TEORÍAS GEOCÉNTRICAS −Modelo aristotélico del Universo

TEORÍAS GEOCÉNTRICAS
−Modelo aristotélico del Universo
Fue también discípulo de Platón, quedó fascinado por los sistemas de Eudoxo y Calipo, así que no dudó en
tratar de mejorarlo añadiendo aún más esferas, llegando a un total de 56. Todo este complejísimo mecanismo
se movía gracias a los dioses, que habitaban más allá de la última esfera, con lo que se hace evidente una
perduración de la religión en la ciencia.
Para este insigne filósofo, el Universo era geoestático y geocéntrico, y los planetas describían sus órbitas en
un movimiento circular y uniforme. Dividía el Cosmos en dos: el mundo sublunar, en el que todo está
sometido a cambio, decadencia y muerte, y el mundo supralunar, donde estarían todos los cuerpos celestes
conocidos, que serían inmutables y perfectos gracias a estar compuestos de un maravilloso y prodigioso
quinto elemento. Por debajo de la Luna había cuatro esferas: la de la tierra, la del agua (evidentemente, el
océano), la del aire y la del fuego, con lo que recogía y ampliaba la Teoría de los Cuatro Elementos.
Entre los logros de Aristóteles cabe destacar que es el primero en aportar pruebas para demostrar la
esfericidad del mundo: aduce, por ejemplo, que la sombra que proyecta la Tierra a la Luna durante un eclipse
es siempre circular, y que el cielo nocturno varía en función de la latitud del observador, hechos ambos que
serían fácilmente explicables si nuestro planeta tuviera forma esférica.
−Modelo de Ptolomeo
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Alejandrino Claudio Ptolomeo fue capaz de desarrollar una gran labor cuya culminación fue la publicación
del Almagesto, obra en trece libros o capítulos que marcará el devenir de la Astronomía en el siguiente
milenio y medio. Era ésta una obra enciclopédica en la que se recogía toda la astronomía matemática antigua,
pero sobre todo la de Hiparco, de quien Ptolomeo se declaraba ferviente admirador, y la de Eudoxo y
Aristóteles. Así, admite el geocentrismo y la esfericidad de la Tierra, pero a la vez combina estos aspectos
con otros claramente aristotélicos, como negar la rotación sobre su eje e introducir un complejísimo sistema
de esferas giratorias para explicar todos los movimientos de los objetos celestes. Dada su veneración por
Hiparco, resultaría extraño pensar que Ptolomeo contradijera a su maestro en un punto tan importante como
la rotación terrestre, por lo que, como ya hemos señalado anteriormente, todo parece apuntar a que Hiparco en
realidad creía en la inmovilidad de la Tierra.
TEORÍAS HELIOCÉNTRICAS
−Sistema de Nicolás Copérnico
Nicolás Copérnico basó su teoría bajo estas tesis que el mismo hizo:
• No existe ningún centro de gravedad de todos los círculos o esferas celestes
• El centro de la tierra no es el centro del universo, sino tan sólo de gravedad y de la esfera lunar.
• Todas las esferas giran alrededor del sol como de su punto medio y, por lo tanto, el sol es el centro del
universo.
• La razón entre la distancia de la tierra al sol y la altura del firmamento es a tal punto menor que la razón
entre el radio de la tierra y la distancia de ésta al sol, que la distancia de la tierra al sol es imperceptible, si
se le compara con la altura del firmamento.
• Todo movimiento aparente que se percibe en los cielos proviene del movimiento de la tierra, y no de algún
movimiento del firmamento, cualquiera que fuere.
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•
Lo que nos parece movimiento del sol no proviene del movimiento de éste, sino del movimiento de la tierra
y de nuestra esfera, junto con la cual giramos en derredor del sol, lo mismo que cualquier otro planeta.
• El movimiento aparentemente directo y retrógrado de los planetas no proviene del movimiento suyo, sino
del de la tierra. Por consiguiente, el movimiento de la tierra por sí solo para explicar las aparentes
anomalías de los cielos.
