V. HELIOCENTRISMO

INTRODUCCIÓN

LA RENOVACIÓN de la astronomía iniciada a fines del siglo XV tuvo mucho que ver con los viajes interoceánicos, pero también con el flujo de ideas y textos que hubo en Europa después de la invención de la imprenta de tipos móviles. Esos acontecimientos afectaron prácticamente todo el conocimiento de aquella época, aunque en algunas disciplinas los cambios ocurrieron en forma más rápida. La astronomía junto con las matemáticas fueron las que se desarrollaron con mayor rapidez. Los cambios sufridos por la primera tuvieron repercusión directa en la forma en que el hombre entendía al mundo, por lo que no resulta exagerado afirmar que la nueva visión que se forjó de la naturaleza fue propiciada en gran medida por las investigaciones astronómicas entonces emprendidas.

Esa época ha sido señalada como el principio del Renacimiento, pues fue entonces cuando se inició el redescubrimiento de la cultura de la Grecia clásica. En pocos años la producción masiva de textos en latín puso al alcance de los estudiosos las principales obras filosóficas y científicas de la antigüedad.

Como se verá en este capítulo, en la astronomía no solamente hubo mejoras en los métodos de observación y de cálculo, sino que se inició una verdadera revolución que culminó con el abandono de ideas y conceptos equivocados que tuvieron vigencia por más de un milenio.

COPÉRNICO Y EL DESPERTAR CIENTÍFICO

Al finalizar el siglo XV e iniciar el XVI la astronomía era la única ciencia que había acumulado un vasto conjunto de datos, básicamente debido a su uso naútico y geográfico, aunque también a la larga tradición astrológica. Ese acervo, combinado con los nuevos y más precisos métodos matemáticos entonces desarrollados, comenzó a demostrar que cuando se intentaba determinar posiciones planetarias con exactitud, el modelo geocéntrico presentaba serias deficiencias. Astrónomos destacados como Peurbach y Johannes Müller (1436-1476), mejor conocido como "el Regiomontano", realizaron esfuerzos importantes para mejorar las viejas tablas astronómicas construidas durante el siglo XIII, y aunque lograron adecuarlas parcialmente a las nuevas observaciones, no resolvieron el problema de su falta de precisión (figura 20).

En 1473 se publicó la obra astronómica más importante de Peurbach llamada Novae Theoricae Planetarum ("Nuevas teorías planetarias"). En ella se exponía por primera vez desde que se inició la Edad Media la teoría de los epiciclos utilizada por Tolomeo en el Almagesto. Desde esa fecha el nuevo texto fue utilizado por quienes pensaban que el lenguaje matemático era necesario para estudiar el movimiento de los astros. Entre otros méritos, ese libro es el primer escrito astronómico de carácter técnico producido en Europa occidental (figura 21). Al escribirlo Peurbach buscó actualizar el contenido del Almagesto, introduciendo la información que se había ido acumulando al paso del tiempo.

Con el fin de disponer de una copia del Almagesto lo más apegada al original, Peurbach viajó a Italia buscando manuscritos de esa obra. Lo acompañó Regiomontano, quien fue su alumno y colaborador. Ahí comenzaron a trabajar sobre una versión del Almagesto que había sido traducida en 1175 del árabe al latín por el notable traductor de obras científicas y filosóficas del siglo XII, Gerardo de Cremona (m 1187). Al morir Peurbach, Regiomontano siguió con ese trabajo y lo terminó alrededor de 1463; sin embargo, no fue publicado hasta 1496 en Venecia, bajo el nombre de Epitome in Almagestum. Esta obra resultó ser más que una simple revisión del Almagesto, ya que incluyó nuevas observaciones, exámenes y adecuación de los cálculos, así como comentarios críticos a la teoría de los movimientos lunares desarrollada por Tolomeo, todo esto expresado en lenguaje técnico. Gran importancia tuvo el análisis que de la teoría lunar se hizo en el Epítome, pues sirvió para mostrar que no todo lo contenido en el Almagesto era correcto, lo cual ayudó a desmitificar esa obra.

 

 

Figura 20. Tabla numérica elaborada por Regiomontano para ayudar en los cálculos astronómicos.

Figura 21. Dos páginas del texto Novae Theoricae Planetarum donde se ilustran cálculos de eclipses y órbitas planetarias.

