ¿Eran otros cuatros satélites, todavía más pequeños, que habían conseguido situarse en medio de la luz de la estrella? Tal coincidencia era increíble.

Urano pasó finalmente por delante de la estrella, y mientras el planeta se alejaba por el otro lado se produjo el mismo oscurecimiento de la luz pero al revés: cuatro veces cada una de un segundo y luego una quinta que duró siete segundos. (Otros astrónomos que estudiaron a Urano al mismo tiempo también observaron el oscurecimiento.)

La única forma de explicar lo que había ocurrido era hablar, no de satélites, sino de anillos. Urano tenía anillos, como Saturno, sin que nadie hubiera logrado verlos antes. Parecían ser cinco anillos, pero el examen más detenido de otra estrella, todavía menos brillante, delante de la cual pasó Urano el 10 de abril de 1978, reveló un total de nueve. El más interior está a 42.000 kilómetros del centro de Urano, y el más exterior a 50.800 kilómetros.

En comparación con el radio de Urano, el sistema de anillos estaba situado entre 1,62 y 1,96 veces dicho radio, quedando claramente dentro del límite de Roche, como era de esperar (véase figura 23).

¿Por qué se había tardado tanto tiempo en descubrir los anillos de Urano?

Primero, porque Urano está muy lejos. La distancia total que ha de atravesar la luz para ir del Sol a Urano y volver a la Tierra es cuatro veces mayor que la distancia que debe recorrer para ir del Sol a Saturno y volver a la Tierra. En igualdad de condiciones, el sistema de anillos de Urano sólo tendría 1/16 del brillo del de Saturno.

Segundo, porque no se daba esa igualdad de condiciones. Los anillos de Urano eran muy estrechos. Los más finos, que oscurecieron la estrella sólo un segundo cada uno, eran de unos 12 kilómetros de ancho o menos, y el más ancho, el que la oscureció durante 7 segundos, tenía unos 85 kilómetros de anchura. En total, la anchura de los anillos de Urano es de unos 170 kilómetros, en comparación con los 57.000 kilómetros de anchura que tienen en total los anillos de Saturno.

Tercero, porque el material de los anillos de Urano no está tan apretado como el que hay dentro de los anillos de Saturno. Al pasar detrás de los anillos de Urano, la estrella no quedaba totalmente oculta, simplemente se oscurecía.

Cuatro, porque los anillos de Urano no tienen la misma composición que los de Saturno. Estos últimos reflejan más de la mitad de la luz que llega a ellos, y están compuestos, probablemente, de partículas heladas. Los anillos de Urano reflejan menos de una vigésima parte de la luz que llega hasta ellos y deben estar formados por partículas de roca oscura.

Acumulando todas estas diferencias —distancia, anchura, densidad y albedo— podríamos calcular que el total de luz que nos llega desde los anillos de Urano es sólo 1/3.000.000.000 de la luz que nos llega desde los anillos de Saturno.

No es de extrañar que los astrónomos tardaran tanto tiempo en localizar los anillos de Urano. Si no hubiera sido por la afortunada coincidencia de que Urano se pusiera delante de una estrella no demasiado oscura, quizá seguiríamos sin tener conocimiento de su existencia.