Unidad 1 IPC UBA

7/26/2019 Unidad 1 IPC UBA

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Unidad 1

Historia de la ciencia. Dos revoluciones

punte de Ctedra

Esta primera unidad es de historia de la ciencia. Veremos dos de las revolucionescientficas ms importantes: la copernicana y la darwiniana. Estas constituyeroncambios drsticos tanto en las creencias aceptadas, como tambin en los valoresy metodologas utilizadas. Nuestra concepcin del mundo y la cienciacontempornea fueron fuertemente configuradas por ellas.

Son varias las razones por las que comenzamos con historia de la ciencia unamateria que es de filosofa de la ciencia. Por una parte, acercarnos a dichasrevoluciones nos servir para entender mejor el escenario actual de la ciencia

contempornea. Por otra parte, como nuestra tarea ser reflexionar acerca de laciencia, el conocimiento adquirido en esta unidad nos servir de insumo ymateria de reflexin. Pues, la filosofa de la ciencia no es una disciplina terica ya priori, sino que consiste en el anlisis de la prctica cientfica y sus resultados.

La ciencia no est constituida por un conjunto de datos. El conjunto deconocimientos establecidos en un momento se revisa posteriormente. La cienciase identifica con sus mtodos. El mejor modo de ver en funcionamiento talesmtodos es en la historia de la ciencia.


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Cursos de verano materias intensivas

Introduccin al Pensamiento Cientfico - IPC

Este material es utilizado con fines exclusivamente educativos. 2

A. Revolucin copernicana

Introduccin

Entre los siglos XV y XVIII, la sociedad europea experiment un conjunto de transformaciones entodos los mbitos de la cultura. Estos cambios se vieron reflejados, principalmente, en el arte (atravs de todas sus expresiones), la tecnologa, la msica, la produccin de bienes y en el lugarotorgado a las creencias religiosas. La ciencia no estuvo ajena a estos cambios y la Revolucincopernicana, de la que nos ocuparemos en la primera parte de esta unidad, constituy un captulocentral en la transformacin que sufri la concepcin cientfica de la naturaleza y de la mismaciencia natural.

La Revolucin copernicana tiene como hito la publicacin del libro de Nicols Coprnico (1473-1543) Sobre las revoluciones de las esferas celestes1, conocido abreviadamente en latn como Derevolutionibus. En este, Coprnico propona una nueva forma de ordenar y comprender las

observaciones astronmicas. La idea principal era explicar los movimientos de la Luna, losplanetas, el Sol y las estrellas partiendo de la base de que la Tierra giraba alrededor del Sol. Estaidea no era nueva, pues ya la haba desarrollado el astrnomo griego Aristarco de Samos (c. 310a.C. c.230 a.C.) pero Coprnico fue el primero que la desarroll sistemticamente, satisfaciendolas exigencias profesionales de la comunidad de astrnomos; fue el primero que hizo las cuentas.La propuesta, sin embargo, planteaba un conjunto de interrogantes por resolver, no solo para laastronoma (abocada a predecir y describir matemticamente los cambios de posiciones de losastros), sino tambin, para la fsica (que se ocupaba del cambio en general y de los movimientosde los objetos en la Tierra) y para la cosmologa (que buscaba presentar una imagen acerca deluniverso). La respuesta a estos interrogantes supona una nueva cosmovisin o esquemaconceptual y no sera, sino a travs de un trabajo colectivo y continuo, que esta se iraconformando hasta adquirir su forma ms o menos definitiva con el trabajo de Isaac Newton(1642-1727), en el siglo XVII, y los posteriores de William Hamilton (1805-1865), Pierre SimonLaplace (1749-1827) y Simon Denis Poisson (1781-1840).

En esta unidad presentaremos los principales acontecimientos que conformaron la Revolucincopernicana y plantearemos algunas cuestiones que contribuyan a ordenarlos.

El primer apartado ofrece algunas de las observaciones bsicas sobre los fenmenos celestes y sucarcter cclico. Las mismas fueron la base tanto para el planteo de la astronoma antigua, comopara la posterior propuesta de Coprnico.

El segundo apartado resume la forma en que desde la astronoma antigua se construy un marcoterico para explicar esos fenmenos.

El tercero se centra en el contexto fsico y cosmolgico aristotlico, que complementaba la teoraastronmica, dndole una cosmologa y una fsica.

1 De revolutionibus orbium coelestiumfue publicado en 1543, ao de la muerte de su autor.


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En el cuarto, se exponen las ideas principales de Coprnico sobre astronoma y los problemas queesta ltima plantea a la cosmologa-fsica aristotlica.

El quinto apartado est dedicado al desarrollo de la astronoma luego de Coprnico, incorporando

nuevas ideas y observaciones.El sexto se ocupa del desarrollo de las ideas que dieron plausibilidad cosmolgica y fsica a lateora copernicana a comienzos del siglo XVII.

Finalmente, la ltima parte presenta el cuadro de situacin de fines del siglo XVII y el lugar delCopernicanismo en el marco newtoniano.

1. Los fenmenos celestes

En nuestros tiempos, es difcil pensar que la medicin del tiempo depende de algo que se mire enlos cielos o que se levante la cabeza a menos que estemos pensando en el reloj de algn edificio.En la antigedad, sin embargo, la medida del tiempo parta de observaciones astronmicas. Lasmismas permitan establecer la duracin de un ao, la divisin del ao en estaciones e incluso laduracin aproximada de los das.

El aparato clave de medicin, llamado gnomon (regla, vara de medida, vara graduada), era unpalo de una longitud determinada que se clavaba en forma perpendicular a una base plana. Dichabase contaba con marcas a distancias regulares del gnomon, las cuales permitan determinar conprecisin la longitud de su sombra en cualquier momento del da (ver Figura 1). Cada da, cercadel amanecer y del atardecer la sombra alcanza un mximo y llega al mnimo a medioda.

Registrando los distintos mximos y mnimos de la sombra del gnomon se observa2, que amedida que el clima se pone clido, la sombra proyectada es ms corta que la del mediodaanterior. Cuando el clima se pone fro, la sombra a medioda es cada da ms larga que laproyectada el da anterior. En primavera y en otoo (23 de septiembre y 21 de marzo), laslongitudes de la sombra del gnomon coinciden entre s y se encuentran en un punto medio entrela del 22 de junio, donde la sombra alcanza un largo mximo (comparada con las de los demsmediodas) y la del 22 de septiembre, donde la sombra llega a un largo mnimo (comparada conlas de los dems mediodas). A aquellos das en que la sombra coincide (23 de septiembre y 21 demarzo), se los llama equinocciosde primavera y de otoo; en tales das, el da y la noche tienenla misma extensin. A aquel da en que la sombra alcanza una extensin lmite (22 de diciembre y22 de junio), se los denomina solsticiosde verano y de invierno; en tales das, la noche es mucho

2Ustedes mismos pueden hacer su propio gnomonen una terraza, una plaza o cualquier lugar abierto (donde lasconstrucciones y edificios no tapen al sol). Realicen marcas circulares alrededor de un poste, cada 14 20 cm.Podrn observar que el 22 de junio, el largo de la sombra al medioda es mucho mayor que la del 22 de diciembre;que el 21 de marzo y el 23 de septiembre, los largos al medio da coinciden y que estn a medio camino entre losde de junio y de diciembre. Recuerden que en el hemisferio norte, las estaciones van en otro orden, as que cuandolas medidas del gnomonal medioda se van alargando para nosotros, se van acortando en el otro hemisferio, yviceversa.


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ms corta que el da o el da que la noche. A medida que nos acercamos a los equinoccios, lasduraciones de das y noches tienden a coincidir, a medida que nos acercamos al solsticio deverano, los das son cada vez ms largos con respecto a las noches y, a medida que nosacercamos al solsticio de invierno, los das son cada vez ms cortos. La distancia entre dosequinoccios de primavera permite determinar el paso un ao. De all la expresin, tiene 15primaveras por tiene quince aos. Y todo esto se puede hacer con un palo y la medicin de susombra! Curiosamente, este mtodo es ms preciso que el que utilizamos en nuestros calendariosusuales contando 365 das de 24 horas, que se queda corto. Tanto es as que tenemos queagregar un da entero cada tres aos, para ajustar nuestro ao calendario a los equinoccios. Sinese da extra, los equinoccios se iran alejando de las fechas mencionadas.

Figura 1. Reloj de Sol en Taganrog, Russia. El gnomon es la

pieza triangular de este reloj de sol.

Tomado de Wikipedia.http://es.wikipedia.org/wiki/Archivo:Sundial_Taganrog.jpg.

Un segundo fenmeno que puede observarse en el cielo, tiene que ver ahora ya no con el Sol,

sino con las dems estrellas. Si miramos las distintas constelaciones durante una noche (endiferentes momentos), veremos que las estrellas cambian su posicin. Es decir, del mismo modoen que el sol sale y se pone, algo semejante ocurre con las estrellas. Hay sin embargo, una grandiferencia. El Sol atraviesa el cielo, al igual que la luna, casi en lnea recta. As, cada da, aparece,avanza, llega a un punto mximo y luego desaparece. Las estrellas efectan movimientos mslentos y muchas de ellas son visibles durante toda la noche (ver Figura 2). De este modo, entreel atardecer y el amanecer, momento en que las estrellas dejan de ser visibles a causa de la luzdel Sol, describen un recorrido con un cierto ngulo, sin que podamos verlas atravesar el cielo porcompleto. Sin embargo, alguien que tomara nota de en qu punto del cielo ha visto a un grupo deestrellas a una determinada hora de la noche, podra a la noche siguiente volverlas a encontrar enel mismo punto, unos minutos antes (cuatro minutos antes). Dicho de otro modo, si cada noche ala misma hora mirara el mismo punto del cielo, vera a las estrellas un poco adelantadas. Al cabode un ao (un ciclo de dos equinoccios), volvera a verlas en la misma posicin a la misma hora.Esta es otra forma de determinar un ao, aunque supone algunos artilugios tcnicos y detallesextra (fijar el punto desde el cual estamos observando a las estrellas, tener un reloj fiable yajustar el ao calendario al ao solar, ya que si miramos dos 24 de diciembre seguidos, noveremos lo mismo, ya que el calendario que estamos usando est desajustado, en varias horas).


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ara

iaran de lugar).