Entre los lectores de esos dos textos se encontraba Nicolás Copérnico (1473-1543), astrónomo polaco que habría de dar el gran paso para renovar la astronomía. Aunque antes de él hubo otros personajes que analizaron el posible movimiento terrestre, Copérnico no lo hizo en forma especulativa, y se situó en el mismo terreno técnico en el que Tolomeo había escrito el Almagesto; para esto aprovechó lo mejor de su geometría planetaria, eliminando los aspectos dudosos de esa teoría. El trabajo de Copérnico siguió el orden y la forma utilizados en el Almagesto. Bajo ese modelo escribió un verdadero tratado de astronomía y no un discurso filosófico sobre los movimientos de la Tierra.

Los conceptos que Copérnico expuso en su obra más importante, De revolutionibus orbium coelestium ("Sobre las revoluciones de las esferas celestes"), contribuyeron a cimentar una nueva forma de entender los fenómenos celestes, rompiendo con dogmas que habían perdurado por más de 1500 años. La tesis heliocéntrica, piedra angular expresada por Copérnico en esa obra, no sólo cambió el lugar de la Tierra en el contexto cósmico mediante un mero artificio matemático muy conveniente para simplificar los cálculos de los diferentes movimientos planetarios, sino que atacó la esencia misma de la antigua forma de entender el mundo que, como ya se ha dicho, estaba totalmente apoyada en una visión de perfección e inmutabilidad de los fenómenos celestes.

La diferencia entre las propuestas especulativas hechas en los siglos XV y XVI en torno a un nuevo modelo del mundo, y la trascendencia de la concepción heliocéntrica de Copérnico, tuvo mucho que ver con la manera que éste utilizó para presentar su cosmovisión, ya que empleó un análisis matemático considerablemente elaborado y de gran complejidad técnica que respondía a un preciso programa astronómico. En De revolutionibus orbium coelestium, publicado por primera vez en 1543, Copérnico realizó un tratamiento sistemático de aquellos fenómenos celestes que de forma directa o indirecta tenían que ver con su tesis central, que en esencia se refería a los movimientos de la Tierra. Copérnico fue el primero que presentó una teoría completa en la que se mostraba que los movimientos observados de los cuerpos celestes en general no eran reales, sino reflejo directo de la rotación y traslación de la Tierra.

Para probar la validez de sus afirmaciones Copérnico acudió al cálculo preciso apoyándose en deducciones geométricas exactas (figura 22). Mediante el análisis de las observaciones y los datos que tenía disponibles explicó el desplazamiento de los planetas en la bóveda celeste, mostrando la estructura que debía tener el cosmos. En su obra principal, formada por seis libros (capítulos), dedicó el primero a fundamentar el modelo heliocéntrico. Los cinco restantes los utilizó para desarrollar los cálculos matemáticos que apoyan su teoría. Copérnico no solamente postuló un sistema de esferas que giraban alrededor del Sol, en el cual la Tierra era un planeta que además de trasladarse en torno a éste rotaba sobre su propio eje. También demostró en forma muy detallada, bajo esa hipótesis, que su sistema era capaz de explicar todas las observaciones astronómicas disponibles.

Los postulados fundamentales expresados por Copérnico al principio de su libro fueron: "Que el Mundo es esférico. Que la Tierra también es esférica. Que la Tierra junto con el agua de los océanos forma un globo. Que el movimiento de los cuerpos celestes es igual, circular y perpetuo, o sea, compuesto de movimientos circulares." Estas premisas fueron justificadas ampliamente. También en el primer capítulo del De revolutionibus discute el porqué "la Tierra tiene un movimiento circular y el lugar que ocupa". Igualmente analiza las dimensiones del Universo, y lo considera finito, pero inmenso comparado con el tamaño de la Tierra. Fundamenta ampliamente por qué no considera a nuestro planeta como el centro del Universo, y demuestra la insuficiencia de los argumentos geocentristas de los antiguos. En el inciso IX de ese primer capítulo establece los diferentes movimientos de la Tierra, mientras que en el X, finalmente analiza el orden de los cuerpos celestes, estableciendo el que todos conocemos (figura 23):

La primera y más alta de todas es la esfera de las estrellas fijas que, conteniéndose a sí misma y a todo lo demás, por eso es inmóvil y es el lugar del Universo a donde se refiere el movimiento y posición de todas las otras estrellas. Porque, al contrario de lo que otros juzgan, que también ella cambia, nosotros asignaremos a esa apariencia otra causa al hacer la deducción del movimiento terrestre. Sigue Saturno, primero de los errantes, que completa su circuito en 30 años. Después viene Júpiter con su revolución de 12 años. Luego Marte, que da su vuelta en dos años. El cuarto lugar en orden lo tiene la Tierra, por hacer su revolución en un año con la esfera lunar contenida como epiciclo. El quinto corresponde a Venus que regresa en nueve meses. El sexto y último sitio lo ocupa Mercurio, que completa su giro en un periodo de 80 días. Y en el centro de todos reposa el Sol...

