Astronomía nueva
Libro de Johannes Kepler
Astronomia nova (en español: Nueva astronomía)
AutorJohannes Kepler
Título originalAstronomia Nova ΑΙΤΙΟΛΟΓΗΤΟΣ seu physica coelestis, tradita commentariis de motibus stellae Martis ex observeibus GV Tychonis Brahe (Nueva astronomía, razonada a partir de las causas, o física celeste, tratada mediante comentarios sobre los movimientos de la estrella Marte, a partir de las observaciones del noble Tycho brahe)
Idiomalatín
Sujetoastronomía

Astronomia nova ( inglés : New Astronomy , título completo en latín original : Astronomia Nova ΑΙΤΙΟΛΟΓΗΤΟΣ seu physica coelestis, tradita commentariis de motibus stellae Martis ex observeibus GV Tychonis Brahe ) [1] [2] es un libro, publicado en 1609, que contiene la resultados del astrónomo johannes kepler La investigación de diez años de duración sobre el movimiento de Marte .

Uno de los libros más importantes en la historia de la astronomía , Astronomia nova proporcionó sólidos argumentos a favor del heliocentrismo y contribuyó con una valiosa perspectiva sobre el movimiento de los planetas. Esto incluyó la primera mención de las trayectorias elípticas de los planetas y el cambio de su movimiento al movimiento de cuerpos que flotan libremente en oposición a objetos en esferas giratorias. Se reconoce como una de las obras más importantes de la Revolución científica . [3]

Fondo

Antes de Kepler, Nicolás Copérnico propuso en 1543 que la Tierra y otros planetas orbitaban alrededor del Sol. El modelo copernicano del Sistema Solar se consideraba un mecanismo para explicar las posiciones observadas de los planetas, más que una descripción física. [ cita requerida ]

Kepler buscó y propuso causas físicas para el movimiento planetario. Su trabajo se basa principalmente en la investigación de su mentor, Tycho Brahe . Los dos, aunque cercanos en su trabajo, tuvieron una relación tumultuosa. A pesar de ello, en 1601 en su lecho de muerte, Brahe le pidió a Kepler que se asegurara de que no " muriera en vano " y que continuara el desarrollo de su modelo del Sistema Solar . Kepler en su lugar escribiría Astronomia nova , en la que rechaza el sistema ticónico, así como el sistema ptolemaico y el sistema copernicano . Algunos estudiosos han especulado que la aversión de Kepler por Brahe puede haber tenido algo que ver en su rechazo del sistema ticónico y la formación de uno nuevo. [4]

En 1602, Kepler se puso a trabajar en la determinación del patrón orbital de Marte, manteniendo a David Fabricius informado de sus avances. A principios de 1604, Kepler le sugirió a Fabricius la posibilidad de una órbita ovalada, aunque nadie le creyó. Más tarde ese mismo año, Kepler le respondió con su descubrimiento de la órbita elíptica de Marte . El manuscrito de Astronomia nova se completó en septiembre de 1607 y se imprimió en agosto de 1609. [5]

Estructura y resumen

Diagramas de los tres modelos de movimiento planetario anteriores a Kepler

En inglés, el título completo de su obra es Nueva astronomía, basada en causas, o física celeste, tratada por medio de comentarios sobre los movimientos de la estrella Marte, a partir de las observaciones de Tycho Brahe, Gent . A lo largo de más de 650 páginas (en la traducción al inglés), Kepler guía a sus lectores, paso a paso, a través de su proceso de descubrimiento.

La discusión de las escrituras en la introducción de Astronomia nova fue la obra de Kepler más ampliamente distribuida en el siglo XVII. [6] La introducción describe los cuatro pasos que Kepler dio durante su investigación.

