Teorías del Sistema Planetario

Astronomía en la antigüedad

La curiosidad de los pueblos antiguos con respecto al día y la noche, al Sol, la Luna y las estrellas les llevó a la conclusión de que los cuerpos celestes parecen moverse de una forma regular, lo que resulta útil para definir el tiempo y orientarse. La astronomía solucionó los problemas que inquietaron a las primeras civilizaciones, es decir, la necesidad de establecer con precisión las épocas adecuadas para sembrar y recoger las cosechas y para las celebraciones, así como de orientarse en las largas travesías comerciales o en los viajes.

El hombre también se dio cuenta que el orden de las configuraciones estelares era alterado por 5 estrellas errantes que fueron llamadas planetas, que significa vagabundo. Los planetas de las primeras generaciones de la humanidad son Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno. Se desplazan a través de las constelaciones zodiacales de una manera irregular. El movimiento general hacia el este entre las estrellas se ve interrumpido durante un lapso de tiempo en que detiene su movimiento y se mueve hacia el oeste en lo que se llama una «retrogradación».

Astronomía babilónica

Diversos pueblos antiguos como los egipcios, mayas y chinos desarrollaron interesantes mapas de las constelaciones y calendarios de gran utilidad. Los babilonios estudiaron los movimientos del Sol y de la Luna para perfeccionar su calendario.Solían designar como comienzo de cada mes el día siguiente a la luna nueva, cuando aparece el primer cuarto lunar después del ocaso. Al principio este día se determinaba mediante la observación, pero después los babilonios trataron de calcularlo anticipadamente. Hacia el 400 a.C. comprobaron que los movimientos aparentes del Sol y la Luna de Oeste a Este alrededor del zodíaco no tienen una velocidad constante. Parece que estos cuerpos se mueven con velocidad creciente durante la primera mitad de cada revolución hasta un máximo absoluto y entonces su velocidad disminuye hasta el mínimo originario. Los babilonios intentaron representar este ciclo aritméticamente dando por ejemplo a la Luna una velocidad fija para su movimiento durante la mitad de su ciclo y una velocidad fija diferente para la otra mitad. Perfeccionaron además el método matemático representando la velocidad de la Luna como un factor que aumenta linealmente del mínimo al máximo durante la mitad de su revolución y entonces desciende al mínimo al final del ciclo. Con estos cálculos los astrónomos babilonios podían predecir la luna nueva y el día en que comenzaría el nuevo mes. Como consecuencia, conocían las posiciones de la Luna y del Sol todos los días del mes. De forma parecida calculaban las posiciones planetarias, tanto en su movimiento hacia el Este como en su movimiento retrógrado. Los arqueólogos han desenterrado tablillas cuneiformes que muestran estos cálculos. Algunas de estas tablillas, que tienen su origen en las ciudades de Babilonia y Uruk, a las orillas del río Éufrates, llevan el nombre de Naburiannu (hacia 491 a.C.) o Kidinnu (hacia 379 a.C.), astrólogos que debieron ser los inventores de los sistemas de cálculo.

Astronomía griega

Los antiguos griegos hicieron importantes aportaciones a la astronomía. La Odisea de Homero se refiere a constelaciones como la Osa Mayor y Orión, y describe cómo las estrellas pueden servir de guía en la navegación. El poema Los trabajos y los días de Hesíodo informa al campesino sobre las constelaciones que salen antes del amanecer en diferentes épocas del año para indicar el momento adecuado para arar, sembrar y recolectar.

Teoría Geocéntrica

El gran filósofo griego Platón, en la primera mitad del siglo IV a.C. postuló que los cuerpos celestes eran perfectos y por tanto sólo les cabía girar en torno a la Tierra con un movimiento circular uniforme, el más perfecto de los movimientos. La gran dificultad es que era ya bien conocido que el movimiento de los planetas no es uniforme en el cielo. Se trataba entonces de configurar un modelo que combinando movimientos circulares uniformes pudiera reproducir el movimiento aparente de los planetas en el cielo. Primero fue Eudoxio de Cnidos, discípulo de Platón quien ideó un complicado modelo geométrico de esferas concéntricas que al ser adoptado y perfeccionado por Aristóteles de Estagira, también discípulo de Platón, constituyó la base del modelo geocéntrico por dos milenios.