Figura 2. Foto del cielo con una exposicin

prolongada que muestra el movimiento de lasestrellas (la pelcula de la cmara estuvo expuesta

durante un tiempo lo suficientemente prolongado p

que las estrellas camb

Tomado de Wikipedia.http://en.wikipedia.org/wiki/File:Star_Trail_above_Beccles_-

_geograph.org.uk_-_1855505.jpg

Estas observaciones, que son las mismas que aquellas en las que se bas Coprnico, no permiten

decirnos qu pasa realmente en los cielos. A qu se deben los movimientos y regularidades quenotamos, la recurrencia de das y noches y de aos, de solsticios y equinoccios. Ni siquiera nospermiten estar seguros de que el Sol, la Luna o las estrellas se han comportado, y se seguirncomportando, del mismo modo que durante el tiempo de nuestras observaciones. Sin embargo,hay un acuerdo universal desde la Antigedad en que los fenmenos celestes y su recurrenciatienen que ver con movimientos cclicos, parte de los cuales observamos y parte de los cuales nonos son observables (no vemos a las estrellas de da, ni al Sol durante la noche, pero al verlosaparecer al da siguiente suponemos que continuaron con su movimiento el resto del tiempo).

A la lnea del recorrido del Sol por el cielo se la conoce como lnea de la eclptica o sencillamentecomo eclptica. El eje del giro del Sol no coincide con el eje de giro de las estrellas. Si el eje de

su giro coincidiera con el de las estrellas (o sea con el polo norte celeste), la eclptica coincidiracon el Ecuador celeste. Como el eje del giro del Sol est corrido en un cierto ngulo, la eclpticaseencuentra inclinada respecto del Ecuador (con un ngulo de aproximadamente 23), (ver Figura3). El Sol, as, acompaa el movimiento de las estrellas hacia el oeste pero retrasndose conrespecto a ellas cada da un poco (cuatro minutos).3Los solsticios y equinoccios tienen que vercon el ngulo que separa a la eclpticade la lnea del Ecuador. Si ambas coincidieran (es decir, eleje del giro diario del Sol coincidiese con el del giro diario de las estrellas), los das y las nochesduraran lo mismo todo el ao y solo podramos determinar el paso de un ao a partir delmomento en que las estrellas le ganan una vuelta de ventaja al Sol. La diferencia en la longitudde los das y las noches se debe as, al ngulo en que difieren el Ecuador celeste y la eclptica.

3Recordemos aqu que podemos decir que las estrellas se desplazan una distancia todos los das a la misma hora oque llegan al mismo punto unos cuatro minutos adelantadas. Estas dos formas tienenque ver con el desajusteentre el giro del Sol y de las estrellas: as es lo mismo decir que este va cuatro minutos al da ms lento por vueltao que las estrellas se le adelantan, en cuatro minutos,la vuelta cada da.


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Figura 3. Diferencia entre el ecuador celeste y la eclptica.

Tomado de Wikipedia.http://en.wikipedia.org/wiki/File:Celestial_equator_and_ecliptic.svg

Hasta el momento hemos hablado nicamente de las estrellas y del Sol. Hemos mencionado hastaaqu tres fenmenos: el movimiento diario y anual de las estrellas, el movimiento diario y anualdel Sol y, finalmente, la cuestin de los solsticios y equinoccios, vinculada al cambio climticoestacional. Relacionado con los dos primeros, se desprende el desajuste relativo entre el Sol y lasestrellas, que tiene como consecuencia el aparente avance del Sol hacia el este a lo largo del ao.Estos, sin embargo, no son los nicos fenmenos observables a simple vista en el cielo. Existenotros objetos luminosos: la Luna, Mercurio, Venus, Marte, Jpiter y Saturno (los otros planetasque hoy conocemos no son observables a simple vista). Es posible hacer una distincin por laforma en que se mueven, entre estos ltimos y el Sol, por una parte, y las estrellas, por otraparte. Las estrellas no cambian sus posiciones relativas. Es decir, si bien se desplazan del modoque ya mencionamos, siempre mantienen entre s las mismas distancias. De aqu que noche trasnoche podamos encontrar las mismas constelaciones. De all que desde tiempos inmemoriales loshabitantes de las latitudes ms diversas pasaran sus noches encontrando dibujos en el cielo y losnombraran. El Sol, la Luna, Mercurio, Venus, Marte, Jpiter y Saturno, en cambio, modificabantodo el tiempo sus posiciones relativas. Por eso, que se los llam estrellas errantes.Etimolgicamente, la palabra "planeta" proviene del latn que a su vez deriva del griego (el que significa vagabundo, errante) (ntese que los antiguos usaban el trmino planeta de unmodo diferente al nuestro, puesto que el Sol y la Luna eran planetas, y la Tierra no). Estos

planetas presentan, en lo que hace a la descripcin ms general de sus movimientos, las mismascaractersticas que atribuimos al Sol: poseen un movimiento diario de Este a Oeste al mismotiempo que van desplazndose lentamente rumbo al este. Todos ellos, adems, aparecen en elcielo cercanos al plano de la eclptica y el eje de su rotacin es el mismo que el atribuido al Sol.En otras palabras, el camino dentro del cual se mueven los planetas es el mismo que el del Sol,solo que con mrgenes ms anchos (es decir, se mueven un poco por encima o un poco pordebajo de la eclptica). Los lmites de esos mrgenes son dos lneas paralelas a la eclptica y que


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s

la tienen como punto medio. La franja descripta ocupa una parte del cielo y es llamada Zodaco.4

La Luna, el ms visible de los astros nocturnos, recorre la eclptica en 27 das y medio. Estosignifica que demora algo menos de un mes para pegar la vuelta completa (es decir, para sacarle

una vuelta de ventaja a las estrellas, acumulando las vueltas diarias). La Luna, adems,experimenta fases, conocidas como: luna nueva, cuarto creciente, luna llena, cuarto menguante.Cada fase se separa de las dems en aproximadamente siete das y es en esta regularidad dondese origina nuestra semana de siete das. Los dems planetas presentan adems de este tipo demovimiento a travs del Zodaco que comparten con el Sol y la Luna, llamado movimientonormal, otra caracterstica: de noche a noche los planetas no siempre se mueven en direccineste. Es decir, hay pocas del ao donde las estrellas no obtienen ventaja a los planetas de unanoche a la otra e incluso sucesiones de noches en las que los planetas ganan ventaja a lasestrellas, avanzando, relativamente a ellas, hacia el oeste. Dado que el movimiento normal de losplanetas en el Zodiaco es hacia el este, el movimiento hacia el oeste es visto como un retroceso.A este fenmeno se lo conoce como retrogradacin: los planetas (salvo la Luna y el Sol) noavanzan siempre en direccin al este en el Zodaco, a veces se detienen y se dirigen en ladireccin contraria para luego retomar su camino normal. Otra cuestin no menor es que, durantela retrogradacin, los planetas cambian su brillo y tamao aparentes (ver figura 4).

Figura 4. Retrogradacin de Marte. Esta foto surge de

la superposicin de varias fotos a lo largo de varios da

(haciendo que las estrellas del fondo coincidan), de

modo de que la retrogradacin de Marte se ve con

claridad, tambin, el cambio en su tamao.

Foto tomada del sitio de la NASA,http://apod.nasa.gov/apod/ap080511.html

4Los horscopos de los diarios estn basados en esta idea, el Zodaco se puede dividir en casilleros, cada uno delos cuales corresponde a un signo. Si ustedes son de Capricornio, por ejemplo, eso se debe a que el lugar delZodaco en el que aparece el Sol en su fecha de cumpleaos es el casillero de Capricornio. Expresiones como,cuando usted naci, tena la Luna en Aries, provienen tambin de esta idea.
http://apod.nasa.gov/apod/ap080511.htmlhttp://apod.nasa.gov/apod/ap080511.html


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2. La astronoma antigua

Hasta ahora, hemos hecho una descripcin de los fenmenos celestes observables a simple vista.Pasemos, entonces, ahora a las diversas explicaciones que se han dado de estos. En la

Antigedad se apel con este fin al llamado universo de las dos esferas. Con este se procurabadar una explicacin bsica a tales fenmenos, incorporando alguna informacin suplementaria, ytratando de dar sentido a las observaciones celestes mencionadas en el apartado 1, Losfenmenos celestes. Las dos esferas eran la terrestre y la celeste (ver Figura 5). Se supona quela forma de la Tierra era esfrica (en la Grecia antigua, no se aceptaron, ni posteriormente, ideascomo por ejemplo que la Tierra fuera plana). La esfericidad de la Tierra era apoyada enobservaciones como la siguiente: cuando un barco se aleja de un puerto, lo ltimo quedesaparece es su mstil; cuando nos alejamos de una montaa lo ltimo que desaparece denuestra vista es su pico. La segunda esfera, la esfera celeste (de los cielos) rodeaba la terrestreteniendo en su superficie a las estrellas que vemos durante la noche. Tal esfera daba una vuelta

diaria alrededor de la terrestre (no exactamente diaria, sino demorando 23 horas 56 minutos,cada da adelantndose un poco). El eje de la rotacin de esta esfera estaba situado en el llamadopolo norte celeste, cercano a la estrella polar, que se encuentra siempre en el centro delmovimiento de las dems estrellas. Al cabo de un ao, la acumulacin del tiempo de adelantollegaba a una vuelta completa y, por ello, volvamos a encontrar a las estrellas en su posicinoriginal (en otras palabras, luego de un ao las estrellas ganaban una vuelta entera: como ocurreen las carreras de autos, cuando uno de ellos empieza a ganar una diferencia de pocos minutos encada vuelta, al auto que le sigue).

Figura 5. Ilustracin del universo geocntrico en la que se

pueden apreciar las dos esferas, la Tierra y aquella en la

que se sustentan las estrellas fijas. Tomada del un atlas

publicado en Amsterdam en 1662 que es parte del

patrimonio de la Biblioteca Municipal de Auxerre, Francia.