Figura 22. Página del texto de Copérnico donde presenta cálculos de sus estudios de los movimientos planetarios.  

Figura 23. Modelo heliocéntrico del Universo según dibujo que aparece en el manuscrito del Revolutionibus.

Es muy importante hacer notar que la representación del modelo heliocéntrico de Copérnico ratifica que éste atribuía el movimiento diurno a la rotación de la Tierra en torno a su eje. Si nos fijamos en la figura 23 se verá que el círculo exterior que representa a la esfera de las estrellas fijas dice stellarum fixarum sphaera imovilis, que literalmente significa "esfera inmóvil de las estrellas fijas", así que aun cuando Copérnico conservó la representación de las esferas para explicar los movimientos planetarios, hay una diferencia fundamental respecto al modelo geocéntrico. En el trabajo de Tolomeo la esfera de las estrellas fijas debía realizar una rotación completa diariamente para justificar la sucesión del día y la noche, mientras que en el sistema copernicano esa esfera permanece inmóvil, así que el día y la noche son el resultado directo de la rotación terrestre.

Éstas son en esencia las ideas expresadas por Copérnico, quien a pesar de haber propiciado toda una revolución en el pensamiento occidental no pudo escapar completamente a la influencia de los pensadores griegos, ya que como se ha dicho conservó en su modelo las órbitas circulares, el movimiento uniforme y la idea de un universo esférico y finito. Sin embargo, desde un punto de vista práctico, sí simplificó grandemente los cálculos, pues al considerar que la Tierra es la que está en movimiento pudo eliminar un número considerable de los círculos que Tolomeo y sus seguidores necesitaban para representar adecuadamente el movimiento de los planetas. Así, por ejemplo, la discusión de Copérnico sobre las retrogradaciones y los puntos estacionarios mostrados en los trayectos orbitales de Marte, Júpiter y Saturno, planetas exteriores a la Tierra en el modelo heliocéntrico, es sencilla si se le compara con los intentos de solución del mismo problema en la teoría geocéntrica. Esto dio como resultado que para describir completamente los movimientos de todos los planetas, Copérnico sólo necesitara un total de 34 círculos, mientras que los mismos cálculos realizados bajo los supuestos de Tolomeo requerían al menos de 79.

El periodo heliocéntrico ¹ de los planetas sirvió a Copérnico para fijar su distribución en el cosmos. Para Mercurio resultó ser de 80 días. Para Venus de siete meses, mientras que para Marte tiene un valor de dos años. Para Júpiter alcanza los 12 años y para Saturno es de 30. El periodo heliocéntrico de la Tierra queda comprendido entre el de Venus y el de Marte, pues es de un año. Copérnico utilizó esos valores para determinar la distancia que los planetas tienen respecto al Sol, asociando correctamente el crecimiento de esa cantidad con el aumento de su distancia al centro del sistema. Fue así que Copérnico construyó el diagrama de la figura 23, donde en torno al Sol gira primero Mercurio, luego Venus, la Tierra, Marte, Júpiter y Saturno. Por su propia naturaleza, este orden explica por qué Mercurio y Venus aparecen siempre cercanos al Sol (Mercurio más que Venus), mientras que Marte, Júpiter y Saturno no están constreñidos a desplazarse de esa forma. Además, elimina las complicaciones de considerar la Luna como un planeta, reduciéndola a su verdadera categoría de satélite terrestre. La hipótesis heliocéntrica da, por tanto, un esquema congruente con las observaciones.

Copérnico comprendió que las distancias de cada planeta al Sol podrían hallarse mediante cálculos sencillos que podían expresarse en términos del valor del radio de la órbita terrestre, por lo que, en principio, si se conociera esa distancia sería posible determinar las dimensiones de todo el Sistema Solar. Por su importancia como patrón de medida en la escala planetaria esa distancia después fue llamada unidad astronómica. ² Aunque Copérnico intentó determinar su valor absoluto, los resultados que obtuvo no fueron satisfactorios, razón por la que solamente dejó indicadas las dimensiones del sistema planetario en lo que se refiere a la distancia Tierra-Sol. Copérnico consideró que la UA era igual a 1179 radios terrestres, valor que no representó un cambio sustancial en las dimensiones del Universo, ya que el tamaño que se manejó desde la época de Tolomeo era de 1210 radios terrestres.

