THE BLOG DEL LIBREPENSADOR

Además
establece que la Tierra está quieta y el Sol, la Luna, los planetas y
las estrellas se mueven en órbitas circulares y con velocidad uniforme
alrededor de ella,ya que el movimiento circular, al ser el más perfecto
que existe, es el que debe gobernar los cielos. Sus argumentos sobre la
condición y posición de la Tierra le llevan a pensar que no pueden ser
simple consecuencia del movimiento de los cielos: la circunferencia de
un círculo determina las propiedades de su centro; el cosmos es
esférico, luego la tierra ha de ser esférica. Además argumenta que la
Tierra es el centro del Universo de la siguiente manera: los cuerpos
pesados no caen en líneas paralelas, sino en líneas que convergen en su
centro. Los cuerpos que se proyectan directamente hacia arriba caen
hacia abajo al punto del cual partieron, por tanto, la Tierra ni está
en movimiento ni está en ningún sitio que no sea el centro. Además para
Aristóteles las esferas de Eudoxo tienen existencia real: el hecho de
ser inteligibles garantizaba su existencia y consideraba a
estas esferas como cuerpos cristalinos tridimensionales, partes de la
maquinaria física que mantenía en movimiento los cuerpos celestes. Sin
embargo, Aristóteles se niega a considerar solo como descriptivos los
cálculos especulativos de Eudoxo
y Calipo, ya que para él tendrían sentido estos cálculos al unir todos
los movimientos de todas las esferas, construyendo así una maquinaria
cosmológica única y comprensible. Por ello Aristóteles intenta evitar
en este modelo que los movimientos de las esferas externas arrastren a
los sistemas de las esferas interiores, insertando una serie de esferas
antigiratorias entre las esferas de un sistema planetario y el
inmediatamente inferior.Un total de 55 esferas cumplen el objetivo
fundamental: la potencia motriz trabaja desde el exterior hacia el
centro.

Aristarco de Samos

Astrónomo griego nacido en la isla de Samos en el 310 a.C. y muerto alrededor del 230 a.C., contemporáneo de Euclides.
Fue seguramente el primer astrónomo conocido que defiende una idea heliocéntrica
del Universo: la Tierra, los planetas y mucho más lejos las estrellas
giran alrededor del Sol. Aristarco no conocía las distancias de la
Tierra a la Luna y al Sol, pero fue capaz de calcular su proporción. Su
idea está basada en cómo se producen las fases de la Luna: ésta
no tiene luz propia sino que la recibe del Sol y la refleja hacia
nosotros, de tal forma que sólo se ilumina una mitad de su superficie
esférica mientras que la otra mitad permanece en la oscuridad. Por otra
parte, Aristarco dedujo, a partir del tamaño de la sombra de la Tierra
sobre la Luna durante un eclipse lunar, que el Sol tenía que ser mucho
mayor que la Tierra y que además tenía que estar a una distancia muy
grande. El Sol, al estar tan lejos, ilumina a la Luna prácticamente con
un haz de rayos paralelos. Analicemos en qué fase de la Luna ven distintos observadores en la Tierra según su posición:

• En P1 el observador ve toda la parte iluminada de la Luna, es decir, está viendo la luna llena.
• En P2 ve bastante parte iluminada y un poco no iluminada, es decir, esta última invisible para este observador.
• En P3 ve poca parte iluminada y bastante sin iluminar.
• En P4 no ve nada en absoluto, puesto que sólo ve parte no iluminada de la Luna, es decir, está viendo la luna nueva.

Podemos preguntarnos, ¿en qué posición el observador ve una media luna?:
cuando tenga en su campo de visión una mitad del hemisferio iluminado y
una mitad del hemisferio sin iluminar, es decir, cuando esté en algún
punto de la línea EE´. En fin, un observador en la Tierra ve una media luna sólo cuando el ángulo
sea un ángulo recto. Para medir este ángulo hay que observar a la vez
el Sol y la Luna cuando ésta es visible de día, especialmente cerca de
la puesta del sol o de su salida. Algunas veces, en estas condiciones,
la Luna está en fase de media luna (cuarto creciente o cuarto
menguante), entonces medimos , que llamaremos ß (beta) a partir de ahora.

La
primera observación de Aristarco, sin realizar medida alguna, fue muy
curiosa: puesto que la hipotenusa de un triángulo rectángulo es el lado
más grande, dedujo que el Sol está más lejos de la Tierra que la Luna.
También dedujo que el Sol debía ser mucho más grande que la Luna, ya
que estando más lejos tenía el mismo tamaño aparente desde la Tierra.
Al medir ß, se determina el tercer ángulo (el complementario de ß), de
forma que se conoce la figura pero no el tamaño del triángulo
. Por tanto, aunque la longitud verdadera de cualquier lado no está
determinada, la proporción de cualquier par de lados sí que lo está. La
proporción de las distancias LT(Luna-Tierra),ST(Sol-Tierra) nos la da el coseno del ángulo ß:

Aristarco midió un ángulo ß de 87º, con lo que:

Es decir, Aristarco dedujo que el Sol está 19 veces más lejos de nosotros que la Luna. Sin embargo, actualmente se conoce que el Sol está 389
veces más lejos de la Tierra que la Luna. ¿Por qué fue entonces tan
inexacto el resultado de Aristarco?. Seguramente por dos razones:

• ß es casi de 90º, y para este ángulo un pequeño error es crítico (compruébalo con la calculadora).
• A
  simple vista no puede establecerse con precisión cuándo está la Luna en
  la fase de media luna, así como localizar con exactitud los centros del
  sol y la luna.

