Este modelo tuvo que afrontar diversos problemas. Uno de ellos fue que ciertos cuerpos no parecían acompañar el movimiento de la bóveda celeste, sino que presentaban un movimiento hacia el este relativo a las estrellas. Estos cuerpos fueron llamados planetas, palabra que deriva del griego y significa errante, justamente debido a su movimiento. Para resolver estos problemas Claudio Tolomeo (100-170 d.c.) elaboró un modelo donde la Tierra ocupaba el centro y los demás astros giraban en distintas “esferas” como en la figura.
Uno podría explicar las diferencias de velocidades de los cuerpos sobre el firmamento por el hecho de que estos giran sobre distintas esferas. No obstante la solución no era tan fácil, ya que los planetas presentaban un movimiento llamado retrógado, esto es en algunos momentos aparentaban invertir su movimiento sobre el fondo de estrellas hacia el oeste, para luego invertirlo nuevamente y seguir su curso “normal”.
Para resolver este problema, Tolomeo imaginó el movimiento de los planetas como compuesto de dos movimientos: el movimiento sobre su esfera principal y otro movimiento sobre una “esfera” secundaria que a la vez se movía sobre la principal. Este modelo se llamó de los epiciclos.
A pesar de esto el modelo seguía presentando desajustes con la observación. Esto lo llevó a Tolomeo a complicar su modelo agregando esferas terciarias y epiciclos. Este modelo fue el oficialmente adoptado por muchos siglos.
Muchos años después entró en escena Nicolás Copérnico (1473-1543 d.c.) quien revolucionó la concepción del universo poniendo el Sol en el centro del universo y a los demás astros, incluida la Tierra girando en torno suyo sobre círculos. Es oportuno aclarar, que Copérnico no fue el primero en hacer esta suposición, ya había sido precedido siglos antes por Aristarco de Samos (310-230 a.c.). Este nuevo modelo tuvo grandes éxitos, como por ejemplo explicar el ciclo de estaciones en la Tierra. De todas formas, aún se seguían dando incoherencias con las observaciones que llevaron a Copérnico a corregirlas…¿Adivinen cómo? En efecto, introduciendo epiciclos en las órbitas.
Mucho se ha dicho y escrito sobre el conflicto entre geocentrismo y heliocentrismo, cuya épica incluye a Galileo admitiendo, a su pesar, el geocentrismo, pero afirmando entre dientes que (La Tierra) “Sin embargo se mueve”. Muchas veces, se equipara el geocentrismo, con una doctrina mística y a la Iglesia con una institución oscurantista que impide el desarrollo de la ciencia. El caso es que la Iglesia tuvo éxito en conservar el valioso conocimiento de los antiguos griegos por siglos, muchos más que los que separan Copérnico de nosotros, y que también las teorías copernicanas no producían una mejora sensible en las predicciones de las posiciones de los astros. Toda revolución científica es acompañada de su contrarrevolución igual de virulenta. Cierto es que hay que admitir que los métodos eclesiásticos de amenazar con la hoguera a los herejes puede ser tildado como un recurso autoritario.
El golpe de gracia al geocentrismo lo propinó el héroe de esta historia: Johannes Kepler (1571-1630 d.c.), quien elaboró un modelo de una precisión sin precedentes. El admitió el heliocentrismo pero para el movimiento de los planetas formuló las siguientes Leyes:
1. Los planetas se mueven en torno al Sol sobre una elipse ocupando el Sol uno de los focos de la misma.
2. La rapidez del movimiento de un planeta sobre su órbita es tal que la línea que une el Sol con el plantea barre áreas iguales en tiempos iguales.
3. El cuadrado del periodo orbital es proporcional al cubo del semieje mayor de la elipse.
Estas leyes, aparte de más simples que todo el aparato de epiciclos, se ajustan tanto a las observaciones que hacen imperceptibles sus “incoherencias” con las observaciones en un tiempo de, digamos, la vida de un hombre, al menos con los instrumentos de medición con los que contaba Kepler.
Las leyes no son exactas por completo pues desestiman pequeñas perturbaciones de los movimientos planetarios, como por ejemplo la atracción de los planetas entre si correcciones relativistas (por ejemplo con Mercurio son perceptibles efectos relativistas). No obstante hasta hoy día encontrar los elementos keplerianos de las órbitas es una cuestión central.
Aquí cabe mencionar que Kepler basó sus trabajos sobre las meticulosas mediciones que hiciera Tycho Brae, astrónomo danés bastante extravagante y peculiar, que usaba una nariz de oro (pues había perdido la suya en un duelo de juventud) y que solo en su lecho de muerte le legó a Kepler sus observaciones.
Le recomendó que comenzara con Marte ya que en su movimiento aparente parecía el más peculiar y difícil de corresponder con una órbita circular.
A tal punto llegaba la exactitud de las mediciones de este astrónomo pre telescópio y la fe ciega que en él tenia Kepler, que desechó la órbita circular para Marte pues dos observaciones de Tycho no coincidían con lo previsto por tan solo 8 minutos.
Muy brevemente queríamos contar que esta historia continúa con el aporte de Sir Isaac Newton ( 1642-1727 d.c.), quién formuló las leyes fundamentales de la mecánica, que se aplican tanto a los movimientos de los planetas en el cielo como al de un péndulo sobre la superficie de la Tierra, y de las cuales las leyes de Kepler se pueden derivar. Newton afirmó que todo los cuerpos ejercen gravedad, de modo que los planetas ejercen entre si fuerzas gravitatorias que perturban, muy poco, la órbitas elípticas que predijo Kepler.
Esta mecánica es hoy llamada clásica y se siguen investigando sus consecuencias hasta el día de hoy. Al contrario de lo que pueda parecer, la teoría de la relatividad de Einstein no ha quitado interés en las investigaciones en mecánica clásica. Por ejemplo los matemáticos Kolmogorov, Arnold y Moser han elaborado el siglo pasado lo que se conoce como teoría KAM que es muy importante para entender distribuciones de asteroides.
T. Khun. La revolución Copernicana Planeta- Agostini. Bs. As. (1993)
A. Morbidelli. Modern Celestial Mechanics, aspects of Solar System Dynamics
A. Morbidelli. Modern Celestial Mechanics, aspects of Solar System Dynamics