Pasemos ahora a las explicaciones que se han dado de las retrogradaciones de los planetas. Antesde entrar a este punto, es necesario tener en cuenta dos principios fundamentales de laastronoma antigua: la circularidad de los movimientos y la constancia de su velocidad. Laexplicacin ms sencilla de las retrogradaciones hubiera sido decir que los planetas avanzan, enun momento disminuyen su velocidad, luego retroceden y despus vuelven a avanzar, como lopuede hacer un automvil. Pero esta explicacin, adems de plantear serios problemas


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cosmolgicos y fsicos (por qu aceleran, qu hace que retrocedan, etc.) violaba los dos principiosmencionados. Como veremos en el apartado 3, La ciencia aristotlica, parte de la basecosmolgica de estos principios, por ahora, solo tengamos presente que ellos implican que paraexplicar cualquier movimiento aparentemente no uniforme en los cielos, deba apelarse amovimientos circulares y a velocidad uniforme. Una de las primeras soluciones, incluidas en ladescripcin de Aristteles del universo fueron las del discpulo de Platn, Eudoxo (390 a.C. 337a.C.), quien solo utilizaba combinaciones de esferas concntricas unidas en distintos puntos, paraexplicar este movimiento extrao de los planetas (ver Figura 6). Los planetas se encontrabanengarzados en diferentes esferas, y se transmitan los movimientos a travs de ejes conectadoscon otras esferas. La Tierra era centro de un universo esfrico. El orden de los planetas era: Luna,Mercurio, Venus, Sol, Marte, Jpiter, Saturno. A los planetas a partir del Sol, se los llamabaexternos; a los que se encontraban ms ac del Sol, internos. Esta solucin, sin embargo, nopoda dar cuenta del cambio de brillo y tamao de los planetas. Al ser las esferas concntricas,estos se encontraban siempre a la misma distancia de la Tierra. Un recurso ms exitoso es el de

utilizar combinaciones de crculos.

Figura 6. Modelo de esferas concntricas. Del mismo atlas que

la figura anterior.

Para explicar las retrogradaciones, en el siglo II antes de nuestra era, Hiparco y Apolonioelaboraron el mecanismo de epiciclos y deferentes. El mismo consista en concebir elmovimiento de los planetas, ya no como el del Sol, movindose en una circunferencia yrecorriendo todos sus puntos, sino montado en un crculo cuyo eje estaba fijado a la

circunferencia original. El movimiento de los planetas, as, era un movimiento compuesto: elplaneta se mova en un crculo superficial llamado epiciclo (que justamente quiere decir crculo-apoyado-encima, en griego), y el epiciclo se desplazaba a lo largo de la circunferencia llamadadeferente. El centro del epiciclo estaba siempre sobre el deferente y este tena su centro en elde la Tierra. Al variar los tamaos de los epiciclos, se podan reproducir retrogradaciones dedistintas magnitudes, cuanto ms grande el epiciclo, mayor la retrogradacin (ver Figura 7). Elsistema de epiciclos y deferentes permita explicar cambios en el tamao y brillo de los planetasapelando a diferencias en la distancia del planeta a la Tierra.


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Figura 7. Epiciclos y deferentes. En (a) se

muestra la combinacin de epiciclo y

deferente que permite generar el

movimiento en bucle mostrado en el

grfico (b).

Tomado deKuhn, T. S., Larevolucincopernicana, 1985, pp. 96, 98 y 100.

De este modo, se poda dar una explicacin cualitativa, general, de las retrogradaciones. Peropara dar una explicacin detallada de los fenmenos observados era necesario introducir mayoresprecisiones: no era lo mismo Marte que Venus, por ejemplo. Una vez realizado esto, pudieronmejorarse enormemente las observaciones, comparando los datos reales con las prediccionesofrecidas por el sistema terico. Fueron Ptolomeo (100-178) y sus sucesores quienes seencargaron de esa tarea.

Sin embargo, para dar cuenta de las nuevas observaciones y ajustar las predicciones, ya no solocualitativamente, sino con precisin cuantitativa, fueron necesarios nuevos epiciclos. Se utilizabanentonces, epiciclos menores, que a diferencia de los epiciclos mayores cuya funcin era la deexplicar grandes irregularidades como las retrogradaciones, servan para eliminar pequeosdesacuerdos entre teora y observacin. Tambin se emplearon las llamadas excntricas (endonde el centro de la rbita no coincida con el centro de la Tierra) y losecuantes (punto distintodel centro del deferente y de la Tierra desde el cual la velocidad se ve uniforme). No esimportante aqu entrar en detalles. Lo esencial es distinguir los epiciclos mayores de los menoresy otros recursos. Veremos luego que la propuesta de Coprnico permite eliminar los epiciclosmayores pero que aun necesita de una serie de recursos adicionales (epiciclos menores yexcntricas) para dar cuenta con precisin de las observaciones. Notemos, tambin, que gracias altrabajo de Kepler, puede prescindirse, adems, de los epiciclos menores, obtenindose as unadescripcin cualitativamente razonable y bastante sencilla desde el punto de vista matemtico yastronmico.

Antes de abandonar la astronoma antigua, veamos el pequeo texto acerca de uno de losdescubrimientos arqueolgicos ms importantes realizados: el mecanismo de Anticitera. Suelepensarse que los tericos griegos despreciaban el trabajo tcnico, pero, este mecanismo, quepone en duda tal preconcepcin, muestra que la astronoma antigua tambin tiene su propiatecnologa.


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El mecanismo de Anticitera: tecnologa en la Antigedad

Por Christin C. Carman

A principios de 1900, un grupo de buzos griegos conclua su temporada de pesca en el norte de frica yregresaba a su hogar. Sin embargo, en el camino de vuelta fue sorprendido por una fuerte tormenta mientrasatravesaba el canal entre Citera y Creta y debi hacer costa en una pequea isla llamada Anticitera. Una vezconcluida la tormenta, comenzaron a bucear y hallaron un barco hundido lleno de tesoros. Se trat del primernaufragio arqueolgico y, hasta ahora, el ms importante. Los tesoros encontrados actualmente llenan variassalas del Museo Arqueolgico Nacional de Atenas: bellsimas estatuas de bronce, joyas, armas, muebles, perotambin rescataron fragmentos de lo que pareca ser un aparato de navegacin, hoy conocido como elmecanismo de Anticitera. El naufragio ha sido datado cerca del 70 a.C., mientras que el mecanismoprobablemente haya sido fabricado entre el 100 y el 150 a.C.

El mecanismo tena aproximadamente el tamao de un diccionario grande, estaba protegido por una caja de

madera que tena una puerta adelante y otra atrs. Tena ms de 30 engranajes de bronce y, al menos, 7relojes sealando distintos eventos. El aparato se manejaba dando vueltas con la mano a una manija, quepona en funcionamiento toda la cadena de engranajes. Girando en un sentido se podra avanzar en el tiempoy, girando en el otro, retroceder.

En el frente, haba un gran reloj con dos escalas concntricas. La interior estaba dividida en 12 zonas con 30marcas cada una, en cada zona estaba escrito el nombre griego de un signo del zodaco y serva para ubicarsobre el fondo de estrellas fijas la posicin del Sol, la Luna y, probablemente, los planetas conocidos en lapoca. La exterior estaba dividida en 365 marcas que correspondan a los das del ao. En el centro de estasescalas haba al menos dos punteros, uno para el Sol y otro para la Luna que giraban cada uno a su propioritmo. El del Sol daba una vuelta por ao y, as, sealaba en la escala interna la posicin del Sol en el zodacoy, en la externa, el da del ao.

El puntero de la Luna daba una vuelta por mes y mostraba la posicin de la Luna en el zodaco. Este punterocontaba con dos mecanismos realmente asombrosos por su ingenio y simplicidad: para sealar las fases de laLuna, posea una pequea esfera, mitad pintada de negro y mitad de blanco, que giraba a lo largo del mes(sindico) mostrndose, por lo tanto, parcialmente blanca y parcialmente negra o totalmente de uno u otrocolor, representando las fases de la Luna. El segundo lograba dar cuenta de las irregularidades en la velocidadde la Luna haciendo que el puntero de la Luna no se desplazara a una velocidad constante, sino que aceleraraen los momentos que la Luna aceleraba y desacelerara cuando la Luna lo haca. En general, la astronoma queest detrs, inspirando la construccin del aparato, es la de Hiparco, el astrnomo griego anterior a Ptolomeoms conocido.

En la cara posterior haba dos grandes relojes ubicados verticalmente y algunos relojitos subsidiarios en suinterior.

El reloj de arriba consista en un complicado calendario luni-solar, basado en el ciclo metnico que afirma que19 aos son exactamente 235 meses lunares. La escala constaba de 235 celdas (cada una representando unmes) ubicadas en cinco vueltas en forma de espiral. Como cada ciudad griega posea su propio calendario, elnombre de los meses all presentes nos permiten concluir que el mecanismo fue hecho para ser utilizado enCorinto o en alguna de sus colonias. Incluso, podra provenir de Siracusa, donde vivi el gran Arqumedes,quien, segn cuenta Cicern en su Repblica, construy un aparato muy similar.

El calendario luni-solar constaba de dos relojitos subsidiarios: uno giraba una vuelta cada 76 aos e indicabacundo haba que omitir un da extra al calendario metnico (una vez cada cuatro ciclos) para corregirlo. El


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segundo, uno de los ms asombrosos, daba una vuelta cada cuatro aos y estaba dividido en cuatro celdas: enellas se indicaban qu juegos panhelnicos se jugaran ese ao: las Olimpadas, los juegos de Nemea, etc.

El de abajo estaba dividido en 223 celdas (tambin correspondiendo cada una a un mes sindico) distribuidas

en cuatro vueltas de un espiral. La mayora de las celdas estn vacas, pero en los meses en los que habra uneclipse, la celda indicaba que lo habra detallando si sera solar o lunar, a qu hora sucedera y si podra o noverse. Los eclipses se repiten cada 223 meses, por eso, ese puntero serva para predecir eclipses in aeternum.En realidad, de un ciclo a otro, la aparicin de los eclipses se desplazan 8 horas. sa es la razn por la que elmecanismo posea un relojito subsidiario con un puntero que giraba muy lentamente (una vuelta cada 54 aos)indicando si haba que sumar 8 16 horas o ninguna al valor que apareca en la celda.

Si bien es el nico aparato de este tipo que conservamos (el siguiente instrumento astronmico con engranajeses 1400 aos posterior y muchsimo ms simple), para muestra basta un botn: el desarrollo tecnolgico en laAntigedad haba llegado mucho ms lejos de lo que habitualmente pensamos.

Fragmento mayor del mecanismo de Anticitera.

Expuesto en el Museo Arqueolgico Nacional de

Atenas.

Fotografa del Mecanismo de Anticitera tomada de Wikipedia.http://es.wikipedia.org/wiki/Archivo:NAMA_Machine_d'Anticythre_1.jpg

Modelo realizado por A. Thorndike basado en Evans,

Carman y Thorndike (2010).

Para ms informacin sobre el mecanismo se puedeconsultar Carman, C. (2011), El mecanismo de Anticera. Unacomputadora astronmica analgica de la Antigedad, enCiencia hoy(21/123), pp. 29-34).