En definitiva, no importa tanto el que
Aristarco utilizase datos imprecisos y consiguiera respuestas
imperfectas. Lo que realmente sí asombra es que su método fuese tan
sencillo, claro y correcto; de manera que si luego se disponía de
mejores observaciones podrían darse respuestas más precisas.
Astrónomo griego de Nicea (190-120 a.C.) que, se le conoce principalmente porque elaboró un catálogo de más de 1000 estrellas. Además estudiando observaciones muy anteriores, descubre la precesión de los equinoccios.
Descubre así mismo la distinta duración de las estaciones, lo que le
lleva a pensar en la idea de una velocidad variable del Sol en su
movimiento alrededor de la Tierra, y observa también que la velocidad
de la Luna era a su vez variable en las cuadraturas. Para explicar la
variación en la duración estacional, utiliza los modelos de Apolonio,
con dos argumentos distintos: el uso de epiciclos y el uso de
excéntricas. Estas explicaciones son de carácter predictivo, con un
margen de error de 1º.

Ptolomeo

Nació en Grecia (87-170
d.C.) y trabajó en Alejandría la mayor parte de su vida. Compiló todo
el saber astronómico de su época en los trece tomos de su Mathematike syntaxis, más conocida por Megale syntaxis. Escrita en griego originalmente, es traducida al árabe (al-Majisti) y posteriormente transcrita al latín en la Europa medieval con el nombre de Almagesto. Utiliza el modelo geocéntrico heredado de Aristóteles:

• La
  Tierra en el centro y ocho esferas rodeándola. En ellas estarían la
  Luna, el Sol, las estrellas y los cinco planetas conocidos en aquel
  tiempo: Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno.
• Los
  planetas se movían en círculos más internos engarzados a sus
  respectivas esferas. La esfera más externa era la de las estrellas
  fijas, las cuales siempre permanecían en las mismas posiciones
  relativas, las unas con respecto a las otras, girando juntas a través
  del cielo.

Este modelo no describía con claridad que había
detrás de la última esfera, pero desde luego no era parte del universo
observable por el ser humano. Utiliza el sistema de epiciclos iniciado
por Hiparco
y Apolonio. Como resultado dela combinación de epiciclos y deferentes,
obtiene una curva que explica los puntos estacionarios y las
retrogradaciones. Para que el movimiento esté conforme con la
observación, es necesario escoger el tamaño relativo del epiciclo y el
deferente; y cuando sea necesario, las velocidades relativas de
rotación de ambos círculos.
Basa sus cálculos en el plano de la eclíptica y para acomodar ciertas
variaciones en latitud, inclina los planos orbitales de las deferentes
de Marte, Júpiter y Saturno. Para Ptolomeo la Tierra no tiene
necesariamente que encontrarse en el centro del deferente, de tal forma
que éste podría ser excéntrico. Por otra parte, introduce el mecanismo
del ecuante, necesario para explicar los cambios aparentes de velocidad
en las órbitas de los planetas. El sistema de Ptolomeo presenta algunas
dificultades:

• La explicación del movimiento de la Luna, sobre
  todo con el tamaño aparente que debería presentar en las cuadraturas:
  Ptolomeo debía suponer que la Luna seguía un camino que la situaba en
  algunos instantes dos veces más cerca de la Tierra que en otras, por lo
  que habría veces que la Luna debería aparecer con tamaño doble del que
  realmente tiene.
• Aceptaba la suposición arbitraria de que los
  centros de los epiciclos de Venus y Mercurio estaban permanentemente
  fijos en una línea trazada desde la Tierra al Sol; o sea, los
  deferentes de ambos planetas, al igual que el sol, se movían una vez
  cada año alrededor de la Tierra.
• Las predicciones de las posiciones planetarias se apoyaban en medidas de ángulos, no de distancias.

Por
todo ello, Ptolomeo no se comprometió con la cuestión de la existencia
de los epiciclos y deferentes de los cielos, así consideraba su sistema
como un modelo del funcionamiento del Universo y no como su verdadera
imagen.
Astrónomo alemán (1571-1630), publica en 1596 su obra Mysterium cosmographicum que le pondrá en contacto con Tycho Brahe. Tras la muerte de éste, pasó a ocupar el puesto de astrónomo de la Corte Imperial y evaluó las observaciones que había hecho Brahe de Marte. En 1609 apareció su Astronomia nova con las dos primeras leyes del movimiento planetario (ley de la elipse y ley de las áreas). La tercera ley estaba contenida en Harmonices mundi. Con ellas da un modelo que explica adecuadamente los movimientos de los planetas, incluida su retrogradación. Las leyes enunciadas por Kepler sobre el movimiento de los planetas son las siguientes:

1. Los planetas se mueven sobre elipses, con el Sol en uno de sus focos.
2. La línea de unión planeta-Sol (llamada también radio vector) barre áreas iguales en tiempos iguales (ley de las áreas).
3. El cuadrado del período de revolución de un planeta es proporcional al cubo de su distancia media al Sol.

En 1611 apareció su Dioptrik, con las bases numéricas y ópticas del telescopio astronómico (o de Kepler). En 1627 se publicaron las Tablas rodolfinas,
que constituyen la base de todos los cálculos de órbitas planetarias
hasta bien entrado el siglo XVII. En suma, Kepler prepara el camino a
un descubrimiento fundamental: la ley de la gravitación universal de Newton,
ya que una fuerza de atracción entre el Sol y un planeta proporcional a
sus masas y, sobre todo, inversamente proporcional al cuadrado de la
distancia que los separa, explicaba el hecho de que el planeta(más ligero) girase en una órbita elíptica alrededor del Sol, con éste en uno de sus focos.