En el año 340 AC el filósofo griego Aristóteles, en su libro Sobre los Cielos, fue capaz de proponer dos buenos argumentos para creer que la Tierra era una esfera redonda en lugar de un plato plano. Primero, él se dio cuenta de que los eclipses de Luna eran causados por la Tierra que se ponía entre el Sol y la Luna. La sombra de la Tierra sobre la Luna era siempre redonda, lo cual podía suceder sólo si la Tierra era esférica.
Aristóteles pensaba que la Tierra estaba quieta y que el Sol, la Luna, los planetas y las estrellas se movían en órbitas circulares alrededor de la Tierra. El creía esto porque él sentía, por razones místicas, que la Tierra era el centro del universo, y que el movimiento circular era el más perfecto. Esta idea fue elaborada por Tolomeo en el segundo siglo AC en un completo modelo cosmológico. La tierra permanecía en el centro, rodeada por ocho esferas de cristal sobre las que giraban la Luna, el Sol, las estrellas y los cinco planetas que se conocían, Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno.
En el siglo II d.C., Claudio Tolomeo planteó un modelo del Universo con la Tierra en el centro. En el modelo, la Tierra permanece estacionaria mientras los planetas, la Luna y el Sol describen complicadas órbitas alrededor de ella.
Aparentemente, a Tolomeo le preocupaba que el modelo funcionara desde el punto de vista matemático, y no tanto que describiera con precisión el movimiento planetario. Aunque posteriormente se demostró su incorrección, el modelo de Tolomeo se aceptó durante varios siglos.
Un modelo más simple, sin embargo, fue propuesto en 1514 por un cura polaco, Nicolás Copérnico, (Al principio, tal vez por miedo de ser marcado como hereje por su iglesia, Copérnico difundió su modelo anónimamente.) Su idea fue que el Sol estaba fijo en el centro y que la Tierra y los planetas se movían en órbitas circulares alrededor del Sol.
La muerte final de la teoría de Aristóteles y Tolomeo llegó en 1609. En ese año, Galileo comenzó a observar el cielo nocturno con un telescopio, que recién se había inventado. Cuando miró al planeta Júpiter, Galileo observó que estaba acompañado por varios pequeños satélites o lunas que orbitaban alrededor de él. Esto implicaba que no todo tenía que orbitar directamente alrededor de la Tierra, como Aristóteles y Tolomeo pensaban. Sostenía que la Tierra giraba alrededor del Sol, lo que contradecía la creencia de que la Tierra era el centro del Universo.
Notas de Galileo sobre Júpiter y sus lunas.
Al mismo tiempo, Johannes Kepler había modificado la teoría de Copérnico, sugiriendo que los planetas no se movían en círculos sino en elipses (una elipse es un círculo alargado). Las predicciones ahora finalmente coincidían con las observaciones.
Por lo que a Kepler le concernía, las órbitas elípticas eran meramente una hipótesis ad hoc, y una que era bastante repugnante, porque las elipses eran claramente menos perfectas que los círculos. La explicación sobre las orbitas elípticas, fue dada mucho más tarde, en 1687, por Isaac Newton.
Newton postuló una ley de la gravitación universal de acuerdo a la cual cada cuerpo del universo era atraído hacia los demás cuerpos por una fuerza que era más fuerte cuanto más masa tuvieran los cuerpos y cuanto más cerca estuvieran uno del otro.
Era esta misma fuerza la que provocaba que los objetos cayeran al suelo. Newton vino a demostrar que, de acuerdo a su ley, la gravedad causa que la Luna se mueva en una órbita elíptica en torno a la Tierra y causa que la Tierra y los demás planetas se muevan en órbitas elípticas alrededor del Sol.
La fórmula de Newton se aplicó inmediatamente al estudio del cosmos, incluida la propia Tierra.
