**** Historia de la Astronomía ****

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**** Historia de la Astronomía ****
« en: Viernes 08 Julio 2005 14:27:44 pm »
La astronomía primitiva

En el progreso astronómico primitivo posiblemente los seres humanos fijaron su atención en el objeto más luminoso que observaban: el Sol; luego vendría la Luna y después las estrellas y los planetas.



Pronto, el conocimiento de los movimientos cíclicos del Sol, las Lunas y las estrellas mostraron su utilidad para la predicción de fenómenos como el ciclo de las estaciones, de cuyo conocimiento exacto dependía directamente la supervivencia de cualquier grupo humano: cuando la actividad principal era la caza era fundamental predecir el instante el que se producía la migración estacional de los animales que les servían de alimento y, posteriormente, cuando nacieron las primeras comunidades agrícolas, era trascendental conocer el momento exacto para sembrar y también para recoger el fruto.



La alternancia del día y la noche debe haber sido un hecho explicado de manera obvia desde un principio por la presencia o ausencia del Sol en el cielo y el día fue seguramente la primera unidad de tiempo universalmente utilizada.


 
Debió de ser importante también desde un principio el hecho de que la calidad de la luz nocturna dependiera de la fase de la Luna, y el ciclo de veintinueve a treinta días ofrece una manera cómoda de medir el tiempo. De esta forma los calendarios primitivos casi siempre se basaban en el ciclo de las fases de la Luna.



En cuanto a las estrellas, para cualquier observador debió de ser obvio que las estrellas son puntos brillantes que guardan entre sí las mismas distancias relativas, es decir, conservan un esquema fijo noche tras noche.

Así parecería natural interpretar que las estrellas estuviesen fijas a una especie de bóveda sólida que rodeara a la Tierra, pero que el Sol y la Luna no deberían estar incluidos en ella: la Luna noche tras noche cambia su posición relativa, y hasta visiblemente, en el curso de una misma noche. Para el Sol esto es menos obvio, ya que cuando el Sol está en el cielo las estrellas no son visibles; pero el cielo nocturno contiene las estrellas de la otra mitad del cielo, y el aspecto de esta mitad visible cambia noche tras noche.



El orto de ciertas estrellas es el hecho que determinará la división del tiempo y la fijación de los días.
 
Del Megalítico se conservan grabados en piedra de las figuras de ciertas constelaciones: la Osa Mayor, la Osa Menor y las Pléyades. En ellos cada estrella está representada por un alvéolo circular excavado en la piedra.



Del final del Neolítico han llegado hasta nosotros menhires y avenidas dolménicas, es decir, alineamientos de piedras; la mayor parte de ellos orientados hacia el sol naciente (Este), aunque no de manera exacta sino siempre con una desviación de algunos grados hacia la derecha. Este hecho hace suponer que suponían fija la Estrella Polar e ignoraban la precesión de los equinoccios.



Con el tiempo, se observó que el esquema visible de las estrellas realiza un giro completo en poco más de 365 días. Esto lleva a pensar que el Sol describe un ciclo completo contra el fondo de las estrellas en ese intervalo de tiempo. Además este ciclo de 365 días del Sol concuerda con el de las estaciones, y ya antes del 2500 a.C. los egipcios usaban un calendario basado en ese ciclo, por lo que cabe suponer que utilizaban la observación astronómica de manera sistemática desde el cuarto milenio.



En efecto el año egipcio tenía 12 meses de 30 días más 5 días llamados epagómenos. La diferencia, pues, era de ¼ de día respecto al año solar. No utilizaban, pues, años bisiestos: 120 años después se adelantaba un mes, de tal forma que 1456 años después el año civil y el astronómico volvían a coincidir de nuevo.



A este intervalo de tiempo se le llama período sotíaco, por la estrella Sothis, nuestro Sirio, (el Sepedet de los egipcios), que sirvió a los egipcios para determinar el principio de su año.
El Nilo empezaba su crecida más o menos en el momento en que la estrella Sothis, tras haber sido mucho tiempo invisible bajo el horizonte, podía verse de nuevo poco antes de salir el Sol.



El calendario egipcio tenía tres estaciones de cuatro meses cada una:

Citar
I.   Inundación o Akhet.
II.   Invierno o Peret, es decir, "salida" de las tierras fuera del agua.
III.   Verano o Shemú, es decir, "falta de agua".

La apertura del año egipcio ocurría el primer día del primer mes de la Inundación, es decir, aproximadamente cuando la estrella Sirio comenzaba de nuevo a observarse un poco antes de la salida del Sol.