3. La ciencia aristotlica

En la fsica de Aristteles (384 a.C.-322 a.C.) y en la de Newton, ninguna comprensin de lacosmologa fsica es posible sin considerar por partes iguales a la teora de los cielos o astronomay a los principios de la fsica terrestre. En el caso de la de Aristteles, por su oposicin y en de la


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de Newton, por su coincidencia una visin de conjunto es iluminadora.

El universo aristotlico (anterior a la propuesta ptolemaica y basado en la de Eudoxo) estabacontenido en una esfera cuyos lmites exteriores coincidan con los del espacio. Fuera de l no

haba materia. El universo se encontraba cualitativamente dividido entre el mundo sublunar (loque se encontraba ms ac de la esfera de la Luna) y el supralunar (lo que se hallaba ms all deella, incluyndola). El ter, un slido cristalino llenaba el espacio comprendido entre la esfera delas estrellas fijas y la de la Luna, era el elemento material ms abundante. De ter estabanhechos los planetas y las estrellas fijas5 y las distintas esferas que rotaban articulando losmovimientos de los mismos.

El movimiento de la esfera de las estrellas fijas arrastraba a la esfera inmediatamente inferior yaquella a la siguiente hasta que el movimiento era transmitido a la esfera ms pequea e interna,la cual produca el movimiento lunar. Esta ltima esfera constitua el lmite interno de los cielos.6

El mundo sublunar estaba compuesto de cuatro elementos o cuerpos simples, tierra, agua, aire y

fuego.7Su distribucin, de no mediar la intervencin de otros factores, era similar a la de loscielos y formaba cuatro esferas. La inferior y central de ellas constituida de tierra, a su alrededorse ubicaba el agua, luego el aire y por encima de estos y debajo de la esfera lunar, el fuego (verFigura 8). En este estado de equilibrio, los elementos permanecan en reposo indefinidamente ensus lugares naturales. No obstante, el mundo sublunar no se encontraba en un estado tal y lainfluencia de los astros, el desorden, la generacin y corrupcin de distintas substancias producanla diversidad que se observaba a su alrededor.

Figura 8. Cosmos cristiano-aristotlico. De Meter Apian,

Cosmografa (1524). Si bien esta es una interpretacin cristiana

del universo aristotlico, puede apreciarse con claridad en el

mundo sublunar, la posicin del fuego y el aire como esferas

separadas.

Extrado dehttp://stargazers.gsfc.nasa.gov/resources/changing_ideas_sp.htm.

5 Recordemos que en esta concepcin la Tierra no es un planeta.6Kuhn, La revolucin copernicana, pgina 118.7Fsica II 1.


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Las leyes que rigen los movimientos de los objetos del mundo sublunar parten de las mencionadascaractersticas o tendencia al equilibrio de los cuatro cuerpos simples. La tierra y el agua tiendenhacia su lugar natural en el centro el universo. El aire y el fuego buscan el suyo al alejarse delcentro del universo.8 Los cuerpos terrestres estn compuestos, por lo general, por los cuatrocuerpos simples en distintas proporciones y su movimiento natural depende del elemento que seencuentra en ellos en mayor proporcin.9Una de las consecuencias de estas tendencias naturaleses la coincidencia del centro de la Tierra con la del centro del universo, de la cual se derivaaccidentalmente que los cuerpos graves, al buscar su lugar natural en el centro del universotienden hacia el de la Tierra.10Los movimientos naturales en el mundo sublunar, en consecuencia,son rectilneos (alejndose y acercndose al centro del universo). Los movimientos naturales en elmundo supralunar son circulares a velocidad uniforme.

Adems de los movimientos naturales de los cuerpos simples hacia el centro del universo o en ladireccin contraria, existen movimientos violentos o forzados. Estos son producto de laintervencin de una fuerza exterior sobre algn cuerpo fsico alejndolo de su lugar natural.Supone as la aplicacin de una fuerza determinada y vence la resistencia natural del cuerpo apermanecer en su sitio y, tambin, el equilibrio en el cual se encontraba. Una vez cesada laintervencin de dicha fuerza, el cuerpo vuelve o tiende a volver a su lugar naturalrestablecindose el equilibrio perdido una vez que este alcanza su meta.11

Las leyes fsicas y tendencias mediante las cuales se explican la cada, la flotacin o el ascenso delos cuerpos simples, parecen expresar regularidades que se cumplen siempre, no obstante, dadala composicin compleja de los dems cuerpos y la naturaleza aun ms compleja de las muchassubstancias, estas generalidades acaban siendo ciertas solo en general, la mayor parte de lasveces.

La esfera de la Luna divide al universo en dos regiones de naturaleza completamente distinta: laterrestre, sitio de la generacin y la corrupcin, y la celeste, eterna e inmutable. Las propiedadesde la materia que conformaba los cielos, eran completamente adecuadas a dichas caractersticas.El ter no sufre crecimiento ni disminucin, es intemporal, impasible e inalterable. Y lo mismoocurre con los cuerpos que conforma; los siete planetas la Luna, el Sol, Mercurio, Venus, Marte,Jpiter y Saturno, las estrellas y las esferas que los contienen.

El movimiento natural de los objetos que caen dentro del mbito supralunar es circular, alrededordel centro del universo. Este movimiento que es eterno y recurrente, es previsible y podemoshacer predicciones acerca de los fenmenos que produce. Nuestras predicciones acerca de l sonpor siempre verdaderas o falsas.12 Todo lo que hay que explicar sobre ellos cae dentro de

8En El nacimiento de una nueva Fsica,captulo II,Bernard Cohen elabora una interesante reconstruccin de lasleyes aristotlicas del movimiento, segn la cual la velocidad de los movimientos naturales de los cuerpos seraproporcional a su pesantez e inversamente proporcional a resistencia ejercida por su medio circundante.

9GC. II 8, 334b 30 y siguientes.10Cael. II, 14 296b 8- 298a 13.1119 Koyr, Estudios Galileanos, pginas 9 y 10.12Int. 9 19 a35 6; 18 a39-b25.


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regularidades que no admiten excepciones. All se aplica el principio de plenitud, todo lo que esposible de los cuerpos celestes en general es o ser el caso en cada uno de ellos.13Nada azarosoocurre en los cielos; la nica descripcin de su naturaleza es completa y no da lugar aentrecruzamientos de factores pertenecientes a esferas distintas. El movimiento celeste es tanirrevocable como el pasado. Nada podemos hacer para impedir la ocurrencia de uno o del otro. Nosiendo posible que se detenga jams, no es posible. El movimiento de los cielos es, pues,necesario.14

En resumen, lo nico posible en los cielos es lo que efectivamente ocurre, que es lo que puedepredecirse con verdad a partir de las leyes que rigen sus fenmenos. En otras palabras, la fsicaceleste es determinista.

Hemos sealado antes que los movimientos y cambios de la regin sublunar son producidos porlos movimientos en el mbito celeste. Al haber sostenido la necesidad y regularidad de estosltimos, podra preguntarse por la relacin entre los primeros y aquellos. Cmo puede convivir

lo necesario con lo contingente (lo que podra ser de otro modo)? Cmo pueden interactuar dosmundos sin que azar alguno se transmita hacia los cielos o el orden se imponga en la tierra?

Sabemos, por ejemplo, que cuando el Sol se encuentra en cierta posicin, las temperaturas sonms clidas y los das ms largos. Pero no todos los ejemplos concebibles son de este estilo. Larelacin entre ambos mundos, entre ambas naturalezas o entre ambas fsicas, puede serproblemtica. En cualquier caso, estas ideas daban un marco cosmolgico y fsico a la astronomaptolemaica. Este marco es el que comenzara a derrumbarse a partir del trabajo de Coprnico.

4. El pensamiento de CoprnicoAunque ya en tiempos de Ptolomeo, la astronoma se haba constituido como una disciplinaautnoma, su vinculacin con la fsica y cosmologa eran inevitables. Estas ltimas no podan darms que un marco para la Astronoma, pero un marco necesario. En tiempos de Coprnico, lascosas eran semejantes en tal sentido. As, tanto su gran obraRevolutionibus Orbium Caelestium,como la de Ptolomeo llamadaAlmagesto, comenzaban presentando el marco cosmolgico y fsicoen el cual se inscribiran sus trabajos y clculos astronmicos. Ambos libros, as, comenzabanargumentando acerca de la posicin de la Tierra en el cosmos, su movilidad o inmovilidad y surelacin con respecto a las estrellas. Empezaremos nuestra lectura por all.

Al igual que sus predecesores, Coprnico aceptaba que el universo era esfrico y que esa mismaforma era la de la Tierra y de los dems astros, que los movimientos de los astros eran circularesy su velocidad uniforme. De tal manera, durante los primeros cuatro captulos de su libro,comparte plenamente las ideas de sus colegas. En el captulo quinto, sin embargo, comienza aargumentar a favor del movimiento de la Tierra, o sea, que la Tierra se mueve. Sus argumentos,

13Met. IX 8, 1050b 7-8; 1050b 20.14GC II, 11, 338 1-3; 338 17- b 5.


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que no son de ningn modo concluyentes, manifiestan dos caractersticas fundamentales. Enprimer lugar, para justificar dicho movimiento, Coprnico establece una analoga entre la Tierra ylos dems cuerpos celestes: al tener la misma forma, podran convenirles los mismosmovimientos. Veremos luego que las observaciones de Galileo profundizan esta observacincosmolgica y siguen la misma lnea: la Tierra es solo un astro ms. En segundo lugar, Coprnicoadhiere a la idea aristotlica de los lugares naturales y procura conservar el marco fsicoaristotlico con una diferencia, nada sutil, pero razonable: cambiar el centro del universo por elcentro de cada planeta (incluida la Tierra) como lugar al que tienden los graves (los cuerpos quecaen). En el caso de una Tierra inmvil, la tendencia natural de los cuatro elementos a buscar suposicin con respecto al centro del universo, coincida con la tendencia natural a buscar el centrode esta. Al afirmar que la Tierra estaba en movimiento, Coprnico debi atribuir las tendenciasnaturales de los elementos al centro de esta, como marco de referencia y punto al que caan losgraves.

La explicacin de los movimientos celestes ofrecida por Coprnico, con respecto a las estrellasfijas y al Sol, consiste en atribuir a la Tierra los movimientos dados hasta ese entonces al resto deluniverso. As, las rotaciones diarias de la esfera de las estrellas fijas y el Sol de este a oeste sedeben a una rotacin de la Tierra sobre su propio eje en direccin contraria (de oeste a este) quedemora 23 horas 56 minutos. A su vez, el aparente retraso diario del Sol con respecto a lasestrellas se debe a la traslacin terrestre: cada da que pasa, la Tierra se ha movido un poco haciael oeste, lo cual genera la apariencia del avance paulatino del Sol hacia el este. Y lo mismo, engeneral, con el movimiento normal de los dems planetas. Con respecto a la cuestin de lasestaciones del ao, los equinoccios y los solsticios, que eran explicados por el movimiento del Solen la eclptica y la inclinacin de la eclptica respecto del polo norte celeste de aproximadamente23, ahora es explicado como consecuencia de una inclinacin en el ecuador terrestre (el paralelo

0 en nuestros mapas) y desplazamiento de los polos norte y sur terrestres con respecto alecuador celeste y sus polos.

