La revolución copernicana

El Renacimiento trajo un nuevo espíritu de investigación a las artes y las ciencias. Exploradores y viajeros trajeron a casa los vestigios del conocimiento clásico que se habían conservado en el mundo musulmán y en Oriente, y en el siglo XV la hipótesis heliocéntrica de Aristarco volvió a ser debatida en ciertos círculos cultos. El paso más audaz lo dio el astrónomo polaco Nicolás Copérnico, que dudó durante tanto tiempo en su publicación que no vio un ejemplar impreso de su propia obra hasta que estuvo en su lecho de muerte en 1543. Copérnico reconoció más profundamente que nadie las ventajas de un sistema planetario centrado en el Sol. Al adoptar el punto de vista de que la Tierra giraba en torno al Sol, podía explicar cualitativamente las idas y venidas de los planetas de forma mucho más sencilla que Ptolomeo. Por ejemplo, en ciertos momentos de los movimientos de la Tierra y Marte alrededor del Sol, la Tierra alcanzaba el movimiento proyectado de Marte, y entonces ese planeta parecía retroceder a través del zodiaco. Desgraciadamente, en su sistema centrado en el Sol, Copérnico seguía adhiriéndose a la tradición establecida de utilizar un movimiento circular uniforme, y si adoptara sólo un gran círculo para la órbita de cada planeta, sus posiciones planetarias calculadas serían de hecho cuantitativamente más pobres en comparación con las posiciones observadas de los planetas que las tablas basadas en el sistema ptolemaico. Este defecto podría corregirse parcialmente proporcionando círculos adicionales más pequeños, pero entonces se perdería gran parte de la belleza y simplicidad del sistema original de Copérnico. Además, aunque ahora se eliminaba el Sol de la lista de planetas y se añadía la Tierra, la Luna seguía necesitando moverse alrededor de la Tierra.

Fue Galileo quien explotó el poder de las lentes recién inventadas para construir un telescopio que acumularía apoyo indirecto para el punto de vista copernicano. Los críticos no tenían una respuesta racional al descubrimiento de Galileo de la correlación de las fases de iluminación de Venus con su posición orbital con respecto al Sol, que requería que diera vueltas alrededor de ese cuerpo y no de la Tierra. Tampoco pudieron refutar su descubrimiento de los cuatro satélites más brillantes de Júpiter (los llamados satélites galileanos), que demostraban que los planetas podían tener lunas. Sólo podían negarse a mirar por el telescopio o negarse a ver lo que sus propios ojos les decían.

Galileo también montó un ataque sistemático contra otras enseñanzas aceptadas de Aristóteles demostrando, por ejemplo, que el Sol no era perfecto sino que tenía manchas. Asediada por todas partes por lo que percibía como agitación herética, la Iglesia obligó a Galileo a retractarse de su apoyo al sistema heliocéntrico en 1633. Confinado en arresto domiciliario durante sus últimos años, Galileo realizaría experimentos reales y de pensamiento (resumidos en un tratado) que refutarían el núcleo de la dinámica aristotélica. En particular, formuló el concepto que acabaría conduciendo (en manos de René Descartes) a la llamada primera ley de la mecánica, es decir, que un cuerpo en movimiento, liberado de la fricción y de todas las demás fuerzas, se movería, no en círculo, sino en línea recta a velocidad uniforme. El marco de referencia para realizar tales mediciones eran, en última instancia, las «estrellas fijas». Galileo también argumentó que, en el campo gravitatorio de la Tierra y en ausencia de arrastre del aire, los cuerpos de diferente peso caerían a la misma velocidad. Este hallazgo acabaría conduciendo (en manos de Einstein) al principio de equivalencia, piedra angular de la teoría de la relatividad general.

Fue el astrónomo alemán Johannes Kepler, contemporáneo de Galileo, quien daría el golpe crucial que aseguró el éxito de la revolución copernicana. De todos los planetas cuyas órbitas Copérnico había intentado explicar con un solo círculo, Marte era el que presentaba la mayor desviación (la mayor excentricidad, en nomenclatura astronómica); en consecuencia, Kepler se puso a trabajar con el principal astrónomo observador de su época, el danés Tycho Brahe, que había acumulado durante muchos años las mediciones posicionales más precisas de este planeta. Cuando Kepler tuvo por fin acceso a los datos tras la muerte de Tycho, intentó minuciosamente ajustar las observaciones a una curva tras otra. El trabajo fue especialmente difícil porque tuvo que asumir una órbita para la Tierra antes de poder sustraer de forma autoconsistente los efectos de su movimiento. Finalmente, tras muchos intentos y rechazos, dio con una solución sencilla y elegante: una elipse con el Sol en un foco. Los demás planetas también encajaron. A este triunfo le siguieron otros, entre los que destaca el descubrimiento por parte de Kepler de las llamadas tres leyes del movimiento planetario. Asegurada la victoria empírica, el escenario estaba preparado para las inigualables campañas teóricas de Newton.