De finales de la época egipcia (144 d.C.) son los llamados papiros de Carlsberg, donde se recoge un método para determinar las fases de la Luna, procedente de fuentes muy antiguas. En ellos se establece un ciclo de 309 lunaciones por cada 25 años egipcios, de tal forma que estos 9125 días se disponen en grupos de meses lunares de 29 y 30 días. El conocimiento de este ciclo permite a los sacerdotes egipcios situar en el calendario civil las fiestas móviles lunares.


 
La orientación de templos y pirámides es otra prueba del tipo de conocimientos astronómicos de los egipcios: las caras de las pirámides están vueltas haacia los cuatro puntos cardinales, de forma que, por ejemplo, la desviación al Norte de las pirámides de Keops y Kefrén es de 2´28", es decir, prácticamente despreciable dada la dimensión del monumento.
Probablemente esta orientación la efectuaban sabiendo que la sombra más corta de un objeto es la que apunta al Norte.

La astronomía griega

Eudoxo


 
Astrónomo y matemático griego (408-355 a.C.) nacido en Cnido, se le atribuye el descubrimiento que supone que el año solar tiene 6 horas más de los 365 días, aunque este conocimiento será muy anterior. Además se le considera el primero que establece un sistema que explica los movimientos del sol y los planetas, intentando dar cuenta de las irregularidades manifiestas de los movimientos planetarios.


 
Supone que la tierra permanece inmóvil en el centro, y el resto de los planetas y el sol son formas esféricas que ejecutan movimientos circulares alrededor de ella.
 
De esta forma considera tres esferas para el sol y la luna y cuatro para cada uno de los cinco planetas, con diferentes ejes de giro. Estas esferas estaban situadas unas dentro de otras, todas ellas concéntricas con la tierra. Así se explicaban los retardos y los bucles de los planetas, así como los movimientos oblicuos a lo largo de la eclíptica.

Eudoxo consigue así explicar de una manera primaria los fenómenos celestes conocidos entonces, aunque trata por separado los movimientos de los planetas,uno a uno,pero nunca todos juntos. Por tanto, no puede calificarse su explicación como un modelo astronómico propiamente dicho, sino únicamente bajo la perspectiva de quien desea sólo comprender lo que observa.

Aristóteles


 
En torno al 340 a.C., Aristóteles afirma que la Tierra es redonda, no plana, y da tres argumentos a favor de esta tesis:

 
Citar
1.   En los eclipses lunares siempre se observa que la sombra de la Tierra sobre la Luna tiene forma de arco de circunferencia.
2.   La diferencia en la posición aparente de la estrella Polar entre Grecia y Egipto, que incluso le permite hacer un cálculo del tamaño de la Tierra en 400000 estadios, aproximadamente unos 80000 km. de circunferencia (el doble del tamaño real).
3.   En el mar cuando un barco aparece en el horizonte se ven primero las velas y posteriormente el casco del barco.
Además establece que la Tierra está quieta y el Sol, la Luna, los planetas y las estrellas se mueven en órbitas circulares y con velocidad uniforme alrededor de ella,ya que el movimiento circular, al ser el más perfecto que existe, es el que debe gobernar los cielos.


 
Sus argumentos sobre la condición y posición de la Tierra le llevan a pensar que no pueden ser simple consecuencia del movimiento de los cielos: la circunferencia de un círculo determina las propiedades de su centro; el cosmos es esférico, luego la tierra ha de ser esférica.



Además argumenta que la Tierra es el centro del Universo de la siguiente manera: los cuerpos pesados no caen en líneas paralelas, sino en líneas que convergen en su centro. Los cuerpos que se proyectan directamente hacia arriba caen hacia abajo al punto del cual partieron, por tanto, la Tierra ni está en movimiento ni está en ningún sitio que no sea el centro.



Además para Aristóteles las esferas de Eudoxo tienen existencia real: el hecho de ser inteligibles garantizaba su existencia y consideraba a estas esferas como cuerpos cristalinos tridimensionales, partes de la maquinaria física que mantenía en movimiento los cuerpos celestes.

Sin embargo, Aristóteles se niega a considerar solo como descriptivos los cálculos especulativos de Eudoxo y Calipo, ya que para él tendrían sentido estos cálculos al unir todos los movimientos de todas las esferas, construyendo así una maquinaria cosmológica única y comprensible.

Por ello Aristóteles intenta evitar en este modelo que los movimientos de las esferas externas arrastren a los sistemas de las esferas interiores, insertando una serie de esferas antigiratorias entre las esferas de un sistema planetario y el inmediatamente inferior.Un total de 55 esferas cumplen el objetivo fundamental: la potencia motriz trabaja desde el exterior hacia el centro.

Aristarco de Samos



Astrónomo griego nacido en la isla de Samos en el 310 a.C. y muerto alrededor del 230 a.C., contemporáneo de Euclides.
Fue seguramente el primer astrónomo conocido que defiende una idea heliocéntrica del Universo: la Tierra, los planetas y mucho más lejos las estrellas giran alrededor del Sol.

