ASTRONOMIA

La astronomía (del griego: αστρονομία = άστρον + νόμος, etimológicamente el "conocimiento de las estrellas") es la ciencia que estudia los astros a partir de la información que nos llega de ellos a través de la radiación electromagnética

La astronomía griega

Eudoxo

Astrónomo y matemático griego (408-355 a.C.) nacido en Cnido, se le atribuye el descubrimiento que supone que el año solar tiene 6 horas más de los 365 días, aunque este conocimiento será muy anterior. Además se le considera el primero que establece un sistema que explica los movimientos del sol y los planetas, intentando dar cuenta de las irregularidades manifiestas de los movimientos planetarios. Supone que la tierra permanece inmóvil en el centro, y el resto de los planetas y el sol son formas esféricas que ejecutan movimientos circulares alrededor de ella. De esta forma considera tres esferas para el sol y la luna y cuatro para cada uno de los cinco planetas, con diferentes ejes de giro. Estas esferas estaban situadas unas dentro de otras, todas ellas concéntricas con la tierra. Así se explicaban los retardos y los bucles de los planetas, así como los movimientos oblicuos a lo largo de la eclíptica. Eudoxo consigue así explicar de una manera primaria los fenómenos celestes conocidos entonces, aunque trata por separado los movimientos de los planetas,uno a uno,pero nunca todos juntos. Por tanto, no puede calificarse su explicación como un modelo astronómico propiamente dicho, sino únicamente bajo la perspectiva de quien desea sólo comprender lo que observa.
torno al 340 a.C., Aristóteles afirma que la Tierra es redonda, no plana, y da tres argumentos a favor de esta tesis:

1. En los eclipses lunares siempre se observa que la sombra de la Tierra sobre la Luna tiene forma de arco de circunferencia.
2. La diferencia en la posición aparente de la estrella Polar entre Grecia y Egipto, que incluso le permite hacer un cálculo del tamaño de la Tierra en 400000 estadios, aproximadamente unos 80000 km. de circunferencia (el doble del tamaño real).
3. En el mar cuando un barco aparece en el horizonte se ven primero las velas y posteriormente el casco del barco.

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.

Copérnico

Astrónomo polaco (1473-1543) que, estudiando los movimientos del Sol, la Luna y los planetas, intenta encontrar un modelo cosmológico inteligible de todo el Universo. Es decir, sigue la senda de sus predecesores, que ya lo buscaban descontentos, sin duda, con una explicación que se limitaba a predecir y describir fenómenos con inventos matemáticos arbitrarios. En suma, pretendía dar un modelo cosmológico al cómputo matemático de Ptolomeo. Hay dos hechos que llaman la atención de Copérnico en cuanto que le sugieren cierta dependencia de los movimientos planetarios con el sol:

• La revolución del sol y de los centros de los epiciclos de Mercurio y Venus por el zodíaco, empleaban el mismo tiempo (un año).
• El período epicíclico de los planetas externos era idéntico a su período sinódico.

Por tanto, estudia la posibilidad de que la deferente de Mercurio y Venus y los epiciclos de los restantes, representan sencillamente la órbita de la tierra. Propone entonces un sistema heliocéntrico que se caracteriza por:

• Una relativa facilidad en explicar el movimiento retrógrado de los planetas y en mostrar por qué sus posiciones relativas al sol determinaban tal movimiento.
• Proporcionaba una base sobre la que determinar las distancias al sol y a la tierra.
• Su carácter interconexo: las posiciones planetarias en cualquier momento son simultáneamente explicables en tal configuración.
• Su teoría lunar es más simple. Los enormes cambios en la paralaje lunar del modelo de Ptolomeo se evitan en el nuevo sistema, oscilando entre 28´45" y 37´34".

Las objeciones que cabría hacerle a este sistema son:

1. Ausencia de cualquier paralaje anual de las estrellas fijas.
2. No explica de manera satisfactoria las considerables variaciones de las velocidades angulares de los planetas en sus órbitas.
3. No elabora un sistema físico viable y adecuado al tipo de problemas que presenta una tierra en movimiento.

La gran aportación del sistema de Copérnico se concreta en dos ideas:

1. Una modificación de las ideas vigentes en la época acerca de la naturaleza de la materia, de los planetas, del sol, de la luna y de las estrellas.
2. Una modificación acerca de la naturaleza y acciones de la fuerza en relación con el movimiento, es decir, de la física aristotélica imperante entonces.

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