Unidad 1 El nacimiento de la astronomía

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UNIDAD 1

El hombre prehistórico tenía como principal fuente de
sustento la agricultura y mirando a los cielos encontró que
la regularidad del movimiento astronómico podría ser
fundamental para su subsistencia.
La primera regularidad que brinda el movimiento
astronómico es la sucesión del día y la noche. La
observación prolongada permite apreciar ciertas
diferencias: el día cada vez dura más y la noche menos,
hasta llegar al día más largo del año que marca el inicio del
verano (solsticio de verano); en el equinoccio se igualan e

inicia el otoño; se intercambian los roles y la noche más
larga determina el inicio del invierno (solsticio de invierno);
un nuevo equinoccio marca el inicio de la primavera.

Las estrellas fijas
Las estrellas se agrupan en
constelaciones y al observarlas
atentamente se aprecia el hecho de
que parecen girar alrededor de un
eje que atraviesa la tierra y pasa por
dos puntos: los polos norte y sur.
Es importante destacar el hecho de
que la observación astronómica
proporciona una manera precisa de
orientación en cualquier lugar de la
tierra.

Los planetas
Aparte de las estrellas fijas es posible apreciar cinco
cuerpos que se desplazan, se les dio el nombre de planetas,
y son: Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno.

Axioma de circularidad
La idea que surge de manera más espontánea al observar el
movimiento de los astros es que todo el firmamento gira
alrededor de la tierra, y que las estrellas están fijadas a
una esfera gigantesca. A partir de esta idea probablemente
surgió el axioma de circularidad que establece que los
cuerpos celestes se mueven en trayectorias circulares.

Los sistemas coordenados
La forma esférica de la tierra fue inferida en la antigüedad
a partir de diversas observaciones, como la aparición
gradual del mástil de un barco sobre el horizonte. Una vez
establecido el hecho de que la tierra tiene forma esférica
es necesario disponer de un sistema de coordenadas para
ubicar la posición de cualquier lugar sobre ella.
Es posible definir el ecuador terrestre como el lugar de la
tierra donde el día y la noche siempre tienen la misma
duración o donde el Sol cae perpendicularmente durante los
equinoccios.

La latitud se define como la distancia al ecuador medida en
grados desde cualquier punto de la tierra. Todos los puntos
de igual latitud definen paralelos respecto al ecuador, los
trópicos de Cáncer (latitud norte) y Capricornio (latitud sur)
son paralelos de referencia, al igual que el círculo polar
ártico y antártico, en donde los días duran 24 horas seis
meses y los otros seis meses las noches duran 24 horas.
La segunda coordenada que permite definir la posición de
un sitio sobre la tierra es la longitud, que es la distancia en
grados medida a partir de un círculo máximo denominado
meridiano cero o de Greenwich, y se mide entre 0° y 180°
hacia el este o el oeste del meridiano mencionado, que
define además el cambio de hora.

Los modelos del universo
La necesidad de predecir movimientos y comportamientos
asociados al calendario, llevaron a los astrónomos de la
antigüedad a la elaboración de modelos del universo.
Los modelos primitivos: en la antigüedad se registraban las
observaciones de los astros en tablas, sin embargo, la
imprecisión de las mismas y la falta de un modelo confiable
hacían necesaria una permanente corrección y demandaban
una elaboración de modelos de mayor precisión y mejor
capacidad de predicción.

Los primeros modelos fueron de:
• Los babilonios: suponían un cajón con la Tierra por piso, y
con el cielo sostenido por montañas.
• Los egipcios: situaron a El Cairo en la mitad de la Tierra.
• Los griegos: empezaron a elaborar modelos más
complejos. Los precursores del modelo actual fueron:
 Tales de Mileto: supuso que la Tierra era un disco que
flotaba en el agua.
 Anaximandro: asumió que las estrellas estaban fijas a
una gran bóveda que rotaba alrededor de la Tierra.
 Filolao: la Tierra no se encuentra inmóvil en el centro
del universo, sino que gira alrededor de un gran fuego
que es el verdadero centro.