Aristarco no conocía las distancias de la Tierra a la Luna y al Sol, pero fue capaz de calcular su proporción.



Su idea está basada en cómo se producen las fases de la Luna: ésta no tiene luz propia sino que la recibe del Sol y la refleja hacia nosotros, de tal forma que sólo se ilumina una mitad de su superficie esférica mientras que la otra mitad permanece en la oscuridad.



Por otra parte, Aristarco dedujo, a partir del tamaño de la sombra de la Tierra sobre la Luna durante un eclipse lunar, que el Sol tenía que ser mucho mayor que la Tierra y que además tenía que estar a una distancia muy grande.
El Sol, al estar tan lejos, ilumina a la Luna prácticamente con un haz de rayos paralelos.

Analicemos en qué fase de la Luna ven distintos observadores en la Tierra según su posición:

Citar
o   En P1 el observador ve toda la parte iluminada de la Luna, es decir, está viendo la luna llena.
o   En P2 ve bastante parte iluminada y un poco no iluminada, es decir, esta última invisible para este observador.
o   En P3 ve poca parte iluminada y bastante sin iluminar.
o   En P4 no ve nada en absoluto, puesto que sólo ve parte no iluminada de la Luna, es decir, está viendo la luna nueva.

Podemos preguntarnos, ¿en qué posición el observador ve una media luna?: cuando tenga en su campo de visión una mitad del hemisferio iluminado y una mitad del hemisferio sin iluminar. Para medir este ángulo hay que observar a la vez el Sol y la Luna cuando ésta es visible de día, especialmente cerca de la puesta del sol o de su salida.



La primera observación de Aristarco, sin realizar medida alguna, fue muy curiosa: puesto que la hipotenusa de un triángulo rectángulo es el lado más grande, dedujo que el Sol está más lejos de la Tierra que la Luna. También dedujo que el Sol debía ser mucho más grande que la Luna, ya que estando más lejos tenía el mismo tamaño aparente desde la Tierra.
Al medir ß, se determina el tercer ángulo (el complementario de ß), de forma que se conoce la figura pero no el tamaño del triángulo.
 
Por tanto, aunque la longitud verdadera de cualquier lado no está determinada, la proporción de cualquier par de lados sí que lo está.
La proporción de las distancias LT(Luna-Tierra),ST(Sol-Tierra) nos la da el coseno del ángulo ß:
 
Aristarco midió un ángulo ß de 87º, con lo que:
 
Es decir, Aristarco dedujo que el Sol está 19 veces más lejos de nosotros que la Luna.

Sin embargo, actualmente se conoce que el Sol está 389 veces más lejos de la Tierra que la Luna.

¿Por qué fue entonces tan inexacto el resultado de Aristarco?. Seguramente por dos razones:

Citar
·   ß es casi de 90º, y para este ángulo un pequeño error es crítico (compruébalo con la calculadora).
·   A simple vista no puede establecerse con precisión cuándo está la Luna en la fase de media luna, así como localizar con exactitud los centros del sol y la luna.

En definitiva, no importa tanto el que Aristarco utilizase datos imprecisos y consiguiera respuestas imperfectas. Lo que realmente sí asombra es que su método fuese tan sencillo, claro y correcto; de manera que si luego se disponía de mejores observaciones podrían darse respuestas más precisas.

Hiparco



Astrónomo griego de Nicea (190-120 a.C.) que, se le conoce principalmente porque elaboró un catálogo de más de 1000 estrellas. Además estudiando observaciones muy anteriores, descubre la precesión de los equinoccios.

Descubre así mismo la distinta duración de las estaciones, lo que le lleva a pensar en la idea de una velocidad variable del Sol en su movimiento alrededor de la Tierra, y observa también que la velocidad de la Luna era a su vez variable en las cuadraturas.


 
Para explicar la variación en la duración estacional, utiliza los modelos de Apolonio, con dos argumentos distintos: el uso de epiciclos y el uso de excéntricas. Estas explicaciones son de carácter predictivo, con un margen de error de 1º.


Ptolomeo



Nació en Grecia (87-170 d.C.) y trabajó en Alejandría la mayor parte de su vida. Compiló todo el saber astronómico de su época en los trece tomos de su Mathematike syntaxis, más conocida por Megale syntaxis.