Otra aportación importante del trabajo de Copérnico fue la metodología que utilizó para derivar los parámetros planetarios necesarios para sus cálculos, ya que mostró en forma clara los pasos matemáticos que había que seguir, desde las observaciones hasta la obtención de los resultados.

La aceptación de los conceptos copernicanos no fue inmediata, pues tuvieron que pasar bastantes años para que finalmente fueran asimilados en forma generalizada, y aunque hubo astrónomos que lo siguieron, como su alumno Georg Joaquin Rethicus (1514-1574), quien en su Narratio Prima defendía el modelo heliocéntrico, o como Erasmo Reinhold (1511-1553), quien utilizó los datos y la metodología mostrados en el De Revolutionibus para publicar en 1551 las Tabulae Prutenicae ("Tablas prusianas") donde calculaba las posiciones planetarias de acuerdo con ese modelo, fue necesario desarrollar nuevos instrumentos de medición y técnicas de observación más precisas que permitieran acumular datos suficientes para que investigadores de la talla de Kepler y Galileo encontraran apoyos teóricos y observacionales incuestionables en favor del universo copernicano.

Mientras eso sucedía, el trabajo de Copérnico fue atacado públicamente por gente como Melanchton (1497-1560), un teólogo alemán que se quejó porque se permitía la publicación de ideas tan descabelladas, o por el reformador Martín Lutero (1483-1546), quien calificó a Copérnico de loco por afirmar que la Tierra se movía, pues las Sagradas Escrituras eran muy claras al decir que fue el Sol el que se detuvo por mandato divino. También fue cuestionado por la mayoría de los astrónomos, quienes insistían en que si la Tierra estuviera trasladándose alrededor del Sol, tendría que verse en forma clara que las estrellas cambiaban su posición relativa, ya que el ángulo de visión del observador sería diferente cuando la Tierra se encontrara en partes distintas de su órbita (figura 8). Los defensores del geocentrismo siempre argumentaron esta idea como prueba de que la Tierra estaba inmóvil: la imposibilidad que los observadores tenían para determinar el cambio en la posición relativa de las estrellas.

No todo quedó en ataques verbales o escritos pues, como bien sabemos, durante el proceso de cambio y asimilación provocado en buena medida por las ideas de Copérnico, la intolerancia religiosa volvió a campear en las discusiones, cobrando víctimas como Giordano Bruno (ca. 1548-1600), quien en 1600 fue quemado vivo en Roma por haber contravenido el dogma cristiano, afirmando que el Universo era infinito y que el Sol era una estrella más, de donde infería la posibilidad de que hubiera una cantidad "innumerable de Tierras habitadas".

TYCHO BRAHE Y EL PRIMER OBSERVATORIO ASTRONÓMICO MODERNO

Descendiente de una familia noble, Tycho Brahe (1546-1601) fue educado de acuerdo con sus futuras responsabilidades, por lo que se le envió a la Universidad de Copenhague para que estudiara leyes. Sin embargo, desde joven manifestó gran interés por la astronomía, ciencia a la que habría de dedicar toda su vida de adulto, introduciendo en ella la necesidad de la precisión.

El primer trabajo astronómico realizado por Tycho lo hizo en agosto de 1563. Consistió en observar una conjunción ³ de los planetas Júpiter y Saturno. Una vez que realizó las mediciones correspondientes, se dio cuenta de que las posiciones registradas en las efemérides y almanaques entonces existentes eran poco exactas, ya que según éstas la ocurrencia del evento difería varios días de la fecha en que realmente había sucedido. Esto lo motivó a dedicarse de lleno a la observación astronómica, buscando en todo momento realizar mediciones lo más precisas posibles, pues su intención primaria fue acumular datos suficientes para publicar nuevas y mejores tablas astronómicas.

Después de varios años de viajar por Europa se instaló en la isla de Hven bajo la protección del rey danés Federico II. En ese lugar inició la construcción del primer observatorio astronómico profesional moderno, al que llamó Uraninburgo. Ahí se rodeó de asistentes e instaló los instrumentos más exactos hasta entonces construidos. Estos eran grandes y fijos, lo que los hacía muy estables y de fácil manejo. Tenían escalas graduadas tan grandes como fue posible hacerlas, que permitían a los observadores realizar lecturas angulares de incluso fracciones de grado de la posición de los astros bajo estudio.