  • El primer paso es su afirmación de que el Sol mismo y no cualquier punto imaginario cerca del Sol (como en el sistema copernicano ) es el punto donde se intersecan todos los planos de las excéntricas de los planetas, o el centro de las órbitas de los planetas.
  • El segundo paso consiste en que Kepler coloca al Sol como centro y motor de los demás planetas. Este paso también contiene la respuesta de Kepler a las objeciones contra la colocación del Sol en el centro del universo, incluidas las objeciones basadas en las Escrituras. En respuesta a las Escrituras, argumenta que no se trata de afirmar un dogma físico y que el contenido debe tomarse espiritualmente.
  • En el tercer paso, postula que el Sol es la fuente del movimiento de todos los planetas, utilizando la prueba de Brahe basada en los cometas de que los planetas no giran sobre orbes.
  • El cuarto paso consiste en describir la trayectoria de los planetas no como un círculo, sino como un óvalo .

Cuando comienza la nova de Astronomia propiamente dicha, Kepler demuestra que los sistemas ticónico, ptolemaico y copernicano son indistinguibles basándose únicamente en las observaciones. Los tres modelos predicen las mismas posiciones para los planetas en el corto plazo, aunque difieren de las observaciones históricas y fallan en su capacidad de predecir las posiciones planetarias futuras en una pequeña cantidad, aunque absolutamente mensurable. Kepler presenta aquí su famoso diagrama del movimiento de Marte en relación con la Tierra si la Tierra permaneciera inmóvil en el centro de su órbita. El diagrama muestra que la órbita de Marte sería completamente imperfecta y nunca seguiría la misma trayectoria.

Kepler analiza todo su trabajo extensamente a lo largo del libro. Aborda esta cuestión en el capítulo dieciséis:

Si te aburre este fastidioso método de cálculo, ten piedad de mí, que tuve que hacerlo al menos setenta veces, con una gran pérdida de tiempo. [7]

Kepler, en un paso muy importante, también cuestiona la suposición de que los planetas se mueven alrededor de algún punto de su órbita a una velocidad uniforme. Descubre que calcular mediciones críticas basándose en la posición real del Sol en el cielo, en lugar de la posición "media" del Sol , inyecta un grado significativo de incertidumbre en los modelos, abriendo el camino para futuras investigaciones. La idea de que los planetas no se mueven a una velocidad uniforme, sino a una velocidad que varía según su distancia al Sol, fue completamente revolucionaria y se convertiría en su segunda ley (descubierta antes que su primera). Kepler, en sus cálculos que condujeron a su segunda ley, cometió múltiples errores matemáticos, que afortunadamente se cancelaron entre sí "como por milagro". [7]

Teniendo en cuenta esta segunda ley, en el capítulo 33 afirma que el Sol es el motor que mueve los planetas. Para describir el movimiento de los planetas, afirma que el Sol emite una especie física, análoga a la luz que también emite, que empuja a los planetas. También sugiere una segunda fuerza dentro de cada planeta que lo atrae hacia el Sol para evitar que se desplace en espiral hacia el espacio.

Kepler intenta entonces encontrar la verdadera forma de las órbitas planetarias, que determina que es elíptica. Su intento inicial de definir la órbita de Marte como un círculo se equivocó en solo ocho minutos de arco , pero esto fue suficiente para que dedicara seis años a resolver la discrepancia. Los datos parecían producir una curva oviforme simétrica dentro del círculo predicho. Primero probó una forma de huevo, luego diseñó una teoría de una órbita que oscila en diámetro y regresó al huevo. Finalmente, a principios de 1605, probó geométricamente una elipse, que previamente había asumido que era una solución demasiado simple para que los astrónomos anteriores la hubieran pasado por alto. [8] Irónicamente, ya había derivado esta solución trigonométricamente muchos meses antes. [9] Como dice,

Dejé de lado [la ecuación original] y recurrí a las elipses, creyendo que se trataba de una hipótesis completamente diferente, mientras que las dos, como probaré en el próximo capítulo, son una misma cosa ... ¡Ah, qué pájaro tan tonto he sido! [10]