Demostró que era redonda la Tierra

Escrita en griego originalmente, es traducida al árabe (al-Majisti) y posteriormente transcrita al latín en la Europa medieval con el nombre de Almagesto.
Utiliza el modelo geocéntrico heredado de Aristóteles:



Citar
·   La Tierra en el centro y ocho esferas rodeándola. En ellas estarían la Luna, el Sol, las estrellas y los cinco planetas conocidos en aquel tiempo: Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno.
·   Los planetas se movían en círculos más internos engarzados a sus respectivas esferas. La esfera más externa era la de las estrellas fijas, las cuales siempre permanecían en las mismas posiciones relativas, las unas con respecto a las otras, girando juntas a través del cielo.

Este modelo no describía con claridad que había detrás de la última esfera, pero desde luego no era parte del universo observable por el ser humano.

Utiliza el sistema de epiciclos iniciado por Hiparco y Apolonio. Como resultado dela combinación de epiciclos y deferentes, obtiene una curva que explica los puntos estacionarios y las retrogradaciones.



Para que el movimiento esté conforme con la observación, es necesario escoger el tamaño relativo del epiciclo y el deferente; y cuando sea necesario, las velocidades relativas de rotación de ambos círculos.



Basa sus cálculos en el plano de la eclíptica y para acomodar ciertas variaciones en latitud, inclina los planos orbitales de las deferentes de Marte, Júpiter y Saturno.

Para Ptolomeo la Tierra no tiene necesariamente que encontrarse en el centro del deferente, de tal forma que éste podría ser excéntrico.

Por otra parte, introduce el mecanismo del ecuante, necesario para explicar los cambios aparentes de velocidad en las órbitas de los planetas.


 
El sistema de Ptolomeo presenta algunas dificultades:
 
Citar
·   La explicación del movimiento de la Luna, sobre todo con el tamaño aparente que debería presentar en las cuadraturas: Ptolomeo debía suponer que la Luna seguía un camino que la situaba en algunos instantes dos veces más cerca de la Tierra que en otras, por lo que habría veces que la Luna debería aparecer con tamaño doble del que realmente tiene.
·   Aceptaba la suposición arbitraria de que los centros de los epiciclos de Venus y Mercurio estaban permanentemente fijos en una línea trazada desde la Tierra al Sol; o sea, los deferentes de ambos planetas, al igual que el sol, se movían una vez cada año alrededor de la Tierra.
·   Las predicciones de las posiciones planetarias se apoyaban en medidas de ángulos, no de distancias.
Por todo ello, Ptolomeo no se comprometió con la cuestión de la existencia de los epiciclos y deferentes de los cielos, así consideraba su sistema como un modelo del funcionamiento del Universo y no como su verdadera imagen.

Copérnico



Astrónomo polaco (1473-1543) que, estudiando los movimientos del Sol, la Luna y los planetas, intenta encontrar un modelo cosmológico inteligible de todo el Universo. Es decir, sigue la senda de sus predecesores, que ya lo buscaban descontentos, sin duda, con una explicación que se limitaba a predecir y describir fenómenos con inventos matemáticos arbitrarios. En suma, pretendía dar un modelo cosmológico al cómputo matemático de Ptolomeo.



Hay dos hechos que llaman la atención de Copérnico en cuanto que le sugieren cierta dependencia de los movimientos planetarios con el sol:
 
Citar
·   La revolución del sol y de los centros de los epiciclos de Mercurio y Venus por el zodíaco, empleaban el mismo tiempo (un año).
·   El período epicíclico de los planetas externos era idéntico a su período sinódico.

Por tanto, estudia la posibilidad de que la deferente de Mercurio y Venus y los epiciclos de los restantes, representan sencillamente la órbita de la tierra.

Propone entonces un sistema heliocéntrico que se caracteriza por:

Citar
·   Una relativa facilidad en explicar el movimiento retrógrado de los planetas y en mostrar por qué sus posiciones relativas al sol determinaban tal movimiento.
·   Proporcionaba una base sobre la que determinar las distancias al sol y a la tierra.
·   Su carácter interconexo: las posiciones planetarias en cualquier momento son simultáneamente explicables en tal configuración.
·   Su teoría lunar es más simple. Los enormes cambios en la paralaje lunar del modelo de Ptolomeo se evitan en el nuevo sistema, oscilando entre 28´45" y 37´34".


Las objeciones que cabría hacerle a este sistema son:

Citar
a.   Ausencia de cualquier paralaje anual de las estrellas fijas.
b.   No explica de manera satisfactoria las considerables variaciones de las velocidades angulares de los planetas en sus órbitas.
c.   No elabora un sistema físico viable y adecuado al tipo de problemas que presenta una tierra en movimiento.

La gran aportación del sistema de Copérnico se concreta en dos ideas:

Citar
1.   Una modificación de las ideas vigentes en la época acerca de la naturaleza de la materia, de los planetas, del sol, de la luna y de las estrellas.
2.   Una modificación acerca de la naturaleza y acciones de la fuerza en relación con el movimiento, es decir, de la física aristotélica imperante entonces.