La teoría de Copérnico establecía que la Tierra giraba sobre sí misma una vez al día, y que una vez al año
daba una vuelta completa alrededor del Sol. Además afirmaba que la Tierra, en su movimiento rotatorio, se
inclinaba sobre su eje (como un trompo). Sin embargo, aún mantenía algunos principios de la antigua
cosmología, como la idea de las esferas dentro de las cuales se encontraban los planetas y la esfera exterior
donde estaban inmóviles las estrellas. Por otra parte, esta teoría heliocéntrica tenía la ventaja de poder explicar
los cambios diarios y anuales del Sol y las estrellas, así como el aparente movimiento retrógrado de Marte,
Júpiter y Saturno, y la razón por la que Venus y Mercurio nunca se alejaban más allá de una distancia
determinada del Sol. Esta teoría también sostenía que la esfera exterior de las estrellas fijas era estacionaria.
−Galileo Galilei afirma las teorías de Copérnico
Fue el primero que observó a los planetas a través de un telescopio y lo que vio le convenció de que
Copérnico estaba en lo cierto. El que su agresiva defensa de la teoría coperniana volviese a la Iglesia Católica
contra él y le costase su libertad es una historia fascinante, pero se sale del alcance de este trabajo.
Galileo no inventó el telescopio; eso fue hecho por ópticos en Holanda y algún otro sitio (los anteojos se
venían usando desde hacía siglos). Diferentes a los telescopios posteriores, que giran la imagen cabeza abajo,
la primera versión funcionaba como los gemelos de teatro, combinando dos lentes de diferentes tipos. Los
gemelos de teatro aumentan unas 2−3 veces: Galileo llevó al límite a la tecnología, ampliando su visión 8
veces y en el último instrumento hasta 33 veces.
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Ese era el instrumento con el que Galileo efectúa sus revolucionarios descubrimientos en 1609−10. Observó
la Luna y vio un mundo con montañas y "mares" y arriesgándose a la ceguera (ya que el Sol no se había
observado nunca a través de un telescopio) también observó las manchas solares. Cuando dirigió su telescopio
hacia el planeta Júpiter, vio cuatro lunas orbitando a su alrededor, todas, prácticamente, en el mismo plano,
cerca de la eclíptica (y por lo tanto parece que todos se sitúan en la misma línea recta; usted puede obtener la
misma visión con unos buenos binoculares o algún telescopio), pareciéndose muchísimo a una versión en
miniatura de la firma de sistema solar propuesto por Copérnico.
Y cuando miró hacia Venus, vio su forma visible cambiante como la Luna, haciéndose creciente cuando
Venus está entre el Sol y nosotros, un tiempo en el que la mayor parte de su iluminación solar mira a medias
fuera de la Tierra. Galileo fue perseguido por apoyar la vista del mundo de Copérnico, pero sus observaciones,
que fueron pronto confirmadas por otros astrónomos, convenció a los eruditos que esa era la forma en la que
se relacionaban el Sol, la Tierra, la Luna y los planetas.
LEYES DE MOVIMIENTOS PLANETARIOS
−Johannes Kepler y la elipticidad de los movimientos planetarios
La primera etapa en la obra de Kepler, desarrollada durante sus años en Graz, se centró en los problemas
relacionados con las órbitas planetarias, así como en las velocidades variables con que los planetas las
recorren, para lo que partió de la concepción pitagórica según la cual el mundo se rige en base a una armonía
preestablecida. Tras intentar una solución aritmética de la cuestión, creyó encontrar una respuesta geométrica
relacionando los intervalos entre las órbitas de los seis planetas entonces conocidos con los cinco sólidos
regulares. Juzgó haber resuelto así un «misterio cosmográfico» que expuso en su primera obra, Mysterium
cosmographicum (El misterio cosmográfico, 1596), de la que envió un ejemplar a Brahe y otro a Galileo, con
el cual mantuvo una esporádica relación epistolar y a quien se unió en la defensa de la causa copernicana.
