Curiosidades

La escala nació con Hiparco, que llamó «de primera magnitud» a las estrellas más vistosas y «de sexta» a las que apenas se distinguían. Era una clasificación a ojo, sin números detrás. En 1856 Norman Pogson propuso fijarla: definió que una diferencia de cinco magnitudes equivaliera a un factor exacto de cien en la luz recibida, de modo que cada magnitud es un factor 2,512 (la raíz quinta de cien). Aquella convención es la que seguimos usando.

Como la escala se ancló a las estrellas que ya tenían nombre, los astros muy brillantes se salieron por abajo y les tocaron números negativos: Sirio está en magnitud −1,46 y la Luna llena en −12,74. En el otro extremo, el límite del ojo humano ronda la magnitud 6 en un cielo oscuro, y unos prismáticos modestos abren la puerta a varias magnitudes más.

Las fichas de la NASA dan magnitud aparente −26,74 para el Sol y −12,74 para la Luna llena. La resta es limpia: catorce magnitudes justas, que en la escala de Pogson equivalen a 10 elevado a 14/2,5, es decir, unas 398 000 veces. Dicho de otro modo, harían falta cerca de cuatrocientas mil lunas llenas para igualar la luz que nos manda el Sol.

Ese abismo explica dos cosas cotidianas. La primera, que la Luna llena moleste tanto para observar galaxias y nebulosas y en cambio no ilumine el paisaje ni de lejos como el día. La segunda, la regla de seguridad más importante de la afición: al Sol no se le mira nunca sin un filtro solar homologado y bien sujeto, ni a simple vista ni, mucho menos, con prismáticos o telescopio.

Los números están en las fichas de la NASA. El radio medio del Sol es de 695 700 km y el de la Luna, de 1 737,4 km: la razón es 400,4. La distancia media al Sol son 149,6 millones de kilómetros y a la Luna, 384 400 km: la razón es 389,2. Que ambas cifras se parezcan tanto es lo que permite que la Luna tape el disco solar justo, sin sobrar ni faltar apenas.

Como la órbita lunar es elíptica, el ajuste no siempre sale a favor. Cuando la Luna está cerca de su apogeo, su disco es demasiado pequeño para cubrir el solar y queda un anillo de luz: es el eclipse anular, como el que se verá desde parte de España el 26 de enero de 2028. Cuando está más cerca, la totalidad es posible, y entonces aparece la corona solar, invisible en cualquier otra circunstancia.

Los astronautas del programa Apollo instalaron paneles de retrorreflectores —espejos que devuelven la luz exactamente por donde vino— y las sondas soviéticas Lunojod dejaron otros dos. Desde entonces, observatorios como el de Apache Point o el de la Costa Azul lanzan pulsos láser, cronometran el eco y miden la distancia Tierra-Luna con precisión de milímetros. El resultado, según el JPL, es que la separación crece 3,8 cm cada año.

La causa son las mareas: la Luna tira de los abultamientos oceánicos de la Tierra, esa fricción frena poquísimo nuestra rotación y el momento angular que se pierde aquí se lo lleva la Luna, que se aleja. El experimento sigue funcionando medio siglo después sin necesitar energía, y de paso ha servido para poner a prueba la relatividad general.

El aire es más denso abajo que arriba, así que los rayos que llegan rasantes se curvan y nos hacen ver los astros más altos de lo que están. El Observatorio Naval de Estados Unidos adopta un valor estándar de 34 minutos de arco de refracción en el horizonte para calcular ortos y ocasos. Como el radio aparente del Sol es de unos 16 minutos, el instante oficial del ocaso corresponde a un Sol cuyo centro geométrico ya está 50 minutos por debajo del horizonte.

La misma refracción achata el disco: la parte inferior se levanta más que la superior y el Sol y la Luna se ven ovalados al salir y al ponerse. Y regala unos minutos extra de luz cada día, arriba y abajo, que no le corresponderían por pura geometría.

Entre el ocaso y la oscuridad real hay tres escalones, definidos por la altura del centro del Sol bajo el horizonte: crepúsculo civil hasta −6° (aún se lee en la calle), náutico hasta −12° (se distingue la línea del mar) y astronómico hasta −18°, el punto a partir del cual la luz solar dispersa deja de competir con la de las estrellas. Solo entonces el cielo está del todo listo para objetos débiles.

Las horas de arriba están calculadas con astronomy-engine para nuestra latitud, 40,455° N. En pleno verano la noche astronómica dura menos de cinco horas; el 21 de diciembre de 2026, en cambio, empieza a las 19:29 y se prolonga hasta las 6:56. Es una de las razones por las que las sesiones de cielo profundo cunden mucho más en invierno, aunque se pase frío.

