Hitos de la Astronomía: La Evolución de los Modelos del Universo

Aristóteles (384 – 322 a.C.)

• Propuso que los cuerpos celestes giran en esferas concéntricas a la de la Tierra.
• Defendió la existencia de cuatro elementos (tierra, agua, aire, fuego) más un quinto elemento, el éter, para los cielos.
• Su modelo explicaba los movimientos observados en la superficie terrestre.
• Observaciones clave que su modelo debía abordar:
  • Movimiento retrógrado de los planetas.
  • Variaciones del brillo de los planetas.

Claudio Ptolomeo (siglo II d.C.)

• Desarrolló un modelo geocéntrico con modificaciones complejas.
• Su sistema lograba resolver los problemas observados en los movimientos planetarios.
• Propuso que los planetas realizaban dos tipos de movimientos principales:
  • Epiciclos: Pequeñas órbitas circulares sobre una órbita mayor.
  • Deferentes: La órbita principal alrededor de la Tierra.

Aristarco de Samos (siglo III a.C.)

• Recogió ideas expuestas por Heráclides Póntico (siglo anterior).
• Propuso que la Tierra tenía dos movimientos:
  • Rotación diaria sobre su eje.
  • Traslación anual alrededor del Sol (modelo heliocéntrico).
• Su teoría fue rechazada en favor del modelo geocéntrico de Aristóteles.
• Una de las razones del rechazo fue la ausencia de observaciones que demostraran el paralaje estelar (el aparente cambio de posición de una estrella cercana debido a la traslación terrestre).

Nicolás Copérnico (1543)

• Su obra principal, "De revolutionibus orbium coelestium" (Sobre las revoluciones de las esferas celestes), constaba de seis libros.
• Esta publicación representó una revolución científica y filosófica al proponer un modelo heliocéntrico.
• A pesar de su innovación, su modelo aún empleaba epiciclos para explicar las variaciones observadas.
• Explicó de manera mucho más sencilla los movimientos retrógrados de los planetas.
• Estableció los periodos orbitales de los planetas alrededor del Sol, logrando una buena aproximación.

Galileo Galilei (1610)

Observaciones y Descubrimientos

• Publicó "Sidereus Nuncius" (El Mensajero Sideral o Celestial) en 1610.
• Júpiter: Observó cuatro "estrellas" que giraban a su alrededor, que más tarde se identificarían como sus lunas o satélites (los satélites galileanos).
• Luna: Demostró que la superficie lunar no era perfectamente esférica, sino que presentaba valles y montañas.
• Estrellas fijas: Notó que las estrellas fijas no aumentaban de tamaño al ser observadas con el telescopio, lo que sugería que estaban extremadamente alejadas y explicaba la no observación de paralaje estelar.
• Vía Láctea: Reveló que el aspecto lechoso de la Vía Láctea se debía a una inmensa cantidad de estrellas individuales.

"Diálogo sobre los dos máximos sistemas del mundo" (1632)

• En esta obra, defendió el modelo heliocéntrico de Copérnico.
• Expuso el principio de la inercia.
• Desarrolló la idea de la caída libre de los cuerpos, sentando las bases para la física moderna.

Johannes Kepler

• Fue contemporáneo de Galileo Galilei.
• Trabajó como ayudante de Tycho Brahe, quien había recopilado con gran precisión datos de las posiciones de los seis planetas conocidos en ese momento (Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno).
• Inicialmente, intentó interpretar los datos de Tycho Brahe adaptándolos a las órbitas circulares del modelo copernicano.
• Al encontrar un error persistente de 8 minutos de arco en los datos orbitales de Marte, lo solucionó al considerar que las órbitas eran elípticas.
• Este descubrimiento lo llevó a formular sus tres leyes del movimiento planetario:

  1. Primera Ley (Ley de las Órbitas):

     Los planetas se mueven en órbitas elípticas, con el Sol situado en uno de los focos de la elipse.

  2. Segunda Ley (Ley de las Áreas):

     La recta que une el planeta con el Sol barre áreas iguales en tiempos iguales. Esto implica que la velocidad del planeta aumenta cuando está más cerca del Sol y disminuye cuando está más lejos.

  3. Tercera Ley (Ley de los Periodos):

     El cuadrado del periodo orbital de un planeta (T) es directamente proporcional al cubo de la distancia media al Sol (r). Es decir, T² = k·r³ (donde k es una constante de proporcionalidad).

• Estas leyes tuvieron una influencia fundamental en el desarrollo posterior de la Teoría de la Gravitación Universal de Isaac Newton.