Pero el trabajo más importante de Kepler fue la revisión de los esquemas cosmológicos conocidos a partir de
la gran cantidad de observaciones acumuladas por Brahe (en especial, las relativas a Marte), labor que
desembocó en la publicación, en 1609, de la Astronomia nova (Nueva astronomía), la obra que contenía las
dos primeras leyes llamadas de Kepler, relativas a la elipticidad de las órbitas y a la igualdad de las áreas
barridas, en tiempos iguales, por los radios vectores que unen los planetas con el Sol.
Culminó su obra durante su estancia en Linz, en donde enunció la tercera de sus leyes, que relaciona
numéricamente los períodos de revolución de los planetas con sus distancias medias al Sol; la publicó en 1619
en Harmonices mundi (Sobre la armonía del mundo), como una más de las armonías de la naturaleza, cuyo
secreto creyó haber conseguido desvelar merced a una peculiar síntesis entre la astronomía, la música y la
geometría.
Kepler aprendió mucho de su maestro Brahe y gracias a él y su esfuerzo enunció sus principales tesis:
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−Los planetas se mueven en una trayectoria elíptica, en uno de cuyos focos se encuentra el Sol.
−Una línea recta trazada desde el Sol hasta un planeta barre áreas iguales en tiempos iguales en tiempos
iguales.
−El cuadrado de la duración del año de cada planeta(período) es proporcional al cubo del radio de su
órbita.
LAS SÍNTESIS NEWTONIANAS
−La caída y el peso de los cuerpos
La fuerza de atracción gravitacional es la fuerza con que la Tierra nos atrae hacia el suelo, es la culpable de
que, al perder el equilibrio, nos vayamos de bruces al piso. Podemos medirla sencillamente al pararnos en una
balanza. Esa extraña fuerza que retiene nuestros pies sobre la superficie no es otra cosa que el peso. Hasta el
siglo XVII la tendencia de un cuerpo a caer al suelo era considerada como una propiedad inherente a todo
cuerpo por lo que no necesitaba mayor explicación. A primera vista parecería que el girar de los planetas
alrededor del Sol y la caída de una manzana de un árbol poco tienen en común, sin embargo Isaac Newton
intuyó que se trataba de dos manifestaciones de un mismo fenómeno físico. A la edad de 23 años, en un
receso escolar debido a una epidemia desatada donde él estudiaba, se inspiró al ver caer una manzana desde
un árbol a la tierra. Se le ocurrió comparar la fuerza que atraía a la manzana y la que debía atraer a la luna
hacia la tierra; consideró que las aceleraciones producidas por dichas fuerzas deberían tener un mismo origen.
La simple idea de que los movimientos celestes y terrestres estuvieran sujetos a leyes semejantes era un reto
temerario a romper la tradición Aristotélica que imperaba en aquella época.
La fórmula de la ley de gravitación universal es la siguiente:
Para poder aplicarse a los planetas por ejemplo a la tierra se obtienen valores despejando hasta q obtenemos la
formula del peso.
Y de la formula anterior se obtuvo q g = 9.8 m/s2 en el caso de
La Tierra, porque cada planeta tiene su propia g(intensidad de campo gravitatorio) como por ejemplo el de
Júpiter es de 25,93 m/s2
El movimiento de los satélites
También tomando como ejemplo lo de la manzana Newton pensó que igual que la manzana era atraída por el
suelo la Tierra atrae a la Luna y también afirmó que gracias a las tres leyes de la dinámica y a la ley de
gravitación universal se puede conseguir saber el movimiento de los planetas que giran alrededor del Sol sino
que también el movimientos de los cuerpos alrededor de ellos.
Se puede hallar la velocidad con la cual un cuerpo gira alrededor de otro mediante esta fórmula :
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Las mareas
Las mareas se deben a la atracción gravitatoria de un cuerpo masivo sobre otro. Comúnmente pensamos en las
mareas como un fenómeno que vemos en el mar.
Hay otros ejemplos de los efectos de las fuerzas de mareas, como el efecto drástico que un Agujero Negro
tiene sobre la materia en su vecindad cercana.