Tycho Brahe



Astrónomo danés (1546-1601) que realizó enormes cambios en las técnicas de observación y en los niveles de precisión (del orden de los 4´ de arco). Diseñó y construyó un gran número de instrumentos: más grandes, más sólidos y mejor calibrados.


 
Además inauguró la técnica de efectuar observaciones regulares de los planetas en su curso a través de los cielos, ya que hasta entonces sólo se observaban en las configuraciones más favorables; en concreto, observó la órbita de Marte con la ayuda de cuadrantes de pared.

Fue tal la precisió y el número de datos que acumuló que acabó con la dependencia que tenía la astronomía europea respecto a los datos de la Antigüedad.



Además del movimiento de los planetas, Tycho Brahe cita la nova observada en la constelación de Casiopea en 1572 y la estudia con detalle: determinó que el fenómeno era supralunar, por lo que pone en duda la incorruptibilidad de los cielos.

Por otra parte, observó diversos cometas que pasaron cerca de la Tierra en 1577, 1580, 1585, 1590, 1593 y 1596. Con el primero de ellos ya dedujo que este fenómeno era también supralunar.

Brahe no llega a aceptar del todo el sistema de Copérnico a pesar del cúmulo de datos que posee y que avalan este modelo. Por ello, intenta de alguna manera reconciliar este sistema con el de Ptolomeo, manteniendo las ventajas matemáticas del sistema de Copérnico y suprimiendo los inconvenientes físicos, cosmológicos y teológicos.


 
De esta forma el sistema de Brahe fue aceptado como alternativa al de Copérnico durante más de dos generaciones.
 
El sistema de Brahe se basa, pues, en el principio de circularidad, el movimiento uniforme y en la precisión observacional; de tal forma que, interpreta la ausencia total de paralaje estelar como un apoyo a la idea de una tierra en reposo, no en movimiento como suponía Copérnico.
 
En 1599 fue acogido en la corte del emperador Rodolfo en Praga, donde en 1600 nombró ayudante suyo a Johannes Kepler, el cual cuando muere Brahe - y tras varios pleitos con los herederos - recibe los preciosos datos acumulados durante toda su vida. Kepler los utiliza para formular sus tres leyes sobre el movimiento de los planetas.

Johannes Kepler



Astrónomo alemán (1571-1630), publica en 1596 su obra Mysterium cosmographicum que le pondrá en contacto con Tycho Brahe. Tras la muerte de éste, pasó a ocupar el puesto de astrónomo de la Corte Imperial y evaluó las observaciones que había hecho Brahe de Marte.



En 1609 apareció su Astronomia nova con las dos primeras leyes del movimiento planetario (ley de la elipse y ley de las áreas). La tercera ley estaba contenida en Harmonices mundi. Con ellas da un modelo que explica adecuadamente los movimientos de los planetas, incluida su retrogradación.


 
Las leyes enunciadas por Kepler sobre el movimiento de los planetas son las siguientes:

Citar
1.   Los planetas se mueven sobre elipses, con el Sol en uno de sus focos.
2.   La línea de unión planeta-Sol (llamada también radio vector) barre áreas iguales en tiempos iguales (ley de las áreas).
3.   El cuadrado del período de revolución de un planeta es proporcional al cubo de su distancia media al Sol.


En 1611 apareció su Dioptrik, con las bases numéricas y ópticas del telescopio astronómico (o de Kepler).
En 1627 se publicaron las Tablas rodolfinas, que constituyen la base de todos los cálculos de órbitas planetarias hasta bien entrado el siglo XVII.



En suma, Kepler prepara el camino a un descubrimiento fundamental: la ley de la gravitación universal de Newton, ya que una fuerza de atracción entre el Sol y un planeta proporcional a sus masas y, sobre todo, inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que los separa, explicaba el hecho de que el planeta(más ligero) girase en una órbita elíptica alrededor del Sol, con éste en uno de sus focos.

Astronomía y Astrología


La mayoría de la gente creía que los planetas en sus movimientos ejercían una influencia sobre la Tierra y sobre los huma­nos, y que si se conseguía elaborar un sistema que predijera exactamente sus movimientos quizás podrían deducirse sus influencias sobre el destino futuro de cada individuo. El desarrollo de un tal sistema de astrología (la lectura de los planetas) tenía un interés extraordinario para todas las personas del mundo antiguo.


 
El Sol, La Luna y los cinco planetas de aspecto estelar se mueven por una franja estrecha del cielo que se dividió en doce regiones, ocupada cada cual por un conjunto concreto de estrellas, donde los antiguos, llenos de imaginación, vieran el perfil de algún objeto, normalmente un animal. Cada agru­pación de estrellas se llama constelación y las doce constela­ciones a través de las cuales se mueven los planetas se llama zodiaco, de una palabra griega que significa círculo de ani­males.


