A revolução copernicana

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A Renascença trouxe um novo espírito de investigação para as artes e ciências. Exploradores e viajantes trouxeram para casa os vestígios do conhecimento clássico que tinham sido preservados no mundo muçulmano e no Oriente, e no século XV a hipótese heliocêntrica de Aristarco voltou a ser debatida em certos círculos educados. O passo mais ousado foi dado pelo astrônomo polonês Nicolaus Copérnico, que hesitou tanto tempo na publicação que não viu uma cópia impressa de sua própria obra até que se deitou no leito da morte, em 1543. Copérnico reconheceu mais profundamente do que qualquer outra pessoa as vantagens de um sistema planetário centrado no Sol. Ao adotar a visão de que a Terra circundava o Sol, ele poderia explicar qualitativamente as andanças de um lado para o outro dos planetas muito mais simplesmente do que Ptolomeu. Por exemplo, em certos momentos, nos movimentos da Terra e de Marte sobre o Sol, a Terra alcançaria o movimento projetado de Marte, e então esse planeta pareceria retroceder através do zodíaco. Infelizmente em seu sistema centrado no Sol, Copérnico continuou a aderir à tradição estabelecida de usar o movimento circular uniforme, e se ele adotasse apenas um grande círculo para a órbita de cada planeta, suas posições planetárias calculadas seriam de fato quantitativamente mais pobres em comparação com as posições observadas dos planetas do que as tabelas baseadas no sistema Ptolomeu. Este defeito poderia ser parcialmente corrigido fornecendo círculos menores adicionais, mas então muito da beleza e simplicidade do sistema original de Copérnico seria perdido. Além disso, embora o Sol fosse agora removido da lista de planetas e a Terra adicionada, a Lua ainda precisava se mover ao redor da Terra.

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Foi Galileu quem explorou o poder das lentes recém-inventadas para construir um telescópio que acumularia suporte indireto para o ponto de vista copernicano. Os críticos não tinham uma resposta racional à descoberta de Galileu da correlação das fases da iluminação de Vénus com a sua posição orbital em relação ao Sol, o que exigia que este fizesse um círculo em torno desse corpo e não da Terra. Também não podiam refutar a sua descoberta dos quatro satélites mais brilhantes de Júpiter (os chamados satélites Galileus), que demonstraram que os planetas podiam de facto possuir luas. Eles só podiam se recusar a olhar através do telescópio ou recusar a ver o que seus próprios olhos lhes diziam.

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Galileo também montou um ataque sistemático a outros ensinamentos aceites de Aristóteles, mostrando, por exemplo, que o Sol não era perfeito mas tinha manchas. Sitiada por todos os lados pelo que percebia como agitações heréticas, a igreja forçou Galileu a se retrair do seu apoio ao sistema heliocêntrico em 1633. Confinado à prisão domiciliar durante seus últimos anos, Galileu faria experiências reais e experiências de pensamento (resumidas em um tratado) que refutariam o núcleo da dinâmica aristotélica. Mais notavelmente, ele formulou o conceito que levaria (nas mãos de René Descartes) à chamada primeira lei da mecânica – nomeadamente, que um corpo em movimento, livre de fricções e de todas as outras forças, se moveria, não em círculo, mas em linha reta e a uma velocidade uniforme. O quadro de referência para a realização de tais medições eram, em última análise, as “estrelas fixas”. Galileu também argumentou que, no campo gravitacional da Terra e na ausência de arrasto aéreo, corpos de diferentes pesos cairiam ao mesmo ritmo. Este achado acabaria levando (nas mãos de Einstein) ao princípio da equivalência, pedra angular da teoria da relatividade geral.

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Foi o astrônomo alemão Johannes Kepler, um contemporâneo de Galileu, que deu o golpe crucial que garantiu o sucesso da revolução copernicana. De todos os planetas cujas órbitas Copérnico tinha tentado explicar com um único círculo, Marte teve a maior partida (a maior excentricidade, em nomenclatura astronómica); consequentemente, Kepler arranjou-se para trabalhar com o astrónomo observador mais importante da sua época, Tycho Brahe da Dinamarca, que tinha acumulado ao longo de muitos anos as medidas posicionais mais precisas deste planeta. Quando Kepler finalmente obteve acesso aos dados após a morte de Tycho, ele tentou cuidadosamente ajustar as observações a uma curva após a outra. O trabalho foi especialmente difícil porque ele teve que assumir uma órbita para a Terra antes que ele pudesse subtrair os efeitos de seu movimento de forma autoconsistente. Finalmente, depois de muitas chamadas e rejeições de perto, ele se deparou com uma solução simples e elegante – uma elipse com o Sol em um só foco. Os outros planetas também caíram no lugar. Este triunfo foi seguido por outros, entre os quais se destaca a descoberta por Kepler das suas chamadas três leis do movimento planetário. A vitória empírica segura, o palco foi preparado para as campanhas teóricas sem igual de Newton.