Entre sus instrumentos de medición destacaba un gigantesco cuadrante mural hecho de madera y montado sobre una pared orientada en dirección norte-sur (figura 24). El radio de ese aparato era de casi 1.8 metros y las graduaciones de sus escalas permitían lecturas de minutos de arco. Además, mediante un sencillo dispositivo mecánico que agregó a las reglas de su instrumento, Tycho introdujo subdivisiones aún más pequeñas entre las marcas consecutivas de esas escalas, que permitieron a su equipo medir posiciones de los cuerpos celestes con una precisión de cinco segundos de arco (0.0014 grados). Sin lugar a dudas esa exactitud no había sido alcanzada nunca antes, por lo que las observaciones de Tycho resultaron muy valiosas.

Además de compilar un catálogo estelar donde daba las posiciones precisas de 777 estrellas, Tycho realizó observaciones que habrían de ser fundamentales en el proceso de sustitución de la visión aristotélica de un universo geocéntrico perfecto formado por esferas cristalinas sólidas.

En noviembre de 1572 Tycho fue sorprendido por la aparición de una estrella nueva. Por ser conocedor de los objetos de la bóveda celeste se dio cuenta de inmediato que en la posición donde estaba el cuerpo recién descubierto no había antes ninguna estrella. Tras medir cuidadosamente la posición de ese astro, al que denominó nova, ⁴ estableció que se encontraba a enorme distancia de la Tierra, ubicándola en la esfera de las estrellas fijas (figura 25). Esto significó un fuerte golpe para la cosmogonía aristotélica pues, como ya se ha señalado, el filósofo griego había establecido que en esa esfera no podía haber cambios de ningún tipo.

Figura 24. Representación del gran cuadrante mural construido por Tycho Brahe.

Figura 25. Mapa celeste donde Tycho Brahe mostró la localización de la nova de 1572.

La distancia mínima que Tycho estimó para esa nova fue de 14 000 radios terrestres, esto es unas 12 veces la distancia Tierra-Sol por él aceptada. La importancia de ese resultado radica en que fue la primera estimación observacional moderna de la distancia a las estrellas. Otras consideraciones fundamentalmente relacionadas con la precisión con la que sus instrumentos podían medir las posiciones de los cuerpos celestes lo llevaron a establecer finalmente que las estrellas fijas en realidad deberían encontrarse a una distancia de 26 000 radios terrestres, lo que dio al cosmos dimensiones nunca antes imaginadas.

Otro resultado observacional logrado por Tycho, quien atacaba frontalmente la visión aristotélica del cosmos, fue el que obtuvo del estudio de las trayectorias seguidas por diversos cometas, y en especial por el que se observó en 1577. En ese año brilló sobre el cielo europeo un cometa de enorme e impresionante cola fácilmente visible por las madrugadas. Según lo que afirmaba Aristóteles, esos cuerpos debían su existencia a fenómenos metereológicos que ocurrían en la región sublunar, y su origen era la inflamación de exhalaciones secas y calientes provenientes de la Tierra.

De nuevo, las cuidadosas observaciones y mediciones de Tycho demostraron que ese cometa se encontraba más allá de la Luna, contradiciendo así lo establecido. Pero además, sus datos indicaban sin lugar a dudas que el cometa se movía en forma tal que, de existir las esferas concéntricas, sólidas y cristalinas que según Aristóteles daban soporte al mundo, ese cuerpo celeste las estaría atravesando durante su viaje, lo que tampoco era posible, según la ortodoxia.

El prestigio que ya entonces tenía Tycho como astrónomo, observador cuidadoso y muy preciso no permitía dudar de la calidad de sus datos, por lo tanto, las observaciones que hizo de la nova y del cometa de 1577 socavaron la cimentación del universo geocéntrico sostenido por los aristotélicos. A pesar de ello, el modelo heliocéntrico elaborado por Copérnico no fue aceptado por Tycho, y es que él se consideraba el mejor observador de su tiempo, y no había podido medir los desplazamientos estelares que deberían de observarse si la Tierra estuviera en movimiento. Y aunque aceptó que la esfera de las estrellas fijas estaba muy alejada de nosotros, sus estimaciones de las dimensiones cósmicas fueron menores que las del modelo heliocéntrico de Copérnico.