 
¿Por qué son doce las constelaciones del zodiaco? Porque el Sol pasa un mes en cada una de las constelaciones, el tiempo necesario para que La Luna de una vuelta entera al zodiaco.
Los astrónomos acabaran dividiendo también en constelaciones el resto del cielo.

En épocas modernas, cuando los astrónomos viajaran hacia el sur y pudieran estudiar las estrellas más meridionales, también dividieron en constelaciones estas regiones.

Actualmente hay 88 constelaciones que dividen toda la esfera del cielo, pero las doce constelaciones del zodiaco continúan siendo las que más interesan a algunos hombres crédulos.


 
Sin embargo, Europa y el Próximo Oriente no fueron las únicas cunas de la civilización. Durante un período de dos mil años, entre el 500 AC y el 1500 DC, China superó mucho a Occidente en ciencia y tecnología. A lo largo de las épocas antigua y medieval, los astrónomos chinos observaron cuidadosamente el cielo y tomaron nota de todo fenómeno insólito que tenia lugar allí arriba.

No tenían que enfrentarse con ideas dogmáticas sobre su perfección y vivían en una sociedad relativamente secular donde el temor a los seres sobrenaturales no restringía indebidamente su pensamiento.

Es cierto que los chinos no estudiaban el cielo por motivos puramente intelectuales. También ellos, como los babilonios y los griegos, estaban interesados en la astrología. Habían inventado significados para todo lo que pudiera aparecer en el cielo y los utilizaban para pronosticar los posibles acontecimientos futuros en la Tierra.

Galileo y el telescopio: la nueva astronomía



El físico y astrónomo italiano Galileo Galilei (1564-1642) sostenía que la Tierra giraba alrededor del Sol, lo que contradecía la creencia de que la Tierra era el centro del Universo. Se negó a obedecer las órdenes de la Iglesia católica para que dejara de exponer sus teorías, y fue condenado a reclusión perpetua. Junto con Kepler, comenzó la revolución científica que culminó con la obra de Isaac Newton.



Su principal contribución a la astronomía fue el uso del telescopio para la observación y descubrimiento de las manchas solares, valles y montañas lunares, los cuatro satélites mayores de Júpiter y las fases de Venus. En el campo de la física descubrió las leyes que rigen la caída de los cuerpos y el movimiento de los proyectiles. En la historia de la cultura, Galileo se ha convertido en el símbolo de la lucha contra la autoridad y de la libertad en la investigación.



Nació cerca de Pisa el 15 de febrero de 1564. Estudió con los monjes en Vallombroso y en 1581 ingresó en la Universidad de Pisa para estudiar medicina. Al poco tiempo cambió sus estudios por la filosofía y las matemáticas, abandonando la universidad en 1585 sin haber llegado a obtener el título. En 1589 trabajó como profesor de matemáticas en Pisa, donde se dice que demostró ante sus alumnos el error de Aristóteles, que afirmaba que la velocidad de caída de los cuerpos era proporcional a su peso, dejando caer desde la torre inclinada de esta ciudad dos objetos de pesos diferentes.



Otros importantes descubrimientos de Galileo en aquellos años son las leyes péndulo (sobre el cual habría comenzado a pensar, según la conocida anécdota, observando una lámpara que oscilaba en la catedral de Pisa) y las leyes del movimiento acelerado, que estableció después de trasladarse a enseñar en la Universidad de Padua en 1592. En Padua, sin embargo, y después en Florencia, Galileo se ocupa sobre todo en astronomía y lo hará intensamente hasta 1633.



En 1609 oyó decir que en los Países Bajos habían inventado un telescopio. En diciembre de 1609 Galileo había construido un telescopio de veinte aumentos, con el que descubrió montañas y cráteres en la Luna. También observó que la Vía Láctea estaba compuesta por estrellas y descubrió los cuatro satélites mayores de Júpiter. En marzo de 1610 publicó estos descubrimientos en El mensajero de los astros. Su fama le valió el ser nombrado matemático de la corte de Florencia, donde quedó libre de sus responsabilidades académicas y pudo dedicarse a investigar y escribir. En diciembre de 1610 pudo observar las fases de Venus, que contradecían la astronomía de Tolomeo y confirmaban su aceptación de las teorías de Copérnico.

La última obra de Galileo, Consideraciones y demostraciones matemáticas sobre dos ciencias nuevas relacionadas con la mecánica, publicada en Leiden en 1638, revisa y afina sus primeros estudios sobre el movimiento y los principios de la mecánica en general. Este libro abrió el camino que llevó a Newton a formular la ley de la gravitación universal, que armonizó las leyes de Kepler sobre los planetas con las matemáticas y la física de Galileo.

