No es exagerado decir que la revolución copernicana cambió fundamentalmente nuestra forma de pensar sobre nuestro lugar en el universo. En la antigüedad, la gente creía que la Tierra era el centro del sistema solar y del universo, mientras que ahora sabemos que estamos en uno de los muchos planetas que orbitan alrededor del sol.
Pero este cambio de visión no se produjo de la noche a la mañana. Por el contrario, se necesitó casi un siglo de nuevas teorías y cuidadosas observaciones, a menudo utilizando matemáticas simples e instrumentos rudimentarios, para revelar nuestra verdadera posición en los cielos.
Podemos obtener información sobre cómo se desarrolló este profundo cambio mirando las notas reales dejadas por los astrónomos que contribuyeron a él. Estas notas nos dan una pista sobre el trabajo, las ideas y el genio que impulsaron la revolución copernicana.
Estrellas errantes
Imagina que eres un astrónomo de la antigüedad, explorando el cielo nocturno sin la ayuda de un telescopio. Al principio, los planetas no se distinguen realmente de las estrellas. Son un poco más brillantes que la mayoría de las estrellas y titilan menos, pero por lo demás parecen estrellas.
En la antigüedad, lo que realmente distinguía a los planetas de las estrellas era su movimiento a través del cielo. De noche en noche, los planetas se desplazaban gradualmente con respecto a las estrellas. De hecho, «planeta» deriva del griego antiguo para «estrella errante».
Y el movimiento planetario no es sencillo. Los planetas parecen acelerarse y ralentizarse al cruzar el cielo. Los planetas incluso invierten temporalmente su dirección, mostrando un «movimiento retrógrado». ¿Cómo puede explicarse esto?
Los epiciclos de Ptolomeo
Los antiguos astrónomos griegos elaboraron modelos geocéntricos (centrados en la Tierra) del sistema solar, que alcanzaron su cima con la obra de Ptolomeo. Este modelo, procedente de una copia árabe del Almagesto de Ptolomeo, se ilustra arriba.
Ptolomeo explicaba el movimiento planetario mediante la superposición de dos movimientos circulares, un gran círculo «deferente» combinado con un círculo «epiciclo» más pequeño.
Además, el deferente de cada planeta podía estar desplazado respecto a la posición de la Tierra y el movimiento constante (angular) alrededor del deferente podía definirse utilizando una posición conocida como ecuante, en lugar de la posición de la Tierra o del centro del deferente. ¿Entendido?
Es bastante complejo. Pero, a su favor, el modelo de Ptolomeo predijo las posiciones de los planetas en el cielo nocturno con una precisión de unos pocos grados (a veces mejor). Y así se convirtió en el principal medio para explicar el movimiento planetario durante más de un milenio.
El cambio de Copérnico
En 1543, año de su muerte, Nicolás Copérnico inició su revolución homónima con la publicación de De revolutionibus orbium coelestium (Sobre las revoluciones de las esferas celestes). El modelo de Copérnico para el sistema solar es heliocéntrico, con los planetas girando alrededor del sol en lugar de la Tierra.
Quizás la pieza más elegante del modelo copernicano es su explicación natural del cambiante movimiento aparente de los planetas. El movimiento retrógrado de planetas como Marte no es más que una ilusión, causada por la Tierra que «adelanta» a Marte cuando ambos orbitan alrededor del sol.
El bagaje ptolemaico
Desgraciadamente, el modelo copernicano original se cargó el equipaje ptolemaico. Los planetas copernicanos seguían recorriendo el sistema solar mediante movimientos descritos por la superposición de movimientos circulares. Copérnico se deshizo de la equitativa, que despreciaba, pero la sustituyó por el epiciclote, matemáticamente equivalente.
El astrónomo-historiador Owen Gingerich y sus colegas calcularon las coordenadas planetarias utilizando los modelos ptolemaicos y copernicanos de la época, y encontraron que ambos tenían errores comparables. En algunos casos, la posición de Marte tiene un error de 2 grados o más (mucho mayor que el diámetro de la Luna). Además, el modelo copernicano original no era más sencillo que el modelo tolemaico anterior.
Como los astrónomos del siglo XVI no tenían acceso a los telescopios, a la física newtoniana y a la estadística, no les resultaba obvio que el modelo copernicano fuera superior al tolemaico, aunque situara correctamente el sol en el centro del sistema solar.
Llega Galileo
Desde 1609, Galileo Galilei utilizó el recién inventado telescopio para observar el sol, la luna y los planetas. Vio las montañas y los cráteres de la Luna, y por primera vez reveló que los planetas eran mundos por derecho propio. Galileo también aportó pruebas fehacientes de que los planetas orbitaban alrededor del sol.
Las observaciones de Galileo sobre Venus fueron especialmente convincentes. En los modelos tolemaicos, Venus permanece entre la Tierra y el sol en todo momento, por lo que deberíamos ver sobre todo el lado nocturno de Venus. Pero Galileo pudo observar el lado diurno de Venus, lo que indica que Venus puede estar en el lado opuesto al sol de la Tierra.
La guerra de Kepler con Marte
Los movimientos circulares de los modelos ptolemaico y copernicano daban lugar a grandes errores, sobre todo en el caso de Marte, cuya posición predicha podía tener un error de varios grados. Johannes Kepler dedicó años de su vida a entender el movimiento de Marte, y resolvió este problema con un arma muy ingeniosa.
Los planetas repiten (aproximadamente) la misma trayectoria mientras orbitan alrededor del sol, por lo que vuelven a la misma posición en el espacio una vez cada período orbital. Por ejemplo, Marte vuelve a la misma posición en su órbita cada 687 días.
Como Kepler conocía las fechas en las que un planeta estaría en la misma posición en el espacio, podía utilizar las diferentes posiciones de la Tierra a lo largo de su propia órbita para triangular las posiciones de los planetas, como se ilustra arriba. Kepler, utilizando las observaciones pre-telescópicas del astrónomo Tycho Brahe, fue capaz de trazar las trayectorias elípticas de los planetas mientras orbitaban alrededor del sol.
Esto permitió a Kepler formular sus tres leyes del movimiento planetario y predecir las posiciones de los planetas con mucha más precisión de lo que era posible hasta entonces. De este modo, sentó las bases de la física newtoniana de finales del siglo XVII y de la notable ciencia que le siguió.
El propio Kepler captó la nueva visión del mundo y su significado más amplio en la obra Astronomia nova (Nueva Astronomía) de 1609:
Para mí, sin embargo, la verdad es aún más piadosa, y (con el debido respeto a los doctores de la Iglesia) demuestro filosóficamente no sólo que la Tierra es redonda, no sólo que está habitada en las antípodas, no sólo que es despreciablemente pequeña, sino también que es llevada entre las estrellas.
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