Leyes de Kepler

La Astronomia nova registra el descubrimiento de los dos primeros de los tres principios conocidos hoy como leyes de Kepler del movimiento planetario , que son:

  1. Que los planetas se mueven en órbitas elípticas con el Sol en uno de sus focos . [11]
  2. Que la velocidad del planeta cambia en cada momento de tal manera que el tiempo entre dos posiciones es siempre proporcional al área barrida en la órbita entre estas posiciones. [12]

Kepler descubrió la "segunda ley" antes que la primera. Presentó su segunda ley en dos formas diferentes: en el capítulo 32 afirma que la velocidad del planeta varía inversamente en función de su distancia al Sol y, por lo tanto, podía medir los cambios en la posición del planeta sumando todas las medidas de distancia o mirando el área a lo largo de un arco orbital. Esta es su llamada "ley de la distancia". En el capítulo 59, afirma que un radio desde el Sol hasta un planeta abarca áreas iguales en tiempos iguales. Esta es su llamada "ley del área".

Sin embargo, el "principio de área-tiempo" de Kepler no facilitaba el cálculo de las posiciones planetarias. Kepler podía dividir la órbita en un número arbitrario de partes, calcular la posición del planeta para cada una de ellas y luego referir todas las preguntas a una tabla, pero no podía determinar la posición del planeta en todos y cada uno de los momentos individuales porque la velocidad del planeta cambiaba constantemente. Esta paradoja, conocida como el " problema de Kepler ", impulsó el desarrollo del cálculo .

Una década después de la publicación de Astronomia nova , Kepler descubrió su "tercera ley", publicada en su Harmonices Mundi ( Armonías del mundo ) de 1619. [13] Descubrió que la relación entre el cubo de la longitud del semieje mayor de la órbita de cada planeta y el cuadrado del tiempo de su período orbital es la misma para todos los planetas.

El conocimiento de Kepler sobre la gravedad

En su introducción a la teoría del movimiento de la Tierra, Kepler abordó la cuestión de cómo la Tierra podría mantener unidas sus partes si se alejara del centro del universo, que, según la física aristotélica , era el lugar hacia el que se movían naturalmente todos los cuerpos pesados. Kepler propuso una fuerza de atracción similar al magnetismo , que posiblemente Newton conocía.

La gravedad es una disposición corporal mutua entre cuerpos afines para unirse o juntarse; así, la tierra atrae a una piedra mucho más de lo que la piedra busca la tierra. (La facultad magnética es otro ejemplo de este tipo)... Si dos piedras se colocaran una cerca de la otra en algún lugar del mundo fuera de la esfera de influencia de un tercer cuerpo afín, estas piedras, como dos cuerpos magnéticos, se unirían en un lugar intermedio, aproximándose cada una a la otra por un espacio proporcional al volumen [ moles ] del otro.... De ello se deduce que si el poder de atracción de la tierra será mucho más probable que se extienda a la luna y mucho más allá, y en consecuencia, que nada que consista en cualquier medida de material terrestre, llevado a lo alto, escapa jamás al alcance de este poderoso poder de atracción. [6]

Kepler analiza el efecto gravitacional de la Luna sobre las mareas de la siguiente manera: [14] [15]

La esfera de la virtud atractiva que está en la luna se extiende hasta la tierra y atrae las aguas; pero como la luna vuela rápidamente a través del cenit y las aguas no pueden seguirla tan rápidamente, se produce una corriente del océano en la zona tórrida hacia el oeste. Si la virtud atractiva de la luna se extiende hasta la tierra, se sigue con mayor razón que la virtud atractiva de la tierra se extiende hasta la luna y mucho más lejos; y, en resumen, nada que consista en sustancia terrestre de cualquier manera constituida, aunque sea arrojado a cualquier altura, puede escapar jamás a la poderosa operación de esta virtud atractiva.