Modelo de Filolao

El modelo de las esferas concéntricas: el primer modelo del
universo que pretendía dar una explicación mecánica del
movimiento astronómico se atribuye a Eudoxio de Cnido. El
modelo parte de la suposición de que la Tierra se encuentra
suspendida en el centro del universo y alrededor de ella,
adosados a esferas cristalinas, giran los planetas, el Sol, la
Luna, y más allá las estrellas fijas. La característica más
sobresaliente es que todas las esferas se encuentran
engranadas, de modo que el movimiento de cada una
depende del de las demás.
Si bien este modelo no tuvo una larga vida, introdujo un
elemento clave: la idea de reproducir cualquier tipo de
movimiento astronómico a partir de la superposición de
movimientos circulares.

Modelo de Eudoxio de Cnido

Los epiciclos y el modelo de Ptolomeo: en Alejandría, el
astrónomo Hiparco de Nicea introdujo el modelo de los
epiciclos, que consiste en el movimiento circular de los
cuerpos celestes alrededor de un punto que, a su vez, gira
alrededor de un centro que puede ser la Tierra. La
trayectoria circular que describe el centro del epiciclo se
denomina deferente.
El modelo de epiciclos fue adoptado por Ptolomeo, quien
sentó las bases para la astronomía durante casi 1500 años.
Este se fundamentaba en los siguientes principios:
1. La Tierra está inmóvil en el centro del universo.
2. El cielo es una gran esfera que gira alrededor de la
Tierra.
3. La Tierra tiene forma esférica.

Las dimensiones del universo
Aristarco determinó la posición del Sol en el momento en
que la Luna se encontraba en cuarto creciente, de modo
que la relación entre la distancia de la Tierra a la Luna, TL,
y la distancia de la Tierra al Sol, TS, es:
Cos α = TL/TS

De acuerdo con Aristarco, TL/TS = 1/20, el valor
aproximado real es 1/400. Aunque el error es apreciable,
se rescata el ingenio del resultado cualitativo de que el Sol
está mucho más lejos de la Tierra que la Luna.
También se atribuye a Aristarco el haber determinado la
relación entre los radios de la Tierra y la Luna durante un
eclipse lunar. Aunque se equivocó en la cantidad es
importante notar que determinó que el Sol es mucho más
grande que la Tierra, lo que lo llevó a proponer que era esta
la que giraba alrededor de aquel.

La determinación de la circunferencia terrestre se atribuye
a Eratóstenes, y aunque no hay un acuerdo bien establecido
respecto al valor que obtuvo, el hecho de que 1800 años
antes de Colón se supiera que la Tierra era redonda y se
dispusiera de un método, susceptible de ser perfeccionado,
para determinar sus dimensiones es importante.

La revolución copernicana
Durante casi 1500 años la astronomía tuvo pocos progresos
en cuanto a sus técnicas y modelos. En todo este periodo,
comprendido entre los siglos II y XVI, estuvo vigente el
calendario juliano, que presentaba un desfase de 14 días,
entonces el Papa Gregorio XIII ordenó un nuevo calendario
en 1582 que fue adoptado por los países de influencia
católica.
La necesidad de reformar el calendario permitió evidenciar
lo engorroso que resultaba el manejo de epiciclos y se
empezó a jugar con la idea de un modelo diferente al de
Ptolomeo.

El modelo de Copérnico: el descubrimiento de América le
había conferido a la navegación una gran importancia social
y económica, y se ofrecían importantes estímulos a quien
pudiera resolver el problema de la distancia al meridiano
cero.
Fue en este ambiente que apareció Nicolás Copérnico,
astrónomo polaco, quien publicó en 1543 la obra “Sobre las
revoluciones de las orbes celestes” en donde están los
siguientes postulados básicos:
1. No existe un único centro de todas las esferas celestes.
2. El centro de la Tierra no es el centro del universo.
3. Todas las esferas giran alrededor del Sol.
4. La relación entre las distancias de la Tierra al Sol y de la
Tierra al firmamento es inferior e imperceptible.

5. Los movimientos del firmamento no provienen de él
mismo sino del movimiento de la Tierra.
6. La Tierra tiene más de un movimiento.
7. El movimiento de la Tierra es suficiente para explicar los
movimientos de los cielos.