Dos logros sobresalientes prepararon el camino para la conquista de Newton del problema dinámico de los movimientos planetarios: sus descubrimientos de la segunda ley de la mecánica y de la ley de la gravitación universal. La segunda ley de la mecánica generalizó los trabajos de Galileo y Descartes sobre la dinámica terrestre, afirmando cómo se mueven generalmente los cuerpos cuando son sometidos a fuerzas externas. La ley de la gravitación universal generalizó los trabajos de Galileo y del físico inglés Robert Hooke sobre la gravedad terrestre, afirmando que dos cuerpos masivos se atraen con una fuerza directamente proporcional al producto de sus masas e inversamente proporcional al cuadrado de su distancia de separación. Por pura deducción matemática, Newton demostró que estas dos leyes generales (cuya base empírica descansaba en el laboratorio) implicaban, cuando se aplicaban al ámbito celeste, las tres leyes del movimiento planetario de Kepler. Este brillante golpe completó el programa copernicano de sustituir la antigua visión del mundo por una alternativa muy superior, tanto en principio conceptual como en aplicación práctica. En el mismo golpe de genio, Newton unificó la mecánica del cielo y de la Tierra e inició la era de la ciencia moderna.

Al formular sus leyes, Newton afirmó como postulados las nociones de espacio absoluto (en el sentido de la geometría euclidiana) y tiempo absoluto (una cantidad matemática que fluye en el universo sin referencia a nada más). Existía una especie de principio de relatividad («relatividad galileana») en la libertad de elegir diferentes marcos de referencia inerciales, es decir, la forma de las leyes de Newton no se veía afectada por el movimiento a velocidad constante con respecto a las «estrellas fijas». Sin embargo, el esquema de Newton separaba inequívocamente el espacio y el tiempo como entidades fundamentalmente separadas. Este paso era necesario para progresar, y fue una aproximación tan maravillosamente precisa a la verdad para describir movimientos lentos comparados con la velocidad de la luz que resistió todas las pruebas durante más de dos siglos.

En 1705 el astrónomo inglés Edmond Halley utilizó las leyes de Newton para predecir que cierto cometa visto por última vez en 1682 reaparecería 76 años después. Cuando el cometa Halley regresó en la noche de Navidad de 1758, muchos años después de la muerte tanto de Newton como de Halley, ninguna persona culta pudo volver a dudar seriamente del poder de las explicaciones mecanicistas de los fenómenos naturales. Tampoco nadie volvería a preocuparse de que las revoltosas excursiones de los cometas a través del sistema solar destrozaran las esferas cristalinas que los pensadores anteriores habían construido mentalmente para transportar los planetas y los demás cuerpos celestes a través de los cielos. La atención de los astrónomos profesionales se dirigió ahora cada vez más hacia la comprensión de las estrellas.

En este último esfuerzo, el astrónomo británico William Herschel y su hijo John lideraron el asalto. La construcción de telescopios reflectores cada vez más potentes les permitió, a finales de 1700 y principios de 1800, medir las posiciones angulares y los brillos aparentes de muchas estrellas débiles. En una época anterior, Galileo había dirigido su telescopio hacia la Vía Láctea y vio que estaba compuesta por innumerables estrellas individuales. Ahora los Herschel iniciaron un ambicioso programa para medir cuantitativamente la distribución de las estrellas en el cielo. Partiendo de la hipótesis (adoptada por primera vez por el matemático y científico holandés Christiaan Huygens) de que la debilidad es una medida estadística de la distancia, dedujeron las enormes separaciones medias de las estrellas. Este punto de vista se confirmó directamente en el caso de las estrellas más cercanas mediante mediciones de paralaje de sus distancias a la Tierra. Más tarde, las fotografías tomadas a lo largo de muchos años también mostraron que algunas estrellas cambiaban de ubicación a través de la línea de visión en relación con el fondo; así, los astrónomos aprendieron que las estrellas no son realmente fijas, sino que tienen movimientos entre sí. Estos movimientos reales -así como los aparentes debidos al paralaje, medidos por primera vez por el astrónomo alemán Friedrich Bessel en 1838- no fueron detectados por los antiguos debido a la enorme escala de distancias del universo estelar.