Cuando un siglo después, Henry Cavendish consiguió medir el valor de la constante G estas aplicaciones se multiplicaron. Con una balanza de torsión, un rayo de luz para medir desviaciones logró el valor en el Sistema Internacional:
Conociendo la ley de gravitación podemos calcular una cosa tan complicada como la masa de la Tierra.
Utilizando la fórmula de la ley de atracción universal de Newton;
y conociendo la aceleración que produce bien una caída en la superficie de la Tierra , o en el movimiento circular de la Luna
podemos averiguar el único dato desconocido que es la masa de la Tierra m1.
De la misma manera se pueden calcular la masa del Sol, Júpiter, un sistema doble de estrellas, el agujero negro central de la Vía Láctea etc. Sólo es necesario tener datos de los movimientos y distancias que provoca el objeto.
La gravitación es el cemento del Universo. Gracias a ella, un planeta o una estrella mantiene unidas sus partes, los planetas giran alrededor del Sol sin escaparse, y el Sol permanece dentro de la Vía Láctea. Si llegara a desaparecer la fuerza gravitacional, la Tierra se despedazaría, el Sol y todas las estrellas se diluirían en el espacio cósmico y sólo quedaría materia uniformemente distribuida por todo el Universo. Afortunadamente, la gravedad ha permanecido inmutable desde que se formó el Universo y es una propiedad inherente a la materia misma.
"He visto más lejos porque me he apoyado en los hombros de gigantes" I. Newton.
Todos sus contemporáneos también podían haberse apoyado en los mismos gigantes en que se apoyó Newton, en Galileo, en Hooke y hasta en los griegos, pero no lo hicieron.
Einstein sin Riemman, Gaus, Poincaré, Lobatchevsky y sus contribuciones a la geometría, o sin Lorentz y sus derivadas, o sin Newton, no habría podido hacer el trabajo que hizo porque habría tenido que dedicar sus esfuerzos a la labor que otros hicieron antes que él.
Y Newton no podría haber hecho lo que hizo si no hubiera sido por el trabajo astronómico de Copérnico, Galileo y Kepler, las cuidadosas observaciones de Tycho, el trabajo axiomático de Euclides y los descubrimientos de Arquímedes en geometría.
Gracias por su tiempo.
Aristóteles pensaba que la Tierra estaba quieta y que el Sol, la Luna, los planetas y las estrellas se movían en órbitas circulares alrededor de la Tierra. El creía esto porque él sentía, por razones místicas, que la Tierra era el centro del universo, y que el movimiento circular era el más perfecto. Esta idea fue elaborada por Tolomeo en el segundo siglo AC en un completo modelo cosmológico. La tierra permanecía en el centro, rodeada por ocho esferas de cristal sobre las que giraban la Luna, el Sol, las estrellas y los cinco planetas que se conocían, Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno.
En el siglo II d.C., Claudio Tolomeo planteó un modelo del Universo con la Tierra en el centro. En el modelo, la Tierra permanece estacionaria mientras los planetas, la Luna y el Sol describen complicadas órbitas alrededor de ella.
Aparentemente, a Tolomeo le preocupaba que el modelo funcionara desde el punto de vista matemático, y no tanto que describiera con precisión el movimiento planetario. Aunque posteriormente se demostró su incorrección, el modelo de Tolomeo se aceptó durante varios siglos.
Un modelo más simple, sin embargo, fue propuesto en 1514 por un cura polaco, Nicolás Copérnico, (Al principio, tal vez por miedo de ser marcado como hereje por su iglesia, Copérnico difundió su modelo anónimamente.) Su idea fue que el Sol estaba fijo en el centro y que la Tierra y los planetas se movían en órbitas circulares alrededor del Sol.