La principal virtud del sistema copernicano, sin embargo, consiste en la explicacin cualitativa delas retrogradaciones de los planetas. De acuerdo con la visin copernicana, la Tierra es el tercerplaneta a partir del Sol. Ms cercanos al Sol se encuentran Mercurio y Venus, y ms lejanos,Marte, Jpiter y Saturno. A cada uno de los seis planetas le corresponde un crculo cuyo centroest en el Sol. La Luna tiene un crculo aparte, cuyo centro coincide con el de la Tierra. A qu sedeben las retrogradaciones? A las apariencias generadas por el movimiento relativo de losdistintos planetas alrededor del Sol (ver Figura 9 y Videos 1 y 2).


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Figura 9. Explicacin de las retrogradaciones en el universo heliocentrista. S es el Sol, T es la Tierra en

diversos puntos de su recorrido. P son las posiciones de un planeta externo, por ejemplo, Marte, y los puntos

marcados con A, la proyeccin del planeta sobre las estrellas fijas. Como la Tierra se adelanta al planeta, en

un momento (de A2 a A4 en el grfico) pareciera sobre el fondo de las estrellas fijas que el planeta

retrocede. Grfico extrado de Wikipedia. http://en.wikipedia.org/wiki/File:Retrogradation.svg.

Video 1. Retrogradacin planetas externos

{http://www.youtube.com/watch?v=vVBIMJUfO54}

Es mucho ms simple entender las diferencias entre la explicacin ptolemaica y la copernicana de lasretrogradaciones en una animacin. En este video se presenta primero la retrogradacin de un planetaexterno, es decir, el fenmeno observable. Se muestra luego, la solucin que apela a epicilos y deferentescon una Tierra en el centro, y despus la solucin heliocentrista en la que la retrogradacin es unaapariencia. Extrado de http://www.mogi-vice.com/Pagine/Downloads.html.

Video 2. Eudoxo, Ptolomeo, Coprnico

{http://www.youtube.com/watch?v=I4oOu8wINas}

En este video se presentan las diferentes explicaciones de las retrogradaciones. Primero, el modelo deesferas concntricas de Eudoxo. Ntese que en este caso no cambia la distancia del planeta a la Tierra.Luego, la de los epiciclos y deferentes y, finalmente, la copernicana. Extrado de http://www.mogi-vice.com/Pagine/Downloads.html.

Estas ideas elementales no solo permitan a Coprnico dar cuenta de las retrogradaciones de unmodo cualitativo, tambin permitan calcular los tamaos de las rbitas planetarias, a partir deltiempo que demoraban los planetas en recorrerlas dando una vuelta, el hecho de que los planetasinteriores (ubicados entre el Sol y la Tierra) planteaban ms retrogradaciones al ao y por qununca aparecan en el Zodaco alejados de la posicin proyectada del Sol (fenmeno que nomencionamos antes, pero que tiene cierta relevancia). Venus y Mercurio nunca se oponan al Sol,es decir, nunca ocurra que la Tierra quedara en medio del Sol y Venus, ni entre el Sol y Mercurio(cosa que s ocurra con los planetas externos).
http://en.wikipedia.org/wiki/File:Retrogradation.svghttp://www.youtube.com/watch?v=vVBIMJUfO54http://www.mogi-vice.com/Pagine/Downloads.htmlhttp://www.youtube.com/watch?v=I4oOu8wINashttp://www.mogi-vice.com/Pagine/Downloads.htmlhttp://www.mogi-vice.com/Pagine/Downloads.htmlhttp://www.mogi-vice.com/Pagine/Downloads.htmlhttp://www.mogi-vice.com/Pagine/Downloads.htmlhttp://www.youtube.com/watch?v=I4oOu8wINashttp://www.mogi-vice.com/Pagine/Downloads.htmlhttp://www.youtube.com/watch?v=vVBIMJUfO54http://en.wikipedia.org/wiki/File:Retrogradation.svg


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Sin embargo, el sistema de Coprnico distaba de ser perfecto y eso se haca especialmentepatente a la hora de dar una explicacin matemtica precisa de los movimientos celestes. Estaprecisin es la que requeran los astrnomos y, desde su punto de vista, tenan razn. Coprnicohaba eliminado los epiciclos mayores y los ecuantes, pero necesitaba hacer uso de los epiciclosmenores y de las excntricas. Con ello su sistema resultaba tan complejo como el ptolemaico ycon una gran desventaja: fsicamente era poco intuitivo. Si la Tierra gira sobre su eje cada da yadems se mueve miles y miles de kilmetros alrededor del Sol, cmo es que no salimosdisparados por la fuerza centrfuga que genera su giro?, cmo es que los pjaros en el cielo queno estn aferrados a nada no se quedan atrs (como quien salta de un tren en movimiento)?Cmo es que si soltamos un objeto de una torre, cae al pie de esta, aunque la Tierra haya giradouna importante distancia?

Por otra parte, exista un problema tambin grave que no mencionamos. Si la Tierra se moviese,razonaban por entonces, las posiciones relativas de las estrellas fijas deberan cambiar. Del mismomodo que si caminamos por una habitacin, las posiciones relativas de los objetos que nos rodeancambian (aunque las reales no cambien). Por ejemplo, si en enero fijo un tubo a travs del cual seve cierta estrella, a los seis meses, si la Tierra se mueve, la estrella debera dejar de verse atravs del tubo (ver Figura 10).

Figura 10. Esto sera lo que se observara si la Tierra cambiara de

posicin, segn los geocentristas. El ngulo es el conocido como

ngulo de paralaje. Si la Tierra se moviera, entonces, deberamos

esperar cambios en el ngulo de paralaje.

Cuando en la poca de Coprnico se realizaban tales experiencias, no se observaba que la estrellacambiase su posicin (s a lo largo del da, por supuesto, pero no a lo largo del paso de losmeses). Esto implicaba una refutacin contundente del movimiento de la Tierra. Sin embargo,Coprnico introdujo una propuesta extremadamente audaz. Hasta el momento no haba razonespara considerar que las estrellas, que tanto Coprnico como los Ptolemaicos crean engarzadas enla esfera de las estrellas fijas, estuviesen lejos de la Tierra. Se notar que el ngulo en la Figura10 vara mucho, porque la estrella se encuentra muy cerca de la Tierra. Si se encontrara muchoms lejos, la variacin sera menor. Si se hallara extremadamente lejos, podra ocurrir que la


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variacin fuese, de tan pequea, indetectable. Coprnico sostuvo, en consecuencia, que la esferade las estrellas fijas estaba extremadamente lejos de modo tal que la modificacin de la posicinde la estrella no era perceptible a simple vista. El universo, por lo tanto, era mucho ms grandede lo que nunca se haba imaginado (ver Figura 11). Hasta el momento no se haba inventado eltelescopio, y la astronoma se haca a simple vista con instrumentos relativamente simples.Coprnico arriesg que con instrumentos ms precisos las variaciones en el ngulo de paralajedeberan detectarse (recin en el siglo XIX se logr hacerlo), pero en el momento, no habarazones para considerar que esto ocurriera en el futuro.

Figura 11. Cuanto ms lejana

se encuentre la esfera de las

estrellas fijas el ngulo de la

paralaje ser menor. Notemos

que es bastante ms agudo

que . Si la esfera de las

estrellas fijas estuviese mucho

ms lejos, el ngulo de la

paralaje sera imperceptible.

5. La astronoma de Brahe y de Kepler

El sistema copernicano, que parta de la astronoma, permita simplificar conceptualmente laexplicacin de las retrogradaciones de los planetas. Sin embargo, desde el punto de vistaastronmico, que requera precisin predictiva y no solo una explicacin cualitativa, el sistema de

copernicano resultaba tan inadecuado como el Ptolemaico y no menos complicado. Estainadecuacin se hizo especialmente manifiesta como consecuencia de las nuevas y ms precisasobservaciones incorporadas como evidencia astronmica por Tycho Brahe (1546-1601). SeraJohannes Kepler (1571-1630) quien, finalmente renunciando a las dos ideas fundamentales de laastronoma antigua (movimientos circulares y velocidades constantes), dara una explicacinastronmica que gozaba tanto de precisin como de sencillez.

Brahe fue, junto con Coprnico, el mayor astrnomo del siglo XVI. Su aporte crucial a laRevolucin copernicana fue la incorporacin de un conjunto enorme de nueva evidencia,


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observaciones precisas de los fenmenos celestes y los movimientos de los planetas. Hasta eseentonces, el conflicto entre copernicanos y ptolemaicos se encontraba en una especie de empatetcnico: los copernicanos podan aducir que no necesitaban epiciclos mayores, pero secomprometan con el movimiento de la Tierra sin una justificacin firme; los ptolemaicos, tenan ala tradicin de su lado y una cosmologa slida detrs, pero carecan de una representacin de losmovimientos planetarios cualitativamente sencilla; ambos, copernicanos y ptolemaicos, deban encualquier caso utilizar un nmero enorme de artilugios matemticos para dar cuenta de losfenmenos con alguna precisin. Las observaciones de Brahe mostraron definitivamente queambas concepciones, tal como estaban planteadas, no se adecuaban a la evidencia. Tantocopernicanos como ptolemaicos deban incorporar un enorme nmero de correcciones a sus yacomplejos sistemas para poder dar cuenta de las observaciones de Brahe.15

Kepler, discpulo de Brahe y heredero de sus observaciones, dio un nuevo giro a la astronoma. Elmismo resolvera el llamado problema de los planetas y lo definira a favor de la posicincopernicana. Las fuentes de su pensamiento fueron dos: por un lado, una creencia casi mstica yfantica en las armonas matemticas y las proporciones; por otro, un compromiso profundo conla evidencia disponible. Ambas fuentes combinadas, lo llevaron a buscar una explicacinmatemticamente ms sencilla y elegante que las utilizadas hasta ese entonces por ptolemaicos ycopernicanos y al mismo tiempo adecuada a las precisas observaciones con las que contaba. A finde cuentas, estos compromisos lo llevaran a romper con las dos ideas rectoras de la astronomaantigua que Coprnico haba conservado: movimientos circulares y velocidades uniformes.