Tycho realizó cálculos siguiendo el método de Copérnico para determinar a qué distancias se hallaban las estrellas fijas. Encontró que, según el modelo de ese autor, deberían estar cuando menos a una distancia 3 500 veces mayor que el diámetro de la órbita terrestre. Puesto que él estimaba que la UA era igual a 1182 radios terrestres, resultaba que las estrellas fijas deberían encontrarse al menos a 8 000 000 de esos radios, lo cual resultaba inadmisible para Tycho, pues sus propias estimaciones del tamaño del Universo solamente le daban un valor de 14 000 radios terrestres.

Ante esa situación Tycho construyó un nuevo modelo para representar los movimientos de los cuerpos celestes. En él dejó a la Tierra fija en el centro del Universo, punto que también consideró como el centro de las órbitas circulares de la Luna y del Sol. A su vez, éste fue considerado el centro de las órbitas circulares de los cinco planetas. En su esquema, Mercurio y Venus se movían en órbitas cuyos radios eran menores que el de la órbita solar, mientras que las trayectorias seguidas por Marte, Júpiter y Saturno eran mayores, lo que les permitía encerrar la Tierra (figura 26).

Figura 26. El universo de acuerdo a la hipótesis de Tycho Brahe.

Como en ese modelo los planetas no estaban atados a ninguna esfera sólida, no había ningún problema de que las órbitas de Marte y el Sol se intersectaran, pues en realidad éstas eran sólo representaciones geométricas. Desde este punto de vista tampoco había dificultad con las trayectorias seguidas por los cometas, pues al no haber esferas sólidas y cristalinas no había cuerpos impenetrables en el cosmos que impidieran a esos objetos moverse en las órbitas observadas. Matemáticamente, esta nueva representación del cosmos explicaba el movimiento planetario en forma similar a como lo había hecho Copérnico, sólo que guardaba las apariencias y evitaba las objeciones derivadas de considerar a la Tierra en movimiento. Aunque el modelo de Tycho fue aceptado por aquellos que se aferraban a los preceptos teológicos, realmente ya había sido superado por el heliocéntrico que, como se verá a continuación, pronto tuvo seguidores que ayudaron a consolidarlo. El modelo de Tycho fue esencialmente el mismo que más de 1 000 años antes había propuesto Heráclides del Ponto (véase la figura 6), e igual que sucedió con la obra de ese pensador griego, el de Tycho no tuvo mayor trascendencia.

GALILEO, SUS INSTRUMENTOS Y OBSERVACIONES

Galileo Galilei (1564-1642) es sin lugar a dudas uno de los científicos más importantes de toda la historia humana. Sus trabajos contribuyeron de manera fundamental a establecer las bases de la ciencia tal y como ahora la conocemos. Dentro de su amplia gama de intereses científicos dos fueron los temas centrales de su trabajo: el estudio experimental del movimiento y la justificación del sistema heliocéntrico. Sus investigaciones sobre el primero fueron decisivas y sirvieron para que la física se convirtiera en una ciencia experimental y dejara de ser una disciplina de carácter especulativo. Por lo que se refiere al segundo tema, sus observaciones aportaron elementos de prueba definitivos sobre la validez del modelo heliocéntrico, mientras que sus publicaciones en defensa de la obra de Copérnico contribuyeron grandemente para que éste fuera conocido de una manera más amplia (figura 27).

Si bien Galileo no fue el inventor del telescopio, sí fue el primero que lo usó para realizar observaciones astronómicas sistemáticas, por lo que puede afirmarse que fue el iniciador de la astronomía observacional moderna. Tras conocer la existencia de este aparato óptico, Galileo construyó algunos muy sencillos, que a pesar de sus limitaciones le permitieron obtener datos que habrían de convertirse en pruebas fundamentales para apoyar la validez del modelo heliocéntrico.

En 1609 inició sus observaciones telescópicas, y sólo seis meses después publicaba el libro Sidereus nuncius ("El mensajero de los astros"), en el que describía importantes descubrimientos. En esa obra, aparecida en 1610, dio a conocer la existencia de cráteres, valles y montañas en la Luna También reportó la existencia de cuatro pequeños cuerpos que giraban en torno a Júpiter, y el hecho de que la Vía Láctea se encontraba formada por un sinnúmero de estrellas.

Figura 27. Modelo heliocéntrico presentado por Galileo. Respecto a trabajos previos del mismo tipo, tiene la particularidad de mostrar las órbitas de los satélites de Júpiter descubiertos por él.