Objeciones al sistema de Copérnico: no se puede pretender
cambiar de un día para otro las creencias arraigadas de
miles de años. Los puntos de mayor discusión, al sistema de
Copérnico, fueron el movimiento de la Tierra sin sentirlo y
la falta de un viento que lo evidenciará; así como la idea
de dejar de ser el centro del universo.
Pero independientemente de las objeciones contra el
sistema de Copérnico, queda claro que su costo
fundamental fue cambiar la concepción de movimiento que
la humanidad había conocido.

Las leyes de Kepler
Las ideas de Copérnico se fueron abriendo paso y fue
creciendo el número de defensores, entre los que se
encontraba Johannes Kepler, el astrónomo alemán más
importante de su época, quien encontró las tres primeras
leyes universales del movimiento astronómico, gracias a las
observaciones de gran precisión realizadas por el danés
Tycho Brahe.

La primera ley de Kepler: con los datos de Tycho, Kepler se
dedicó a predecir el movimiento de Marte y arriesgó la
posibilidad de que la órbita marciana tuviera forma ovoide.
Muy pronto descubrió que la órbita que mayor se
acomodaba a los datos era una elipse y le permitió
establecer lo que se considera la primera ley universal:
“Todos los planetas describen órbitas elípticas con el Sol
situado en uno de los focos.”

La segunda ley de Kepler: cuando un planeta está más
alejado del Sol y su radio rector es mayor, barre un área
determinada en un lapso de tiempo T. Posteriormente,
cuando el planeta se encuentra en la posición opuesta, su
radio rector es menor y en el mismo lapso de tiempo T debe
recorrer una distancia mayor para barrer la misma área,
como consecuencia de lo cual resulta que cuando el planeta
se encuentra más cerca del Sol su velocidad es mayor. Esta
ley, conocida como la de las áreas, permite conocer la
velocidad de desplazamiento del planeta en cualquier punto
de su órbita.
TAB = TCD
A1 = A2

La tercera ley de Kepler: establece que el cuadrado del
periodo de las órbitas es proporcional al cubo de los radios
medios: T² α R³
Valiéndose de esta ley es posible determinar las velocidades
medias de los planetas: V = 2πR/T
Kepler concluyó que la fuerza con la que el Sol mueve a los
planetas disminuye con la distancia.

El aporte de Galileo a la astronomía
Debido a las innovaciones introducidas en el telescopio y a
su utilización, la astronomía experimentó un gran avance
que favoreció la aceptación del sistema copernicano.
La astronomía telescópica: gracias a los descubrimientos
hechos por Galileo Galilei, por medio del telescopio, el
modelo de Copérnico empezó a ser aceptado.
Las siguientes observaciones estaban en contra del modelo
de Ptolomeo y las convenciones escolásticas:
• La Luna no era una esfera de plata perfectamente
bruñida.
• La Vía Láctea era un conglomerado de estrellas.
• Venus presentaba fases como la Luna.

• Júpiter poseía cuatro cuerpos celestes que giraban a su
alrededor en órbitas perfectamente definidas y con
periodos bien establecidos.
• El descubrimiento de manchas sobre la superficie del Sol
que permite determinar la rotación de este sobre su
propio eje.
Los Diálogos de Galileo: en 1632 Galileo publicó su obra
magna “Diálogos sobre los dos máximos sistemas del mundo:
el de Copérnico y el de Ptolomeo”, pero la Inquisición la
ingresó al Índice y su autor tuvo que abjurar públicamente
de sus convicciones y aceptar la prisión domiciliaria por el
resto de su vida.

Los Discursos de Galileo: después de
su condena y de que le fuera
prohibida cualquier discusión sobre el
tema de los sistemas astronómicos,
Galileo realizó la obra que habría de
ser su gran legado a la humanidad:
“Los discursos y demostraciones
matemáticas sobre dos nuevas
ciencias”. En esta obra Galileo
sienta las bases sobre las que Newton
va a fundar la Mecánica, y se dedica
a la demolición sistemática de la
concepción del movimiento
aristotélico.

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