La muerte final de la teoría de Aristóteles y Tolomeo llegó en 1609. En ese año, Galileo comenzó a observar el cielo nocturno con un telescopio, que recién se había inventado. Cuando miró al planeta Júpiter, Galileo observó que estaba acompañado por varios pequeños satélites o lunas que orbitaban alrededor de él. Esto implicaba que no todo tenía que orbitar directamente alrededor de la Tierra, como Aristóteles y Tolomeo pensaban. Sostenía que la Tierra giraba alrededor del Sol, lo que contradecía la creencia de que la Tierra era el centro del Universo.
Notas de Galileo sobre Júpiter y sus lunas.
Al mismo tiempo, Johannes Kepler había modificado la teoría de Copérnico, sugiriendo que los planetas no se movían en círculos sino en elipses (una elipse es un círculo alargado). Las predicciones ahora finalmente coincidían con las observaciones.
Por lo que a Kepler le concernía, las órbitas elípticas eran meramente una hipótesis ad hoc, y una que era bastante repugnante, porque las elipses eran claramente menos perfectas que los círculos. La explicación sobre las orbitas elípticas, fue dada mucho más tarde, en 1687, por Isaac Newton.
Newton postuló una ley de la gravitación universal de acuerdo a la cual cada cuerpo del universo era atraído hacia los demás cuerpos por una fuerza que era más fuerte cuanto más masa tuvieran los cuerpos y cuanto más cerca estuvieran uno del otro.
Era esta misma fuerza la que provocaba que los objetos cayeran al suelo. Newton vino a demostrar que, de acuerdo a su ley, la gravedad causa que la Luna se mueva en una órbita elíptica en torno a la Tierra y causa que la Tierra y los demás planetas se muevan en órbitas elípticas alrededor del Sol.
La fórmula de Newton se aplicó inmediatamente al estudio del cosmos, incluida la propia Tierra.
Cuando un siglo después, Henry Cavendish consiguió medir el valor de la constante G estas aplicaciones se multiplicaron. Con una balanza de torsión, un rayo de luz para medir desviaciones logró el valor en el Sistema Internacional:
Conociendo la ley de gravitación podemos calcular una cosa tan complicada como la masa de la Tierra.
Utilizando la fórmula de la ley de atracción universal de Newton;
y conociendo la aceleración que produce bien una caída en la superficie de la Tierra , o en el movimiento circular de la Luna
podemos averiguar el único dato desconocido que es la masa de la Tierra m1.
De la misma manera se pueden calcular la masa del Sol, Júpiter, un sistema doble de estrellas, el agujero negro central de la Vía Láctea etc. Sólo es necesario tener datos de los movimientos y distancias que provoca el objeto.
La gravitación es el cemento del Universo. Gracias a ella, un planeta o una estrella mantiene unidas sus partes, los planetas giran alrededor del Sol sin escaparse, y el Sol permanece dentro de la Vía Láctea. Si llegara a desaparecer la fuerza gravitacional, la Tierra se despedazaría, el Sol y todas las estrellas se diluirían en el espacio cósmico y sólo quedaría materia uniformemente distribuida por todo el Universo. Afortunadamente, la gravedad ha permanecido inmutable desde que se formó el Universo y es una propiedad inherente a la materia misma.
"He visto más lejos porque me he apoyado en los hombros de gigantes" I. Newton.
Todos sus contemporáneos también podían haberse apoyado en los mismos gigantes en que se apoyó Newton, en Galileo, en Hooke y hasta en los griegos, pero no lo hicieron.
Einstein sin Riemman, Gaus, Poincaré, Lobatchevsky y sus contribuciones a la geometría, o sin Lorentz y sus derivadas, o sin Newton, no habría podido hacer el trabajo que hizo porque habría tenido que dedicar sus esfuerzos a la labor que otros hicieron antes que él.
Y Newton no podría haber hecho lo que hizo si no hubiera sido por el trabajo astronómico de Copérnico, Galileo y Kepler, las cuidadosas observaciones de Tycho, el trabajo axiomático de Euclides y los descubrimientos de Arquímedes en geometría.
Gracias por su tiempo.