Cosmovisión Ptolemáica:

La cuestión es que un astrónomo nacido en el año 85 d. de C., Claudio Ptolomeo, desarrolló una explicación de los movimientos aparentes que perduró en la civilización occidental hasta el siglo XVI gracias a su sorprendente precisión a la hora de hacer cálculos.
Teoría de la estructura del Universo elaborada en el siglo II d.C. por el astrónomo griego Claudio Tolomeo.

La teoría de Tolomeo mantenía que la Tierra está inmóvil y se encuentra en el centro del Universo; el astro más cercano a la Tierra es la Luna y según nos vamos alejando, están Mercurio, Venus y el Sol casi en línea recta, seguidos sucesivamente por Marte, Júpiter, Saturno y las llamadas estrellas inmóviles. Posteriormente, los astrónomos enriquecieron este sistema con una novena esfera, cuyo movimiento se supone que lo causa la precesión de los equinoccios. También se añadió una décima esfera que se pensaba que era la que conducía a los demás cuerpos celestes.

Ptolomeo consideró que la Tierra, nuestro planeta, se encontraba en el centro del Universo, inmóvil y rodeada por siete esferas concéntricas que contenían, cada una de ellas, un astro que desplazándose por la correspondiente superficie esférica giraba a su alrededor. Así, habría una esfera con centro en nuestro planeta, sobre la cual se desplazaba la Luna alrededor de la Tierra, en una órbita circular que denominaba círculo deferente. Habría otra esfera concéntrica que contendría al Sol, y, además, cada uno de los planetas se desplazaría también alrededor de la Tierra en su correspondiente círculo deferente. Una octava esfera, la más exterior, contendría a las estrellas fijas.

El Sistema Geocéntrico de Ptolomeo se basaba en tres consideraciones básicas:

1. La Tierra es el centro inmóvil del Universo.

2. Todos los objetos se desplazan alrededor de la Tierra.

3. El movimiento de los cuerpos celestes, Sol, Luna, planetas y estrellas fijas, se realizan de manera circular uniforme.

Para poder explicar los movimientos retrógrados de los planetas exteriores, lo mismo que el movimiento oscilatorio próximo al Sol de los planetas interiores, el sistema ptolemaico estableció la existencia de círculos menores alrededor de ciertos puntos del circulo deferente del planeta, que se denominaron epiciclos. Todos los planetas se desplazarían por su correspondiente círculo deferente con su correspondiente epicíclo. El Sol y la Luna se desplazarían sobre el círculo deferente, sin epiciclos.

Sin embargo, Ptolomeo afirma explícitamente que su sistema no pretende describir la realidad sino que es solo un medio de cálculo. Su positivismo se opone al realismo aristotélico aún cuando ambos defienden el geocentrismo. Su artificio matemático permitía explicar los movimientos retrógrados, pero entonces los planetas no giran realmente en torno a la tierra. Además, tampoco se conseguía cumplir con el prejuicio procedente de la ciencia griega que postulaba que los movimientos circulares son uniformes, ya que los planetas vistos desde la tierra parecen ir, a veces, más deprisa. Si bien es cierto que esto se podía solucionar con nuevos artificios matemáticos, la cosa empezaba a ser excesivamente complicada.
Otra pensadora que, como Tolomeo, mantuvo viva la tradición de la astronomía griega en Alejandría en los primeros siglos de la era cristiana, fue Hipatia, discípula de Platón. Escribió comentarios sobre temas matemáticos y astronómicos y está considerada como la primera científica y filósofa de Occidente.

Teoría Heliocéntrica

La historia de la astronomía dio un giro drástico en el siglo XVI como resultado de las aportaciones del astrónomo polaco Nicolás Copérnico. Dedicó la mayor parte de su vida a la astronomía y realizó un nuevo catálogo de estrellas a partir de observaciones personales. Debe gran parte de su fama a su obra De revolutionibus orbium caelestium (Sobre las revoluciones de los cuerpos celestes, 1543), donde analiza críticamente la teoría de Tolomeo de un Universo geocéntrico y muestra que los movimientos planetarios se pueden explicar atribuyendo una posición central al Sol más que a la Tierra.