Astronomía Moderna



El desarrollo de los sistemas ópticos, dieron a la astronomía un vuelco fundamental  y se comenzaron a descubrir, describir y catalogar miles de objetos celestes nunca observados. En el Siglo XVII esta gran revolución  dio a conocer a grandes astrónomos que fueron construyendo la astronomía moderna y actual: Simon Marius (detectó de la Nebulosa de Andrómeda en 1612), Christoph Scheiner (Estudió las las manchas solares 1630), Johannes Hevelius (Realizó precisas observaciones de la luna y cometas desde su observatorio en Dantzing), Christian Huygens (descubrió el anillo de Saturno y su satélite Titán), Giovanni Domenico Cassini (descubridor de 4 satélites de Saturno), Olaus Römer (determinó la velocidad de la luz a partir de los eclipses de los satélites de Júpiter en 1676) y John Flamsteed (fundó el Observatorio de Greenwich en 1675 y realizó un gran catálogo celeste).



Uno de los científicos más importantes de la humanidad es Isaac Newton (1643 - 1727), quien nació el año de la muerte de Galileo. Durante sus años universitarios estudió a Platón, Aristóteles y Descartes, poco después de su graduación y debido a la peste se trasladó a su casa en donde se le ocurrió la explicación de como la gravitación causa el movimiento de la Luna y los Planetas. Hasta mediados del siglo XVII todos los intentos de describir el cielo matemáticamente fueron empíricos o basados directamente sobre datos y observaciones.



Newton introdujo una aproximación matemática promulgando sus tres leyes del movimiento que se aplican a los movimientos terrestres y en los cielos. Estas leyes son:

Citar
·   Un cuerpo permanece en reposo o en movimiento en línea recta y a una velocidad constante a menos que una fuerza externa actúe sobre el.
·   La aceleración de un objeto es proporcional a la fuerza que actúa sobre el  (F= m.a)
·   Cuando un objeto ejerce fuerza sobre otro, el segundo ejerce una fuerza de igual magnitud sobre el primero pero en dirección contraria.


 
Postuló que la fuerza que mantiene a los planetas en órbita es la gravedad y que esta fuerza disminuye con la distancia. Se dice que Newton se inspiro en la caída de una manzana para imaginar el efecto de la gravedad,  aunque esta anécdota no puede comprobarse si sirve como modelo para explicar la ley del inverso del cuadrado. La misma fuerza gravitatoria que hace caer la manzana se extiende hacia la Luna, su fuerza disminuye con el cuadrado de la distancia. Newton utilizando su primera Ley determino que la Luna escaparía en línea recta si no fuese apartada de su camino por una fuerza (la gravedad terrestre)



La Ley de la Gravitación Universal dice que:
Dos cuerpos se atraen uno al otro con una fuerza que es directamente proporcional ala masa de cada uno e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que los separa.



Newton además modificó los telescopios creando los telescopios reflectores Newtonianos que permitieron la observación mas claras de objetos muy tenues. Su obra principal fue "Philosophiae naturalis principia mathematica" en donde expuso sus leyes que aplicadas al movimiento planetario explicaban toda la dinámica conocida del sistema solar.



Posteriormente descubrió Enceladus y Mimas. En 1781 recibió el catálogo de Messier y comenzó el estudios de estos objetos muchos de los cuales eran nebulosas pero que con sus equipos pudo resolver sus estrellas componentes. Realizo un plano de la Vía Láctea y de las estrellas del hemisferio norte el cual fue completado con las del hemisferio sur por su hijo.


 
Llegado el siglo XVIII la tarea emprendida por los astrónomos fue la de encontrar las distancias en el universo, esto requería tanto de métodos matemáticos como de cálculos apoyados en observaciones precisas. El sistema de medición mas adecuado era el de triangulación o paralaje, su técnica consiste en realizar dos observaciones del mismo objeto en lugares diferentes y a la misma hora, el objeto observado parecerá desplazarse con respecto al fondo estrellado de acuerdo a su distancia : si es cercano el desplazamiento será mayor.
 
Se realizaron los paralajes de los planetas exteriores y de los interiores durante los tránsitos y posteriormente se realizaron los paralajes de las primeras estrellas como fue 61 del Cisne por Fiedrich Bessel en el año de 1838 dando como resultado una distancia de 11 años luz y luego alfa Centauro con una distancia de 4.3 años luz. De esta manera el tamaño del universo se extendió hasta el infinito.