El efecto de las fuerzas de mareas de una enana blanca sobre su compañera cercana son suficientes para
arrastrar materia de la compañera hacia la superficie de la enana blanca, donde puede causar un repentino y
drástico incremento en el brillo, visto como una explosión de Nova. Otras estrellas binarias también muestran
los efectos de las fuerzas de mareas, así como los pares cercanos de galaxias, donde los efectos de la atracción
gravitatoria son suficientes para distorsionar los aspectos de las galaxias en formas fantásticas y hermosas. Las
mareas que vemos en los Océanos son debidas a la atracción de la Luna y del Sol. La explicación más simple
es que el agua en el lado de la Tierra más cercano a la Luna es atraída por la fuerza gravitatoria de la Luna
más intensamente que el cuerpo de la Tierra, mientras que el agua del lado de la Tierra más alejado de la Luna
es atraída menos intensamente que la Tierra. El efecto es hacer salientes en el agua en lados opuestos de la
Tierra. El efecto de la atracción del Sol es similar, y las mareas que observamos son el efecto resultante de las
dos atracciones.
Cuando la atracción del Sol se suma a la de la Luna las mareas son grandes y las llamamos Mareas Vivas,
mientras que cuando las atracciones están a 90 grados las mareas son pequeñas y las llamamos Mareas
Muertas. Las alturas de las mareas vivas están gobernadas por la distancia de la Luna a la Tierra, siendo más
grandes en el Perigeo (cuando la Luna está más cerca de la Tierra) y más pequeñas en el Apogeo (cuando la
Luna está más lejos).
Como la atracción del Sol está alineada con la de la Luna en Luna Nueva y Luna Llena, ésos son los días en
que hay Mareas Vivas. La atracción del Sol es menos que la mitad de la de la Luna, así que la frecuencia de
las mareas está determinada por el pasaje aparente de la Luna alrededor de la Tierra, lo que toma apenas un
poco más de un día. Entonces, en la mayoría de los lugares de la Tierra tenemos dos mareas por día, con la
hora de cada una retrasándose de un día al siguiente en poco menos que una hora. (El período verdadero, por
supuesto, está determinado por la rotación de la Tierra y la órbita de la Luna).
La altura de la marea en cualquier lugar, está determinada por la forma de la línea de la costa y la plataforma
continental cercana. La presencia de terrenos inclinados y bahías le da mucho más rango a las mareas que lo
que se ve en altamar. Un fenómeno generalmente desapercibido es que el aire y las masas sólidas de la Tierra
también se mueven hacia arriba y hacia abajo debido a las fuerzas de mareas. Aunque el movimiento es
mucho menor en el terreno que en el mar, puede llegar a ser de un metro de desplazamiento vertical.
Sería esperable que el momento de marea alta sea cuando la Luna está en el meridiano. Esto no es así. La
razón es que, por la rotación y fricción de la Tierra, las salientes de la marea se quedan un poco atrás. El
efecto cerca de líneas costeras complejas como las de Gran Bretaña es muy difícil de calcular
La trayectoria de los cometas
Los cometas pueden clasificarse por el periodo orbital alrededor del Sol en dos tipos:
−Cometas de periodo corto, que tienen una orbita alrededor del Sol no mayor que la que sigue el planeta
Júpiter. Un ejemplo es el cometa Hencke, cuyo periodo orbital es de 3.3 años.
−Cometas de periodo largo, como el Halley, por ejemplo, que recorren orbitas que sobrepasan en longitud la
órbita de Neptuno. Hay cometas de periodo muy largo, que tardan miles de años en completar una órbita, e,
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incluso, cometas que solamente una vez se acercan al Sol, no volviendo a aparecer. Un ejemplo de cometa de
periodo muy largo es el llamado cometa Donati, que apareció en 1858, con un periodo orbital que se estima en
unos 2000 años.
No se conoce ningún cometa que se haya acercado a nosotros siguiendo una órbita hiperbólica, es decir, con
origen exterior al Sistema Solar. Todas las órbitas observadas son elípticas, la mayoría de una gran
excentricidad.