Leyes de Kepler



Desde el punto de vista científico la teoría de
Copérnico sólo era una adaptación de las órbitas planetarias, tal como las concebía Tolomeo. La antigua teoría griega de que los planetas giraban en círculos a velocidades fijas se mantuvo en el sistema de Copérnico. Desde 1580 hasta 1597 el astrónomo danés Tycho Brahe observó el Sol, la Luna y los planetas en su observatorio situado en una isla cercana a Copenhague y después en Alemania. Utilizando los datos recopilados por Brahe, su ayudante alemán, Johannes Kepler, formuló las leyes del movimiento planetario.

Primera Ley (1609): Todos los planetas se desplazan alrededor del Sol describiendo órbitas elípticas, estando el Sol situado en uno de los focos.

Definición de elipse

Una elipse es una curva cerrada, simétrica respecto de dos ejes perpendiculares entre sí, con dos focos o puntos fijos (F1 y F2), cuyas distancias tomada desde la curva permanece constante.

2da Ley - Ley de las Áreas
Las áreas barridas por el radio vector que une a los planetas al centro del Sol son iguales a tiempos iguales.

La velocidad orbital de un planeta (velocidad a la que se desplaza por su órbita) es variable, de forma inversa a la distancia al Sol: a mayor distancia la velocidad orbital será menor, a distancias menores la velocidad orbital será mayor. La velocidad es máximo en el punto más cercano al Sol (perihelio) y mínima en su punto más lejano (afelio).

El radio vector de un planeta es la línea que une los centros del planeta y el Sol en un instante dado. El área que describen en cierto intervalo de tiempo formada entre un primer radio vector y un segundo radio vector mientras el planeta se desplaza por su órbita es igual al área formada por otro par de radio vectores en igual intervalo de tiempo orbital.

En el gráfico superior: el tiempo que le toma al planeta recorrer del punto A al punto B de su órbita es igual al tiempo que le toma para ir del punto C al D, por tanto, las áreas marcadas OAB y OCD son iguales. Para que esto suceda, el planeta debe desplazarse más rápidamente en las cercanías del Sol (en el foco de la elipse, punto O del gráfico)

Tercera Ley (1619):

Para cualquier planeta, el cuadrado de su período orbital (tiempo que tarda en dar una vuelta alrededor del Sol) es directamente proporcional al cubo de la distancia media con el Sol.

Pero, aunque ciertamente resultó muy satisfactorio encontrar tales reglas, relativamente simples, como rectoras universales del movimiento planetario, Kepler nunca consiguió comprender el sentido último de tales de leyes. Isaac Newton (1643-1727) enunciaría su teoría de la Gravedadla Gravitación Universal en 1685 ofreciendo así una explicación natural de las leyes de Kepler como consecuencia de la interacción(atracción)gravitacional quesufren los cuerpos.

1ra ley de Newton: también llamada principio de Inercia

Todo cuerpo persevera en su estado de reposo o movimiento uniforme y rectilíneo a no ser en tanto que sea obligado por fuerzas impresas a cambiar su estado.
La primera ley especifica que todo cuerpo continúa en su estado de reposo o de movimiento rectilíneo uniforme, a menos que actúe sobre él una fuerza que le obligue a cambiar dicho estado.

Segunda ley de Newton (masa)
Para entender cómo y por qué se aceleran los objetos, hay que definir la fuerza y la masa. Una fuerza neta ejercida sobre un objeto lo acelerará, es decir, cambiará su velocidad. La aceleración será proporcional a la magnitud de la fuerza total y tendrá la misma dirección y sentido que ésta. La constante de proporcionalidad es la masa m del objeto. La masa es la medida de la cantidad de sustancia de un cuerpo y es universal.
Cuando a un cuerpo de masa m se le aplica una fuerza F se produce una aceleración a.
F = m.a

3a Ley de Newton: o Ley de acción y reacción

Con toda acción ocurre siempre una reacción igual y contraria: o sea, las acciones mutuas de dos cuerpos siempre son iguales y dirigidas en direcciones opuestas.
La tercera ley expone que por cada fuerza que actúa sobre un cuerpo, éste realiza una fuerza de igual intensidad y dirección pero de sentido contrario sobre el cuerpo que la produjo. Dicho de otra forma, las fuerzas siempre se presentan en pares de igual magnitud, sentido opuesto y están situadas sobre la misma recta. Este principio presupone que la interacción entre dos partículas se propaga instantáneamente en el espacio (con velocidad finita), y en su formulación original no es válido para fuerzas electromagnéticas.