Espectrografía. Joseph Fraunhofer, hombre de mucha inteligencia y de gran agudeza visual tenia como profesión vidriero y llegó a fabricar los espejos de telescopios mas perfectos para su época. Hacia 1814 en experimentos dirigidos a corregir las aberraciones cromáticas de sus telescopios utilizó las líneas espectrales de la luz y pronto se sintió fascinado por ellas. detectó centenares de rayas verticales en el espectro del Sol e idénticas irregularidades en los espectros de la Luna y los Planetas (son iguales pues es la misma luz del sol reflejada). Cuando dirigió sus espectrógrafo a las estrellas las líneas cambiaban.

Siglo XX


Al llegar a este siglo varias de las creencias precopernicanas habían resurgido al hablar de las galaxias, se consideraba que el Sol se encontraba cerca del centro de la Vía Láctea que constituía el universo entero, mas allá de los confines de la galaxia se consideraba que no existía nada mas que un vacío infinito.



El estudio bajo espectroscopia de las nebulosas elípticas a principios de siglo, demostró que no tenían características de ser nubes de gases sino mas bien características estelares, lo que señaló que al menos algunas nebulosas espirales estaban constituidas por estrellas.



El estudio de estrellas variables por parte de Harlow Shapley lo llevo a descubrir variables cefeidas, estas estrellas pulsan cambiando de brillo. El ciclo de variación de brillo de las cefeidas esta dilectamente relacionado con su brillo intrínseco, descubrimiento realizado por Henretta Swan Leavitt.



Esta propiedad de las cefeidas permitió conocer su magnitud absoluta. Para calcular su distancia solo se requiere medir su magnitud aparente y luego aplicar la formula según la cual el brillo disminuye con el cuadrado de la distancia. Shapley al estudiar las variables de los cúmulos globulares se dio cuenta que su distancia era mucho mayor de la que se creía y que se hallaban hacia el centro de la galaxia, al calcular su distancia al Sol, este debería estar localizado en la periferia de la Vía Láctea. de esta manera se desplazo el Sol del centro del universo conocido a una periferia de el.

Islas de Universos (Para verlo, pinche en el enlace)

Aunque varios astrónomos defendían la teoría de los Universos Islas expuesta por Kant, seguida por Herschel no se tenía pruebas confirmatoria del hecho. Esta prueba provendría de las observaciones de Edwin Hubble que trabajaba en el observatorio de Monte Palomar tomando y revisando fotografías de grandes campos de cielo.



En trabajos independientes a principios del siglo XX Albert Einstein propuso su Teoría de la Relatividad General en la que se deduce que el universo no debe ser estático sino que se encuentra en expansión, sin embargo, esto no coincidía con lo que se creía era realmente un universo estático, de esta manera Einstein introdujo en su formula la constante cosmológica para adecuarla a las teorías vigentes.



Hubble encontró aparte de la rotación de dichas nebulosas un corrimiento al rojo persistente en sus espectros, este hallazgo se debió a que el efecto Doppler indica que las longitudes de onda emitidas por un objeto que se aleja del observador se alargan corriéndose hacia el rojo en el espectro estudiado. Sin embargo Slipher no encontró la explicación a su hallazgo. Fue nuevamente Hubble quien al medir las distancias de 25 galaxias encontró una correlación directa entre su distancia y el grado de corrimiento o en otras palabras la velocidad en que se alejan.



El Hombre que unió los hallazgos de Slipher, Hubble y Einstein fue un matemático sacerdote llamado Georges Lemaitre quien en 1927 publicó un articulo donde desarrollaba la relación del corrimiento al rojo con un universo en expansión.

Posteriormente cuando su articulo se promulgo entre la comunidad científica se comenzó a pensar que si el universo se encuentra en expansión alguna vez todo debió estar unido en un punto de luz al cual llamó singularidad o "átomo primordial" y su expansión "Gran Ruido".



Mas tarde el astrónomo Fred Hoyle quien era opuesto a esta propuesta la llamo despectivamente "Big Bang" como se conoce a la teoría mas aceptada actualmente como origen del universo.

En la actualidad conocemos que vivimos en un sistema solar localizado en la periferia de la vía Láctea compuesta por miles de millones de soles, la cual hace parte de un conjunto galáctico llamado grupo local, el cual a su ves se localiza en un supercúmulo de galaxias distribuidas por un universo de mas de 15 mi millones de años luz que se encuentra en expansión.

Y por último, la Tª de Cuerdas que intenta unificar, el universo atómico, con el universo inmenso.
« Última modificación: Viernes 08 Julio 2005 14:41:33 pm por FX2000 »

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Re:**** Historia de la Astronomía ****
« Respuesta #1 en: Domingo 22 Septiembre 2013 23:32:27 pm »
Impresionante, son casi todos destacados astrólogos: Eudoxo, Ptolomeo, Copérnico, Galileo, Keppler, Hubble, Newton...
Cuando bebo un whisky, me siento otro hombre. Y ese otro hombre necesita otro whisky.

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