Kepler también aclara el concepto de levedad en términos de densidad relativa, en oposición al concepto aristotélico de la naturaleza o cualidad absoluta de la levedad, de la siguiente manera. Su argumento podría aplicarse fácilmente hoy en día a algo como el vuelo de un globo aerostático.

No hay nada que esté constituido por materia corpórea que sea absolutamente ligero, sino lo que es relativamente más ligero, lo que es más raro, ya sea por su propia naturaleza o por el calor accidental. Y no hay que pensar que los cuerpos ligeros se escapen a la superficie del universo mientras son llevados hacia arriba, o que no sean atraídos por la tierra. Son atraídos, pero en menor grado, y por lo tanto son empujados hacia afuera por los cuerpos pesados; una vez hecho esto, se detienen y son mantenidos por la tierra en su propio lugar. [15]

En referencia a la discusión de Kepler sobre la gravitación, Walter William Bryant hace la siguiente declaración en su libro Kepler (1920).

...la introducción a los "Comentarios sobre el movimiento de Marte" de Kepler, siempre considerados como su obra más valiosa, debió ser conocida por Newton, de modo que no se requirió de un incidente como la caída de una manzana para proporcionar una explicación necesaria y suficiente de la génesis de su teoría de la gravitación universal. La visión fugaz de Kepler de tal teoría no pudo haber sido más que una visión fugaz, porque no fue más allá en su desarrollo. Esto parece una lástima, ya que es mucho menos fantasiosa que muchas de sus ideas, aunque no está libre de las "virtudes" y "facultades animales" que corresponden a los "espíritus y humores" de Gilbert. [15]

Kepler consideró que esta atracción era mutua y proporcional al volumen de los cuerpos, pero consideró que tenía un alcance limitado y no consideró si esta fuerza podía variar con la distancia ni cómo. Además, esta atracción sólo actuaba entre "cuerpos afines", es decir, cuerpos de naturaleza similar, una naturaleza que no definió claramente. [16] [17] La ​​idea de Kepler difería significativamente del concepto posterior de gravitación de Newton y puede "pensarse mejor como un episodio en la lucha por el heliocentrismo que como un paso hacia la gravitación universal ". [18]

Kepler envió el libro a Galileo mientras éste trabajaba en su Diálogo sobre los dos principales sistemas del mundo (publicado en 1632, dos años después de la muerte de Kepler). Galileo había estado tratando de determinar la trayectoria de un objeto que cae desde el reposo hacia el centro de la Tierra, pero utilizó una órbita semicircular en su cálculo. [19]

Conmemoración

El Año Internacional de la Astronomía 2009 conmemoró el 400 aniversario de la publicación de esta obra. [20]