Duas realizações em torre abriram o caminho para a conquista de Newton do problema dinâmico dos movimentos planetários: suas descobertas da segunda lei da mecânica e da lei da gravitação universal. A segunda lei da mecânica generalizou o trabalho de Galileu e Descartes sobre a dinâmica terrestre, afirmando como os corpos geralmente se movem quando são submetidos a forças externas. A lei da gravitação universal generalizou o trabalho de Galileu e do físico inglês Robert Hooke sobre a gravidade terrestre, afirmando que dois corpos maciços se atraem mutuamente com uma força diretamente proporcional ao produto das suas massas e inversamente proporcional ao quadrado da sua distância de separação. Por pura dedução matemática, Newton mostrou que estas duas leis gerais (cuja base empírica repousava no laboratório) implicavam, quando aplicadas ao reino celestial, as três leis de Kepler do movimento planetário. Este brilhante golpe completou o programa Copérnico para substituir a velha visão de mundo por uma alternativa que era muito superior, tanto em princípio conceitual como em aplicação prática. No mesmo golpe de génio, Newton unificou a mecânica do céu e da Terra e iniciou a era da ciência moderna.

Na formulação das suas leis, Newton afirmou como postulado as noções de espaço absoluto (no sentido da geometria euclidiana) e tempo absoluto (uma quantidade matemática que flui no universo sem referência a nada mais). Uma espécie de princípio da relatividade existia (“relatividade galiléia”) na liberdade de escolher diferentes quadros inercial de referência – ou seja, a forma das leis de Newton não era afetada pelo movimento a uma velocidade constante com respeito às “estrelas fixas”. No entanto, o esquema de Newton sem ambigüidade dividia o espaço e o tempo como entidades fundamentalmente separadas. Este passo foi necessário para que o progresso fosse feito, e foi uma aproximação tão maravilhosamente precisa da verdade para descrever movimentos que são lentos em comparação com a velocidade da luz que resistiu a todos os testes por mais de dois séculos.

Em 1705 o astrônomo inglês Edmond Halley usou as leis de Newton para prever que um certo cometa visto pela última vez em 1682 reapareceria 76 anos depois. Quando Halley’s Comet voltou na noite de Natal de 1758, muitos anos após as mortes de Newton e Halley, nenhuma pessoa educada poderia duvidar seriamente do poder das explicações mecanicistas para os fenômenos naturais. Nem ninguém se preocuparia novamente que as excursões indisciplinadas dos cometas através do sistema solar esmagassem as esferas cristalinas que os pensadores anteriores tinham construído mentalmente para transportar planetas e os outros corpos celestes através dos céus. A atenção dos astrônomos profissionais agora se voltava cada vez mais para uma compreensão das estrelas.

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Neste último esforço, o astrônomo britânico William Herschel e seu filho John lideraram o assalto. A construção de telescópios reflectores cada vez mais poderosos permitiu-lhes, durante o final do século XVII e início do século XVIII, medir as posições angulares e o brilho aparente de muitas estrelas fracas. Numa época anterior, Galileu tinha virado o seu telescópio para a Via Láctea e viu que era composto por incontáveis estrelas individuais. Agora o Herschels começou um ambicioso programa para medir quantitativamente a distribuição das estrelas no céu. Partindo do pressuposto (inicialmente adoptado pelo matemático e cientista holandês Christiaan Huygens) de que a fraqueza é uma medida estatística da distância, inferiram as enormes separações médias das estrelas. Esta visão recebeu confirmação direta para as estrelas mais próximas através de medidas de paralaxe das suas distâncias da Terra. Mais tarde, fotografias tiradas durante um período de muitos anos também mostraram que algumas estrelas mudaram de posição ao longo da linha de visão em relação ao fundo; assim, os astrónomos aprenderam que as estrelas não são verdadeiramente fixas, mas que têm movimentos uns em relação aos outros. Esses movimentos reais – assim como os aparentes devido à paralaxe, medida pela primeira vez pelo astrônomo alemão Friedrich Bessel em 1838 – não foram detectados pelos antigos por causa da enorme escala de distância do universo estelar.