En primer lugar, Kepler observ que los epiciclos menores utilizados para explicar la aparentediferencia de velocidad del movimiento aparente del Sol en algunas pocas y de los planetas engeneral, se podan evitar abandonando la idea de que los planetas recorren rbitas circulares. Lallamada Primera ley de Kepler, enuncia su alternativa: los planetas se mueven en rbitas deforma elptica (elipses) estando el Sol en uno de sus focos (ver Figura 12).

Qu es una elipse? Una elipse es a un crculo lo mismo que un paralelogramo (figura de cuatrolados con lados opuestos paralelos, como el rectngulo y el rombo) a un cuadrado. Es decir, unaelipse es una categora ms general. Los crculos son elipses, del mismo modo que los cuadradosson paralelogramos. La diferencia en ambos casos es que tanto los crculos como los cuadradosson ms simtricos. Las dos diagonales de un cuadrado se cruzan en su centro y dan lugar acuatro tringulos iguales. Lo mismo pasa con dos lneas que se crucen en el centro de un circulo,lo dividen en cuatro porciones iguales, piensen en una pizza. Ahora bien, si hacemos esto con unrectngulo, o con una elipse que no es un crculo, dos lneas que se cruzan en el centro darnlugar a dos tringulos ms grandes y dos ms pequeos. Un crculo es una elipse con un solo

foco, un solo centro, si imaginamos un crculo apenas deforme, podemos pensar que ese puntocentral se deform, si lo deformamos ms ahora, tenemos dos puntos que antes coincidan (comosi estirramos una bolita de chicle hasta que se corte). Los focos de la elipse son esos puntos que,de coincidir, la haran un crculo.

15 Tycho Brahe propuso tambin un sistema alternativo a los dos aqu mencionados: el sistema tychnico (oticnico). En el cul el Sol y la Luna giraban alrededor de la Tierra y los planetas giraban alrededor del Sol.


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La Segunda ley de Kepler, es la que pone en cuestin la velocidad constante de los planetas. Ensu lugar, propone una regularidad distinta: los planetas no van a velocidad constante sino quebarren reas iguales de la elipse en tiempos iguales (ver Figura 12). Esta ley es tambin conocidacomo Ley de reas. Imaginen que ponen una lnea que une al planeta con el foco de la elipse enel que se encuentra el Sol. El movimiento del planeta mover esa lnea y al comparar dos paresde momentos, veremos recortadas distintas reas; si esas reas son iguales, el tiempo empleadopor el planeta para recorrer la parte de la elipse que las cubre debe ser el mismo. Es fcil ver quesi aplicamos esta ley a un cuerpo que recorre una trayectoria circular, la ley de reas implica queel cuerpo va a una velocidad constante16. Aplicada a otras elipses, la idea implica, que cuando losplanetas estn ms cerca del Sol, su velocidad es mucho ms rpida y que cuando estn lejos, suvelocidad es menor.

Figura 12. En este dibujo pueden observarse las

primeras dos leyes de Kepler. La primera, los planetas

giran en una rbita con forma de elipse con el Sol en

uno de sus focos; la segunda, un segmento que une al

Sol y al planeta, recorre reas iguales en tiempos

iguales (lo que implica que se acelera cuando se

encuentra ms cerca del Sol).

Estas dos leyes fueron las principales innovaciones respecto de la astronoma antigua. Ambasleyes son aceptadas en la actualidad, pero hoy no son consideradas leyes acerca del movimientode los planetas conocidos por Kepler alrededor del Sol, sino que se trata de leyes universales. Esdecir, con las ideas principales de Kepler, podramos explicar, tanto de la situacin de nuestrosistema solar, en el que las rbitas de los planetas son elipses no circulares y cuyos planetas enconsecuencia tienen una velocidad que no es constante, como de la de otros sistemas planetarios.Con estas dos leyes, Kepler pudo conocer gracias a las observaciones, los movimientos celestes,planetarios, estelares y solares, prescindiendo incluso de los epiciclos menores y dando al

copericanismo la carta del triunfo como teora astronmica.Finalmente, la Tercera ley de Kepler vincula los perodos de los planetas (cuanto tardan en daruna vuelta alrededor del Sol) y sus distancias al Sol. Afirm Kepler que haba una razn constanteentre esos perodos y sus distancias al Sol. El significado de esta ley, de acuerdo con Kepler, eraque revelaba una armona profunda acerca, ya no de los planetas con relacin al Sol, sino del

16 Intenten demostrar esto con lpiz y papel.


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sistema solar como un todo, expresando una proporcin en la forma general del sistema solar y laubicacin de sus rbitas.

6. El aporte galileano

La obra de Galileo Galilei otro copernicano del siglo XVII, contempornea a todas estas ideasreinantes, otorgaba plausibilidad fsica y cosmolgica a las idea de una tierra mvil y apuntaba elreciente descubrimiento del telescopio, al cielo. A continuacin, resumiremos sus principalesaportes. . Los principales aportes de Galileo Galilei a las ideas copernicanas desde el punto devista cosmolgico vinieron de la mano de sus observaciones realizadas con el telescopio a partirde 1609. Galileo combin nuevas observaciones sobre los fenmenos celestes con un espritu yhabilidad de propaganda enormes. l no solo realiz observaciones como cientfico profesional o

astrnomo, sino que las divulg a la opinin pblica. Las principales conclusiones y moralejas queobtuvo de sus observaciones eran que la Tierra es un astro ms en

el universo, semejante a los dems planetas y que incluso en los cielos nada es eterno, ni perfecto(como creyera Aristteles).

Presentamos brevemente los resultados de sus observaciones. En primer lugar, Galileo contemplcon gran detalle el paisaje de la superficie de la Luna, not all montaas y valles muy semejantesa los de la Tierra e incluso, viendo cmo variaban las sombras de las montaas lunares, calcul sualtura (el mismo mtodo era utilizado para determinar tales alturas en las montaas terrestres)(ver Figura 13). Esto iba en contra de la idea aristotlica de que la Luna era una esfera perfectade ter, y de que haba una diferencia cualitativa entre la Tierra y las entidades del mundo

supralunar.

En segundo lugar, adems de observar numerosas estrellas que sin el telescopio no eran visibles,al notar que su tamao aparente no variaba por utilizar este instrumento, argument a favor desu casi infinita lejana. Sin embargo, sus principales descubrimientos astronmicos no fueron esossino los siguientes tres. Galileo, en tercer lugar, observ que Jpiter tiene lunas, al igual que laTierra, e incluso que tiene ms, cuatro (ver Figura 14). Esto mostraba fuera de casi toda duda quehaba movimientos cclicos cuyo centro no era el centro de la Tierra, ni del universo, ni del Sol.Por otra parte, la estabilidad del movimiento de esas lunas alrededor de un planeta que seaceptaba en movimiento, constitua una fuerte razn para aceptar la estabilidad fsica de unatierra mvil: si las lunas de Jpiter podan acompaar su movimiento y no quedaban atrs, lo

mismo valdra para nosotros en la tierra y los pjaros en el aire.


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Figura 13. Dibujo de mano del propio Galileo de

las fases lunares en los que se pueden notar

crteres y montaas en la Luna.

Figura 14. Dibujo de Galileo de las observaciones que

realiz de las diferentes posiciones de las lunas de

Jpiter.

En cuarto lugar, observ que Venus mostraba fases como la Luna y que, al igual que la Tierra,tambin reflejaba la luz del Sol de forma variable segn su posicin respecto a este. Esto nopodra explicarse desde la propuesta ptolemaica en la que los planetas internos nunca seencontraban detrs del Sol (s desde alguna otra teora geocntrica, como la de Brahe), (verFigura 15). Finalmente, observ los anillos de Saturno, lo cual contribua, tambin, a descartar laidea de que todos los astros son esferas o tienen una forma esfrica (idea que Coprnicoaceptaba).


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Venus.svg

Figura 15. No se podran explicar todas las fases de

Venus, s Venus se encontrara siempre entre el Sol y la

Tierra. En este grfico se pueden ver las diferentes fases

considerando que Venus giraba alrededor del Sol.

Extrado dehttp://en.wikipedia.org/wiki/File:Phases-of-

Tierra

Hasta aqu nos hemos concentrado en los desarrollos astronmicos y cosmolgicos vinculados a laRevolucin copernicana. Estos pudieron ser suficientes para quebrar por completo el esquemaaristotlico ptolemaico y abandonar la idea de que la Tierra es un astro privilegiado que seencuentra en reposo en el centro del universo. La simplicidad de las explicaciones astronmicas deKepler que suponan una trayectoria bastante simple para los cuerpos celestes, la Tierra y losotros planetas eran un argumento demasiado elocuente como para ser ignorado. A diferencia delpropuesto por Coprnico, era indiscutiblemente superior a cualquier otro sistema astronmiconunca antes conocido. La virtud propagandstica y la argumentacin convincente de Galileo puso

la idea de que la Tierra era un astro no muy distinto a los dems, (que no era nueva, ya Leonardoda Vinci y otros haban sostenido idea parecidas), al alcance de toda la sociedad educada (quesaba leer y escribir). Un captulo ms, sin embargo, nos queda por recorrer: el camino que vadesde las la idea de lugar natural de Aristteles (apartado 3, La ciencia aristotlica) hasta la ideade una fsica inercial.

Supongamos que estuviramos en un tren muy largo que va en lnea recta a una velocidadconstante (por ejemplo, 60 km/h) en una zona llana y tuviramos un arco y dos flechas.Disparamos una en direccin a la locomotora y una en la direccin contraria. Quobservaremos? Aristteles dira: observaremos que las flechas caen. l no dara ms precisiones yno las necesita. Su explicacin causal es satisfactoria: por qu han cado? Porque son graves, su

constitucin es ms densa que la del aire que la circunda y buscan su lugar natural en el centro dela Tierra. Ahora bien, si quisiramos calcular las distancias a las que caen, l no tendra muchoque decir, no era el tipo de problemas a que originalmente se enfrentaba. Aristteles pretendaresponder a la pregunta: por qu la flecha cae?, y no a: cmo es que cae o se mueve la flecha?;y mucho menos: cmo podemos describir matemticamente la trayectoria de la flecha?