Notas

  1. ^ Del griego αἰτιολογητός puede traducirse como «explicado, justificado» (de αἰτιολογῶ «explico, justifico»), pero también combina dos raíces αιτία «causa» y λόγος «razón». La preocupación de Kepler por las causas, como se muestra claramente en el libro, indica que pretendía algo más específico en el título que un genérico «justificado» o «explicado», por lo que el título Astronomia Nova ΑΙΤΙΟΛΟΓΗΤΟΣ puede entenderse como «Nueva astronomía basada en causas» o «razonada a partir de causas».
  2. ^ Aquí GV es un siglum de "Generositas Vestra", ver Winiarczyk, Marek (1995). Sigla Latina in libris impressis ocurrentia: cum siglorum graecorum appendice (2ª ed.). OCLC  168613439.
  3. ^ Voelkel, James R. (2001). La composición de la nova Astronomia de Kepler . Princeton: Princeton University Press . p. 1. ISBN. 0-691-00738-1.
  4. ^ Koestler, Arthur (1990) [1959]. Los sonámbulos: una historia de la cambiante visión del universo por parte del hombre. Londres: Penguin Books . p. 1. ISBN 0-14-019246-8.
  5. ^ Dreyer, John Louis Emil (1906). Historia de los sistemas planetarios desde Tales hasta Kepler. Cambridge: University Press. págs. 401-402.
  6. ^ de Kepler, Johannes ; William H. Donahue (2004). Selecciones de Astronomia Nova de Kepler . Santa Fe: Green Lion Press. pág. 1. ISBN 1-888009-28-4.
  7. ^ ab Koestler, Arthur (1990). Los sonámbulos: una historia de la cambiante visión del universo por parte del hombre. Londres: Penguin Books. p. 325. ISBN 0-14-019246-8.
  8. ^ Caspar, Max (1993). Kepler ; traducción y edición de C. Doris Hellman ; con una nueva introducción y referencias de Owen Gingerich; citas bibliográficas de Owen Gingerich y Alain Segonds. Nueva York: Dover. pág. 133. ISBN 0-486-67605-6 
  9. ^ Gillispie, Charles Coulston (1960). El límite de la objetividad: un ensayo sobre la historia de las ideas científicas. Princeton University Press. pp. 33–37. ISBN 0-691-02350-6.
  10. ^ Koestler, Arthur (1990). Los sonámbulos: una historia de la cambiante visión del universo por parte del hombre. Londres: Penguin Books. p. 338. ISBN 0-14-019246-8.
  11. ↑ En su Astronomia nova , Kepler presentó solamente una prueba de que la órbita de Marte es elíptica. La evidencia de que las órbitas de los otros planetas conocidos son elípticas se presentó más tarde. Véase: Johannes Kepler, Astronomia nova … (1609), p. 285. Después de haber rechazado las órbitas circulares y ovaladas, Kepler concluyó que la órbita de Marte debe ser elíptica. Desde la parte superior de la página 285: "Ergo ellipsis est Planetæ iter;..." (Por lo tanto, una elipse es la trayectoria del planeta [es decir, Marte];...) Más adelante en la misma página: "... ut sequenti capite patescet: ubi simul etiam demonstrabitur, nullam Planetæ relinqui figuram Orbitæ, præterquam perfecte ellipticam;..." (... como voluntad se revelará en el próximo capítulo: donde también se demostrará que se debe renunciar a cualquier figura de la órbita del planeta, excepto una elipse perfecta ; Proteorema XI en las páginas 289-290.
    Kepler afirmó que todos los planetas viajan en órbitas elípticas teniendo al Sol en un foco en: Johannes Kepler, Epitome Astronomiae Copernicanae [Resumen de la astronomía copernicana] (Linz ("Lentiis ad Danubium"), (Austria): Johann Planck, 1622), libro 5, parte 1, III. De Figura Orbitæ (III. Sobre la figura [es decir, la forma] de las órbitas), páginas 658-665. De la pág. 658: "Ellipsin fieri orbitam planetæ..." (De una elipse se hace la órbita de un planeta...). De la pág. 659: "... Sole (Foco altero huius ellipsis)..." (... el Sol (el otro foco de esta elipse)...).
  12. ^ En su Astronomia nova … (1609), Kepler no presentó su segunda ley en su forma moderna, sino en su Epítome de 1621. Además, en 1609, presentó su segunda ley en dos formas diferentes, que los eruditos llaman la "ley de la distancia" y la "ley del área".