La gran alteración gravitatoria que ejercen en los cometas los grandes planetas del Sistema Solar, en particular
Júpiter, hace que muchos de ellos no vuelvan a aparecer. Se conocen más de 70 cometas que sufren alteración
gravitacional del planeta Júpiter (es el llamado "Grupo de Júpiter").
En cuanto a la forma de la orbita, hay que señalar que ciertos cometas, en general de periodo corto, se
desplazan en un plano casi paralelo al plano de la eclíptica, pero no así los de periodo largo, cuyas orbitas
están contenidas en planos cualesquiera.
Existe una estrecha relación entre las orbitas cometarias y las lluvias de meteoros que observamos en nuestro
planeta. Así, la lluvia de las Perseidas, o "Lágrimas de San Lorenzo", que observamos en agosto de cada año,
se produce al paso de nuestro planeta por la órbita cometaria del Cometa III de 1862. Del mismo modo, las
Leónidas, observadas en noviembre, se encuentran en la ruta de paso del Cometa I de 1866 Existen otras
relaciones entre lluvias meteóricas observadas cada año y órbitas cometarias.
IDEAS ACTUALES SOBRE EL ORIGEN Y
EVOLUCION DE LA TIERRA
Hubble
Entre 1923 y 1924, Hubble utilizó el telescopio más grande que existía entonces en el mundo − el Hooker de
100 de Mount Wilson − para examinar la nebulosa de Andrómeda. Así como Galileo con su débil catalejo,
más de tres siglos antes, había logrado convertir la luz difusa de nuestra Vía Láctea en estrella
individualmente observables, Hubble descubrió y fotografío con el poderoso astrógrafo de ese telescopio las
estrellas que componían un brazo de la nebulosa espiral de Andrómeda.
Entre las estrellas del brazo espiral de Andrómeda, Hubble encontró algunas cefeidas, y aplicando la ley de
Henrietta Leavitt calculó la distancia de la nebulosa en 800.000 años luz. ¡Nunca hasta entonces el cartabón
métrico de la astronomía había penetrado en semejantes profundidades del espacio! Con ello, se confirmaba lo
que algunos astrónomos habían sospechado: la mancha lechosa de la lejana nebulosa se había revelado como
una galaxia semejante a la nuestra. Sin embargo, la nebulosa de Andrómeda es una de las más próximas
galaxias distantes de los límites de nuestra Vía Láctea.
Un grupo de nebulosas en la constelación de la Virgen están ubicadas a seis millones de años luz. Más lejos
aun, en uno de los espejos del VLT, una inmensa galaxia, con una miríada de soles, se reduce a una minúscula
mancha brillante o a un punto luminoso. Entre los varios centenares de millones de galaxias que pueblan el
espacio explorable con los actuales instrumentos, las más lejanas se encuentran a unos trece mil quinientos
millones de años luz.
La búsquedas de Hubble, en las exploraciones del universo que pudo realizar en su época, penetraron
profundamente en el reino de las nebulosas y desplazaron gradualmente los límites del espacio explorado.
Asimov
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El gran astrónomo Asimov, a finales de los años veinte, dejó claro que las galaxias se alejan entre sí a
velocidades tanto mayores cuanto mayor es la distancia que las separa. El Universo se expande igual que un
globo que fuese inflándose paulatinamente, en el que el papel de las galaxias está sustituido por unas manchas
sobre la superficie del globo. Al aumentar de tamaño el globo las manchas más lejanas se alejan a más
velocidad que las cercanas. La velocidad de hinchado del globo sería asimilable a la velocidad o constante de
expansión de Asimov, relacionada con la medida del tamaño, edad y ritmo de expansión del Universo.
Gamov
Afirmó que hay objetos ahora mismo por todo el universo que emiten radiación que se produjo cuando la gran
explosión y que esos objetos deben de estar a 5K, es decir a −268 oC
Esta y otras teorías son unas de las llamadas teorías pro− Big Bang
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