Al observar a través del telescopio grupos estelares conspicuos se dio cuenta de que el número de estrellas que podía ver mediante el uso de dicho instrumento aumentaba de manera considerable. Por ejemplo, en la región de Orión, donde a simple vista se podían identificar nueve estrellas brillantes, pudo contar más de 500 (figura 28). Lo mismo le ocurrió cuando estudió las Pléyades.

En El mensajero nos dice:

Lo que, en tercer lugar, he observado, es la esencia o materia de la Vía Láctea, la cual —mediante el anteojo— se puede contemplar tan nítidamente que todas las discusiones, martirio de los filósofos durante tantos siglos, se disipan mediante la comprobación ocular, al mismo tiempo que nos vemos librados de inútiles disputas. En efecto, la Galaxia no es sino un cúmulo de innumerables estrellas diseminadas en agrupamientos; y cualquiera que sea la región de ella a la que dirijamos el anteojo, inmediatamente se ofrece a la vista una cantidad inmensa de estrellas, muchas de las cuales se muestran bastante grandes y resultan muy visibles; aunque la multitud de las pequeñas es absolutamente inexplorable.

En este sencillo párrafo se encuentra la primera descripción correcta y no especulativa de la constitución misma de nuestra galaxia. Es una descripción que evita todo tipo de discusión, y a la vez que informa de manera simple sobre los componentes de la Vía Láctea, trasmite el sentimiento de un universo muy extenso.

Figura 28. Parte de la constelación de Orión según las observaciones telescópicas de Galileo efectuadas en 1609.

Otra información fundamental que incluyó Galileo en su obra de 1610 fue su descubrimiento de los cuatro satélites más grandes de Júpiter. Durante los dos meses anteriores a la publicación de ese texto Galileo realizó observaciones sistemáticas de dicho planeta, por lo que pronto se dio cuenta de que los cuatro puntos brillantes que en un principio había considerado parte de las estrellas fijas, en realidad estaban cambiando su posición respecto a Júpiter. Desde el comienzo de ese estudio le llamó la atención ver que esos cuatro cuerpos se encontraban siempre alineados de manera paralela a la eclíptica:

Cuando observé eso, y comprendí que dichos desplazamientos de ninguna manera podían atribuirse a Júpiter, y sabiendo, además, que las estrellas observadas eran siempre las mismas (ya que ninguna otra, precedente o siguiente, se veía a lo largo de un gran espacio por sobre la línea del Zodiaco), cambiando mi duda en asombro, descubrí que el movimiento aparente no era de Júpiter sino de las estrellas observadas.

Más adelante nos dice:

Son éstas las observaciones relativas a los cuatro Astros Mediceos que acabo de ser el primero en descubrir, mediante las cuales, aunque no sea posible todavía comparar numéricamente los periodos de ellos, al menos podemos poner de manifiesto ciertos hechos dignos de nota. En primer lugar, ya que a veces siguen y otras proceden a Júpiter con intervalos similares, alejándose de él —hacia el este o hacia el oeste— tan sólo muy pequeñas distancias, y lo acompañan tanto en el movimiento retrógrado como en el directo, queda fuera de duda el que cumplan sus revoluciones alrededor de Júpiter.

De la lectura de estos párrafos es fácil comprender el entusiasmo que Galileo sintió con ese descubrimiento. Como desde su juventud había sido un partidario convencido de Copérnico, encontró en dichas observaciones una confirmación de la validez de la hipótesis heliocéntrica, ya que Júpiter con sus cuatro satélites orbitándolo presentaba el aspecto de un pequeño sistema solar, mostrando así la existencia en la naturaleza de sistemas como el propuesto matemáticamente por Copérnico.

En septiembre de 1610 Galileo inició una nueva serie de observaciones, sólo que en esa ocasión su objetivo fue estudiar a Venus. En enero del siguiente año dio a conocer que ese planeta visto a través del telescopio, presentaba fases como las que regularmente muestra la Luna. Este nuevo descubrimiento también vino a apoyar la tesis copernicana ya que, de acuerdo con el modelo heliocéntrico, como Venus es un planeta interior a la órbita que describe la Tierra, visto desde ella tendría que mostrar diferentes secciones iluminadas de su superficie, pues al ir girando alrededor del Sol éste siempre iluminaría la parte de Venus directamente dirigida a él, presentando fases sucesivas, que fue precisamente lo que observó Galileo.