Los fsicos posteriores a Aristteles y anteriores a Galileo, ms interesados en este tipo deproblemas, hubieran respondido probablemente del siguiente modo: si el tren va a 60 km/h y laflecha en la misma direccin (por ejemplo, 120 km/h) y cae luego de un minuto, esta ha recorrido
http://en.wikipedia.org/wiki/File:Phases-of-Venus.svghttp://en.wikipedia.org/wiki/File:Phases-of-Venus.svg


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una distancia de 2 km. En ese tiempo, el tren ha avanzado 1 km. Por lo tanto, para recoger laflecha solo tendremos que caminar un kilometro dentro del tren, ya que mientras ella avanzabados kilmetros, el tren nos acerc en uno. La flecha tirada en la direccin contraria, diran losfsicos postaristotlicos y pregalileanos, se alejar en un minuto en el aire, dos kilmetros denosotros. En ese tiempo, el tren ha avanzado 1 km. Por lo tanto, para recoger la flechatendramos que caminar 3 km dentro del tren, ya que mientras ella avanzaba 2 km, el tren nosalej 1 km ms.

Imaginemos que la explicacin recin presentada fuera correcta. Pensemos, ahora, que en lugarde viajar en un tren a 60 km/h lo hacemos en nuestro planeta a 60.000 km/h. Si disparamos laflecha en la Tierra en la direccin del movimiento terrestre (hacia la locomotora), la flechaavanzara los mismos 2 km. En ese tiempo, la Tierra habra avanzado 1000 km. Segn elrazonamiento anterior, la flecha tendra que caer 998 km detrs de nosotros. En caso de tirar laflecha en la direccin contraria, por anlogo razonamiento, la flecha caera a 1002 km detrs denuestra posicin.

Evidentemente, esto ltimo no pasa. Cuando jugamos al ftbol, por ejemplo, no reparamos en siestamos pateando en la direccin del movimiento terrestre o en la direccin contraria. Sidisparamos una flecha con una fuerza determinada, sabemos que cae a la misma distancia, noimporta en qu direccin apuntemos. Al ser as hay dos posibilidades: o la Tierra no se mueve, oalgo en la explicacin que acabamos de presentar est mal. Los fsicos que se oponan almovimiento de la Tierra, confiados en esa clase de explicaciones, descartaban las ideascopernicanas con argumentos basados en la fsica. Galileo, quien adhera al copernicanismo, tuvoque encontrar una nueva explicacin fsica para la cada de los cuerpos y la indiferencia que existeentre las distintas orientaciones de nuestros disparos (con flechas, balas de caos o pelotas deftbol). El modo en que formul esta idea fue el principio de relatividad del movimiento, que serauno de los orgenes de la Ley de inercia, enunciada posteriormente por Isaac Newton.

Galileo argument razonablemente lo siguiente: cuando estamos en un barco (podra haber dichoen un tren, pero no haba trenes en ese entonces), actuamos del mismo modo que cuandoestamos en nuestras casas. El hecho de que el barco se est moviendo, no hace que las cosas senos caigan para atrs. Nosotros, al igual que las cosas en el barco compartimos el movimiento delbarco, y no experimentamos su velocidad. Al estar en un barco cerrado, no podramos saber si seencuentra avanzando en alguna direccin o quieto con respecto a un puerto cercano. No hayningn experimento que pudiramos realizar dentro del barco que nos permitiera establecer sieste se mueve o no. Y lo mismo ocurre con la Tierra. Como estamos sobre ella compartimos sumovimiento, llammosle movimiento inercial, y por eso cuando saltamos no caemos atrs, pese a

que en el segundo en que estuvimos en el aire, la Tierra se ha movido varios kilmetros respectodel Sol.

Veamos ahora cmo explica Galileo el experimento de las flechas. Repasemos, el tren va a 60km/h y la flecha en la misma direccin (120 km/h), cae luego de 1 minuto, la flecha ha recorridouna distancia de 2 km. En ese tiempo, el tren ha avanzado 1 km. Para recoger la flecha tenemosque caminar dos kilmetros. Por qu? Porque al ser disparada, la flecha ya comparta elmovimiento del tren de 60 km/h. Esa cantidad de movimiento es un extra, as que la flecha ha


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avanzado 2 km por el disparo y 1 km por su movimiento inercial inicial compartido con el tren. Laflecha disparada en la direccin contraria, se alejar, en su minuto en el aire, dos kilmetros denosotros. En ese tiempo, el tren ha avanzado 1 km. Sabemos que tendremos que caminar doskilmetros para recogerla. Por qu? Porque al ser disparada, la flecha ya comparta elmovimiento del tren de 60 km/h. Esa cantidad de movimiento contraria a la del disparo se resta,as que la flecha se ha alejado hacia el fondo del tren en 2 km por el disparo, pero por sumovimiento inercial inicial compartido con el tren en ese tiempo tambin ha avanzado unkilmetro en la direccin en que avanza el tren compensando el movimiento que realiz el trenmientras ella estaba en el aire. Considerado desde alguien que ve el tren pasar desde unaestacin, la flecha disparada en direccin a la locomotora se ha movido tres kilmetros alejndosede la estacin; la flecha disparada hacia atrs se ha movido un kilmetro acerndose a ella. Desdenuestro punto de vista, en el tren ambas flechas se han movido 2 km con respecto a nosotros.

La idea de una fuerza tal, que hace que compartamos el movimiento de la Tierra y de trenes, eranovedosa y el principio de relatividad del movimiento junto a ella son, desde el punto de vistacientfico, los mayores aportes de Galileo a la fsica. Si estas ideas eran correctas, ya no habaproblema alguno en pensar una Tierra mvil. El movimiento o no de la Tierra seran indistinguiblesdesde el punto de vista fsico segn Galileo. Esto, desde luego, no probaba que la Tierra semoviera, pero s impeda descartar esa idea por absurda. Y no se necesitaba ms, ya que ahoraabundaban evidencias cosmolgicas a favor de la semejanza de la Tierra con otros astros yastronmicas, vinculadas con que la mejor (ms elegante y ms precisa) descripcin astronmicasupona que la Tierra giraba alrededor del Sol recorriendo una elipse.

7. Eplogo: Newton

Llegamos ahora al final de nuestra historia. Los trabajos de Kepler sobre los movimientos celestespermitieron a la astronoma de base copernicana prescindir ya, no solo de los epiciclos mayores,sino tambin de los menores (pudiendo explicar as incluso las precisas observaciones de Brahe).Los argumentos de Galileo y sus observaciones con el telescopio dieron plausibilidad a la ideacosmolgica de que la Tierra es un astro semejante a los otros planetas. Finalmente, su anlisisde la inercia y relatividad del movimiento, permita dejar de lado los argumentos fsicos en contradel movimiento de la Tierra. Seran Gottfried Leibniz,

Robert Hooke y en ltima instancia Isaac Newton (1642-1727) quienes daran la forma final al

nuevo universo. Resumiremos a continuacin sus principales rasgos.El espacio y el tiempo (del cual no hemos hablado aqu demasiado) son concebidosmatemticamente y sin propiedades fsicas perceptibles. Todos los puntos del espacio son iguales,no hay un centro del universo, ni confines, ni lugares naturales para las cosas. Solo se distinguenfsicamente dos puntos del espacio por los cuerpos que los ocupan y dos momentos en el tiempopor la diferencia de las posiciones relativas de los cuerpos en ellos.

La idea galileana de la relatividad del movimiento y la inercia son enunciadas como uno de los


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principios ms bsicos de los cuerpos fsicos: todo cuerpo conserva su estado de movimiento amenos que sea sometido a fuerzas externas. Esto es ms fuerte y general que lo que hemos dichoantes sobre Galileo y el movimiento compartido, pero tambin fue enunciado parcialmente por l.As, si un cuerpo estuviese movindose a 10 km/h respecto de un punto del espacio, seguira elmovimiento en la misma direccin indefinidamente. Esta idea desafa las ideas antiguas, e inclusolas de Coprnico, ya que supone que un cuerpo puede estar en equilibrio y movindose al mismotiempo (un cuerpo cualquiera incluso uno terrestre), cuando para Aristteles el nico punto deequilibrio era el de reposo. Y supone tambin un espacio infinito, ya que si el universo tuviera unaesfera exterior que lo contuviera, un cuerpo no podra continuar en su estado de movimientoindefinidamente; en algn momento chocara con los lmites del universo.

Newton propuso adems de la Ley de inercia otras dos: la llamada Ley de accin y reaccin yla Ley de la fuerza. La primera sostiene que siempre que un cuerpo Aejerce una fuerza en unadireccin sobre un cuerpo B, una fuerza de igual magnitud y sentido opuesto es ejercida por elcuerpo Bsobre el cuerpoA. Un ejemplo de esto puede experimentarse disparando un fusil. Unafuerza es ejercida por la bala al dejar el fusil, lo que hace que sintamos la patada, un golpesobre nuestro hombro. Lo mismo ocurre cuando saltamos: ejercemos una fuerza contra el piso,pero en ese instante, el piso ejerce una fuerza igual y en sentido opuesto. Combinando esto con elprincipio de relatividad del movimiento, podemos pensar que lo nico objetivo es el mdulo de lafuerza existente entre nosotros y el piso. La segunda, o ley de la fuerza, establece que las fuerzasejercen un cambio en la velocidad de los cuerpos, una aceleracin que depende en parte de lamasa del cuerpo. La ley establece que F= m x . Esto significa que, si conocemos la masa de uncuerpo y la aceleracin que experimenta, podemos calcular la fuerza a la que est sometido; sisabemos la fuerza a la que est sometido y su masa, podemos calcular la aceleracin que dichafuerza producir en l; si conocemos qu aceleraciones producen distintas fuerzas sobre l,

podemos calcular su masa. Al combinar la Ley de accin con la Ley de reaccin podemosdeterminar que si dos cuerpos de masas muy diferentes interactan (intercambian fuerzas), lasaceleraciones en uno y otro sern iguales solo si sus masas lo son. Es decir, si tenemos un cuerpoAy uno B yAejerce una fuerza de cierta magnitud sobre B, Bejercer una fuerza igual pero endireccin opuesta. Si ambos tienen masas iguales, las aceleraciones producidas enApor By en BporAsern iguales, pero si uno de ellos tiene ms masa que el otro, el que tenga menos masaexperimentar una mayor aceleracin que el que tiene mayor masa. En concreto, si un tren chocade frente con un pjaro, la fuerza ejercida por el pjaro contra el tren y por el tren contra elpjaro son iguales, sin embargo, la aceleracin que producir el pjaro sobre el tren es nfima,porque el tren tiene una masa mucho mayor, en tanto que la aceleracin producida por el tren enel pjaro, ser enorme (porque el pjaro tiene muy poca masa). Es decir, el pjaro saldr volandomientras que el tren ni se inmutar (como cuando un automvil atropella una mariposa, o unaciruela cae sobre la Tierra).