La NASA lo resume sin rodeos: las fotografías demuestran que la Luna mide lo mismo cerca del horizonte que en lo alto, y que la diferencia está en cómo procesa nuestro cerebro la escena, probablemente por la comparación con árboles, tejados y montañas. Pese a que la ilusión se conoce desde hace milenios, todavía no hay una explicación cerrada.

La ironía es que, si acaso, la Luna del horizonte es un pelín más pequeña: cuando la vemos allí estamos casi un radio terrestre más lejos de ella que cuando la tenemos sobre la cabeza. Lo que sí cambia de verdad es el color, más anaranjado abajo, porque su luz atraviesa mucho más aire. Truco para comprobarlo: mírala del revés entre las piernas, o tápala con la uña del meñique con el brazo estirado, arriba y abajo.

Una estrella está tan lejos que llega como un punto sin dimensiones: basta que las bolsas de aire de la atmósfera, con temperaturas y densidades distintas, actúen como lentillas caprichosas para que su luz baile en brillo y en color. Es el centelleo, o centelleo atmosférico, y se acentúa cuando el astro está bajo, porque su luz atraviesa más aire.

Los planetas, en cambio, están aquí al lado y muestran un disco diminuto pero real. Ese disco es un mosaico de muchos puntos, cada uno centelleando por su cuenta, y el promedio suaviza el efecto: por eso Júpiter o Saturno lucen con una luz serena. Cuando alguien pregunta si ese punto brillante del atardecer es una estrella o un planeta, mirar si tiembla es el primer indicio.

Se llama seeing a la borrosidad que la turbulencia del aire impone a las imágenes astronómicas: mide el tamaño en que se difumina la imagen de una estrella puntual. El ESO publica las estadísticas de su observatorio de Paranal, en el desierto de Atacama, y el percentil 50 está en 0,72 segundos de arco. Es un valor excelente; en un jardín de la meseta, con aire revuelto y calor devuelto por el suelo, la situación es bastante peor.

Ese límite, y no el tamaño del espejo, es lo que suele mandar en la nitidez de un telescopio grande desde tierra. Para esquivarlo hay dos caminos: salir de la atmósfera, como el Hubble o el James Webb, o corregirla en tiempo real deformando un espejo cientos de veces por segundo, que es lo que hace la óptica adaptativa. Para el aficionado hay un tercero, más humilde: esperar a las noches de aire quieto y observar cuando el objeto está alto.

La agudeza visual normal, la que llamamos 20/20, corresponde a un ángulo mínimo de resolución de un minuto de arco, es decir, la sexagésima parte de un grado. Ese es el detalle más fino que el ojo puede distinguir en condiciones buenas, y explica muchas cosas del cielo. El disco de Júpiter, en las oposiciones más cercanas, alcanza unos 49,9 segundos de arco (cálculo propio con astronomy-engine a partir de su radio ecuatorial y la distancia mínima Tierra-Júpiter): se queda justo por debajo del umbral, así que lo vemos como un punto muy brillante.

La Luna, en cambio, abarca unos 1 896 segundos de arco, más de medio grado, unas treinta veces el límite del ojo: por eso distinguimos sus manchas oscuras sin ningún instrumento. Y unos prismáticos corrientes multiplican por siete o por diez la resolución angular, lo justo para que aparezcan las cuatro lunas galileanas de Júpiter alineadas, tal como las vio Galileo en 1610.

Messier 31 brilla en magnitud 3,1 y, según la NASA, se distingue a simple vista incluso desde lugares con contaminación lumínica moderada. No se ve como en las fotografías: aparece como una manchita alargada y difusa, más fácil de captar con visión desviada que mirándola de frente, porque su luz está repartida en un área varias veces mayor que la Luna llena.

Es una galaxia espiral comparable a la nuestra y la gran vecina de la Vía Láctea. Cuando la miramos estamos recibiendo fotones que salieron de allí hace 2,5 millones de años, antes de que existiera nuestra especie. Desde Torrejón se busca en las noches de otoño, en lo alto, aprovechando que la constelación de Andrómeda cuelga del cuadrado de Pegaso.

Con magnitud 5,38 en el mejor de los casos, Urano queda dentro del alcance teórico del ojo humano, que llega hasta magnitud 6 aproximadamente bajo un cielo oscuro. El problema no es tanto verlo como reconocerlo: es un punto débil más entre miles, y su movimiento es tan lento —tarda 84 años en dar una vuelta al Sol— que nadie lo distinguió de una estrella durante siglos.

La NASA recuerda que Urano fue el primer planeta descubierto con ayuda de un telescopio: lo identificó William Herschel en 1781. Para intentar cazarlo hoy hace falta una noche sin Luna, un cielo limpio y una carta detallada con su posición; con prismáticos aparece de inmediato, y un telescopio pequeño muestra un disco diminuto de color verdeazulado.