Como parte de una polémica sostenida con los opositores de la teoría copernicana, Galileo publicó en 1613 la obra Istoria e dimostrazioni intorno alle macchie solari e loro accidenti ("Sobre las manchas solares"), en la que establecía de forma precisa que las manchas oscuras observadas sobre el disco solar en realidad no estaban fuera de éste, sino que pertenecían al Sol, por lo que podían utilizarse para demostrar de manera exacta el movimiento que este cuerpo celeste tenía en torno a su propio eje.

Las manchas solares ya eran conocidas por otros astrónomos (figura 29). Algunos, como el jesuita Christoph Scheiner (1573-1650), conjeturaban que en realidad se trataba de los planetas Mercurio y Venus, que al pasar frente al disco brillante del Sol aparecían como puntos oscuros. Esta interpretación estaba muy de acuerdo con el dogma de un Sol incorruptible postulado por los aristotélicos, razón por la que, cuando Galileo afirmó que la interpretación de Scheiner era incorrecta ya que la frecuencia observada de las manchas, su número, su forma y sus desplazamientos nada tenían que ver con los movimientos de aquellos planetas, dio otro golpe directo a la visión aristotélica de un cosmos perfecto e incorruptible.

El trabajo observacional de Galileo, así como su disposición a entrar en polémicas públicas con los aristotélicos pronto le acarrearon serias dificultades con la Iglesia católica. Como es de todos sabido, después de varias advertencias a las que no dio importancia, Galileo fue llamado a Roma para que se presentara ante el Tribunal de la Inquisición. Tras varios meses de comparecencia se le amonestó severamente por sostener las tesis heliocéntricas. Además, se le indicó que no persistiera en esa actitud y le prohibieron que continuara enseñando en público la validez del sistema copernicano.

Como consecuencia directa de este primer juicio en contra de Galileo, el 5 de marzo de 1616 la Iglesia prohibió la teoría heliocéntrica, declarándola contraria a los preceptos de la fe. Por esta razón la obra De revolutionibus orbium coelestium fue incluida en el índice de los textos vetados por la Inquisición.

Figura 29. Representación del desplazamiento de algunas manchas solares estudiadas por Johanes Hevelius (1611-1687) en su Selenographia.

Después de estos hechos Galileo pasó varios años dedicado a sus investigaciones, en especial las que tenían que ver con la sistematización del estudio del movimiento de los cuerpos. Durante ese periodo realizó considerables esfuerzos para conseguir que se revocara la prohibición en contra del heliocentrismo, sin lograr ningún avance importante.

Mientras eso sucedía, Galileo preparaba un extenso texto en defensa de la teoría de Copérnico en el que, valiéndose magistralmente del recurso del diálogo, utilizó a tres interlocutores para exponer claramente sus convicciones heliocéntricas. Esta obra escrita en italiano y publicada en 1632 bajo el título de Dialogo sopra i due massimi systemi del mondo ("Diálogo sobre los dos principales sistemas del mundo"), fue la que lo enfrentó de manera definitiva con la ortodoxia eclesiástica romana, incluyendo al papa Urbano VIII. La historia del segundo proceso inquisitorial seguido a Galileo es bien conocida, aquí sólo señalaremos que en realidad el juicio no se siguió contra él, sino contra la nueva ciencia que trataba de liberarse del oscurantismo, sin lastres teológicos, y ofrecer una nueva interpretación de la naturaleza. Todo este episodio, muchas veces estudiado por historiadores y sociólogos, muestra en forma clara la idea arraigada en el hombre de ser el centro del Universo, y lo difícil, e incluso peligroso, que ha sido demostrarle mediante la ciencia que no es así.

Tiempo que le toma a un planeta efectuar una revolución completa en torno al Sol.

La unidad astronómica se define como la distancia media entre la Tierra y el Sol. Por su importancia, desde la antigüedad se hicieron considerables esfuerzos para determinarla. Las técnicas más modernas han permitido establecer su valor en 150 millones de kilómetros. En lo sucesivo se abreviará como UA

Acontecimiento que se produce cuando dos cuerpos celestes parecen alcanzar la misma posición en la bóveda celeste. Evidentemente es un efecto de perspectiva, ya que esos objetos se encuentran a distancias muy diferentes.

Que significa "nueva" en latín. Ahora sabemos que esa nova fue el resultado de la explosión y subsiguiente destrucción de una estrella muy evolucionada y más masiva que nuestro Sol.