Las leyes de Newton poseen un carcter altamente general: no nos dicen qu tipo de fuerzas hay,ni precisan si algn cuerpo se mueve inercialmente, ni cul es la fuerza ejercida por un cuerposobre otro. Pero si agregamos estos datos, nos permiten calcular adecuadamente algunas cosas.Consiguientemente, Newton complementa sus leyes considerando algunas fuerzas y modelosparticulares. En especial, la fuerza gravitatoria. En ese caso, lo que afirma Newton es que existe


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una fuerza que acta a distancia que depende de las masas de los cuerpos y de sus distancias. Lamisma, llamada fuerza de gravedad, es proporcional a la masa de los cuerpos (es mayor cuantomayores las masas de los cuerpos) y disminuye en su intensidad como el cuadrado de susdistancias. Resumidamente, cuando ms cerca estn dos cuerpos, la intensidad de su atraccincrece muchsimo. La idea de que una fuerza actuara a distancia hubiera sido inaceptable paraAristteles, y de hecho fue objetada por muchos cientficos y filsofos de la poca y posteriores.

Al hacer uso de estas leyes, con los datos adecuados para comenzar, Newton poda explicar lacada de los cuerpos y la aceleracin que experimentan al caer, las trayectorias de proyectiles,como las que discutimos al final del apartado anterior, y especialmente, aceptando la primera leyde Kepler y precisando los datos de los planetas, que podan explicar el resto de las leyes deKepler. Lo importante, lo fundamental, es que con las tres leyes de Newton, la fsica posea unmarco general desde el cual tratar el problema del movimiento, tanto de cuerpos sobre la tierracomo de astros. Ese fue el principal aporte de Newton: ofrecer una nueva teora general delmovimiento desde la cual la fsica terrestre y la celeste pudieran ser tratadas del mismo modo.

Otro fenmeno, que nohemos mencionado hasta aqu, pero que Newton tambin pudo incorporardentro de su esquema, es el fenmeno de las mareas. Cualquiera que ha ido al mar sabe que aciertas horas el agua sube sobre la costa y en otras se retira y que esto pasa ms de una vez alda. Newton tuvo la habilidad de analizar este fenmeno considerando la relacin entre la Tierra elSol y la Luna. El Sol ejerce su influencia por su gran tamao, pese a su distancia y la Luna por sucercana, pese a su relativamente pequeo tamao. Las posiciones relativas de ambos astrosoponindose o contribuyendo entre s, son los responsables de las mareas observndose unmximo cuando ambos astros estn alineados y un mnimo cuando se hallan en oposicin.17

El mundo newtoniano era completamente distinto a aquel planteado por Aristteles, cuya forma

de pensar haba dominado por siglos en la comunidad cientfica. Segn Aristteles, el mundoestaba formado por substancias, y estas incluan constitutivamente fines y metas intrnsecas. Loscuerpos supralunares caan porque tenan un lugar natural, tenan el fin de reposar en un lugardel universo. Las explicaciones ms adecuadas, de este modo, eran aquellas que remitan a fines.Lo mismo ocurra para explicar los cambios de los organismos vivos. La razn por la que unasemilla se transformaba poco a poco en un rbol de determinada especie, tena que ver tambincon un cambio natural dirigido hacia un fin. El crecimiento de una planta y la cada de un cuerpoconstituan casos de movimientos naturales.

El mundo de Newton est formado por tomos. Los tomos no tienen ningn tipo de fin. Todo loque ocurre con ellos se explica a partir de la forma en que son afectados por las diferentes

fuerzas. En este sentido, no hay lugar en fsica para ninguna explicacin que evoque a ningn tipode fin. Las cosas se mueven por que fuerzas actan sobre ellas. Por otra parte, el universo no espequeo y no ocupamos un lugar central en l. No ocupamos un lugar central en nuestro sistemasolar, y adems, este es uno de los infinitos sistemas que conforman el universo, y tampocoocupa un lugar especial en este.

17 Se puede dibujar a la Tierra junto al Sol y a la Luna y ver las combinaciones posibles de oposiciones y contribuciones.En forma cualitativa se podr ver cmo funcionan las mareas diariamente.


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El xito del marco newtoniano y sus desarrollos durante los siglos XVIII y XIX, fueronarrolladores. Los efectos de la visin y concepcin modernas trascendieron con mucho el mbitoespecfico de la fsica. Nada es perfecto, sin embargo, y el universo newtoniano distaba de ser elltimo captulo de la fsica. A la larga, la teora de Newton sera reemplazada, a comienzos delsiglo XX, por otras propuestas novedosas. En particular, por las teoras propuestas por AlbertEinstein.

Mencionaremos solo un problema cosmolgico discutido por Newton en su correspondencia conRichard Bentley (1662-1742).18En ese contexto, la discusin parece teolgica y est destinada aprobar la existencia e intervencin de Dios en el mundo fsico. El dilema que plantea Bentley aNewton es el siguiente: existe solo un conjunto exacto de condiciones iniciales (distancias yvelocidades inerciales de los cuerpos celestes) de acuerdo con el cual el universo es estable; convelocidades iniciales o nfimamente menores o posiciones ms cercanas, la fuerza de gravedadhara que todo el universo colapsara hacia algn centro hacindose compacto cada vez msvelozmente; con velocidades iniciales ligeramente mayores o estando los cuerpos algo msalejados, el universo se desintegrara. Esto mismo puede ser planteado con el movimiento de laTierra alrededor del Sol. Con una velocidad media ligeramente menor, la fuerza de gravedadatraera a la Tierra hacia el Sol, la cual se comenzara en un recorrido en espiral cada vez msveloz hasta chocar con el Sol. Con una velocidad media ligeramente mayor, la Tierra empezara adistanciarse describiendo una espiral que se alejara del Sol hasta perderse en los confines deluniverso. Esto es cierto en relacin con cada uno de los planetas, y en cuanto a las lunas de losplanetas con respecto a ellos. Planetas y satlites van, de todas las numerosas posiblesvelocidades a las que podran ir, justo a la velocidad a la que no caen al Sol ni se alejan de l. Siarrojramos azarosamente objetos al espacio, cun bajas seran las probabilidades de que justose organizaran en un sistema estable?

Cmo se explica la estabilidad del universo? Newton no dud en admitir que Dios es quien habadispuesto el sistema de este modo estable, e incluso, que cada tanto intervena, como un relojeroque hace pequeos ajustes para mantener el buen funcionamiento de su obra.

Existe una explicacin alternativa que no necesita apelar al diseo de ninguna entidadsobrenatural, arquitecta, de esta estabilidad. Newton no plantea esta solucin (tal vez nunca se lehaya ocurrido) que hoy se encuentra a mano, de modo de que cualquiera de ustedes puede llegardescubrirla. Cmo es que los planetas van justo a la velocidad a la que no caen al Sol ni seescapan de la fuerza gravitatoria de este?

El tipo de respuesta que hoy consideramos ms adecuada a este problema ejemplifica un nuevo

modo de pensar inaugurado por la Revolucin darwiniana, que veremos en la segunda parte deesta unidad.

18 Disponibles en castellano gratuitamente en la pgina web de la Universidad Nacional Autnoma de Mxico(UNAM): http://dianoia.filosoficas.unam.mx/info/1998/DIA98_Newton.pdf


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B. Revolucin darwiniana

Introduccin

Parte del relato que nos transmiten las principales instituciones educativas a las que asistimos, alque se hizo referencia en la Introduccin de la materia, nos cuenta que los seres humanos somostan solo una ms de tantas especies que habitan este planeta. Al igual que el resto de los seresvivos, nuestro desarrollo y crecimiento se encuentran en parte codificados en nuestro ADN, hemosevolucionado a lo largo de millones de aos a partir de alguna forma de vida mucho ms simple,sin ningn tipo de direccin prefijada. Puede afirmarse que el ingls Charles Darwin (1809-1882),con su obra El origen de las especies,es uno de los grandes responsables de que hoy asumamoscomo esencialmente correcto este aspecto de la historia que nos cuentan. Si bien Darwin no fue elprimero en defender una teora evolucionista a la hora de explicar la pluralidad de seres vivos quese despliega en el mundo natural, ciertamente, puede pensarse que su teora de la evolucin porseleccin natural fue la primera en lograr una explicacin adecuada del aspecto adaptativo de laevolucin, tal como veremos, y, al mismo tiempo, fue capaz de ensamblar un conjunto deevidencias empricas originalmente inconexas, proveniente de diversas reas cientficas, talescomo la paleontologa, la cra de animales y la embriologa.

Ahora bien, antes de que Darwin publicara sus investigaciones, la concepcin reinante acerca delorigen de los seres vivos, que an en la actualidad tiene sus frreos defensores en pases comoEstados Unidos, era el creacionismo. En el siglo XVII se encontraba fuertemente establecida enmuchos, la creencia de que la Tierra solo tena unos pocos miles de aos de antigedad y seexplicaba tanto el origen de nuestro planeta, como la existencia de los seres vivos que lohabitaban, apelando a un Dios, que haba creado a cada uno de los antepasados de dichosorganismos de manera directa. Como fundamentos de esta concepcin, se podran sealaralgunos enfoques provenientes de la Teologa natural que pretendan ensear dos fenmenosnaturales centrales: la diversidad de los organismos vivos y la adaptacin de la estructura a lafuncin, es decir, la propiedad que tienen muchas estructuras biolgicas (tales como los ojos, olos pulmones, etc.) de cumplir con ciertas funciones cruciales para la vida del organismo que laposee.

As, por ejemplo, William Paley (1743-1805), para dar cuenta de la adaptacin de la estructura ala funcin, argumentaba que, de la misma forma en que al ver cmo funciona un relojatribuiramos el diseo de su estructura a un relojero, al observar el funcionamiento de lasdistintas estructuras biolgicas debemos atribuir su complejo diseo a un Dios creador:

Al examinar la estructura del reloj hallo en l que las partes de que se compone hansido hechas unas para otras y con determinado objeto; que ese objeto es elmovimiento; y que ese movimiento se dirige a sealar las horas []. Veo que estproporcionado el calibre de estas ruedas a que en tiempo determinado se muevanlas manecillas con perfecta regularidad sobre la cartula; que las ruedas son de unmetal que no oxida, los muelles de un material muy elstico []. Forzoso es queesta mquina sea obra de uno o de muchos artfices, que estos artfices existiesenantes de fabricarla; y que al fabricarla se propusiesen el resultado de ella que estoy


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