    • Su "ley de la distancia" se presenta en: "Caput XXXII. Virtutem quam Planetam movet in circulum attenuari cum discessu a fonte". (Capítulo 32. La fuerza que mueve un planeta circularmente se debilita con la distancia desde la fuente.) Ver: Johannes Kepler, Astronomia nova ... (1609), págs. 165-167. En la página 167, Kepler afirma: "... quanto longior est αδ quam αε, tanto diutius moratur Planeta in certo aliquo arcui excentrici apud δ, quam in æquali arcu excentrici apud ε". (…, como αδ es más largo que αε, un planeta permanecerá mucho más tiempo en un cierto arco del excéntrico cerca de δ que en un arco igual del excéntrico cerca de ε.) Es decir, cuanto más lejos esté un planeta del Sol ( En el punto α), más lento se mueve a lo largo de su órbita, por lo que un radio desde el Sol hasta un planeta pasa por áreas iguales en tiempos iguales. Sin embargo, tal como lo presentó Kepler, su argumento es preciso solo para círculos, no para elipses.
    • Su "ley del área" se presenta en: "Caput LIX. Demonstratio, quod orbita Martis, … , fiat perfecta ellipsis: … " (Capítulo 59. Prueba de que la órbita de Marte, … , es una elipse perfecta: … ), Proteorema XIV y XV, págs. 291-295. En la parte superior pág. 294, dice: "Arcum ellipseos, cujus moras metitur area AKN, debere terminari in LK, ut sit AM". (El arco de la elipse, cuya duración está delimitada [es decir, medida] por el área AKM, debe terminar en LK, de modo que [es decir, el arco] sea AM.) En otras palabras, el tiempo que Marte requiere moverse a lo largo de un arco AM de su órbita elíptica se mide por el área del segmento AMN de la elipse (donde N es la posición del Sol), que a su vez es proporcional a la sección AKN del círculo que rodea la elipse y que es tangente a ella. Por lo tanto, el área AMN que recorre un radio desde el Sol hasta Marte cuando Marte se mueve a lo largo de un arco AM de su órbita elíptica es proporcional al tiempo que Marte necesita para moverse a lo largo de ese arco. , un radio desde el Sol hasta Marte barre áreas iguales en tiempos iguales.
    En 1621, Kepler reiteró su segunda ley para cualquier planeta: Johannes Kepler, Epitome Astronomiae Copernicanae [Resumen de la astronomía copernicana] (Linz ("Lentiis ad Danubium"), (Austria): Johann Planck, 1622), libro 5, página 668. De la página 668: "Dictum quidem est in superioribus, divisa orbita in particulas minutissimas æquales: accrescete iis moras planetæ per eas, in percentagee intervallorum inter eas & Solem". (Se ha dicho anteriormente que, si la órbita del planeta se divide en las partes iguales más pequeñas, los tiempos del planeta en ellas aumentan en proporción a las distancias entre ellas y el Sol.) Es decir, la velocidad de un planeta a lo largo de su órbita es inversamente proporcional a su distancia al Sol. (El resto del párrafo deja claro que Kepler se refería a lo que ahora se llama velocidad angular.)
  13. ↑ Johannes Kepler, Harmonices Mundi [La armonía del mundo] (Linz, (Austria): Johann Planck, 1619), pág. 189. Desde el final de la pág. 189: "Sed res est certissima exactitudexactissimaque quod proportio qua est inter binorum quorumcunque Planetarum tempora periodia, sit præcise sesquialtera proporcionalis mediarum distantiarum,..." (Pero es absolutamente cierto y exacto que la proporción entre los tiempos periódicos de dos planetas cualesquiera es precisamente la proporción sesquialterna [es decir, la relación de 3:2] de sus distancias medias,... "
    ) La traducción al inglés de Harmonices Mundi de Kepler está disponible como: Johannes Kepler con EJ Aiton, AM Duncan y JV Field , trad., The Harmony of the World (Filadelfia, Pensilvania: American Philosophical Society, 1997); véase especialmente p.
  14. ^ Johannes Kepler, Astronomia nova … (1609), pág. 5 de la Introductio in hoc opus (Introducción a esta obra). De la página 5: "Orbis virtutis tractoriæ, quæ est in Luna, porrigitur utque ad Terras, & prolectat aquas sub Zonam Torridam, … Celeriter vero Luna verticem transvolante, cum aquæ tam celeriter sequi non possint, fluxus quidem fit Oceani sub Torrida in Occidentem, … " (La esfera de la fuerza de elevación, que está [centrada] en la luna, se extiende hasta la tierra y atrae las aguas bajo la zona tórrida,… Sin embargo, la luna vuela rápidamente a través del cenit porque las aguas no pueden seguir tan rápidamente, la marea del océano bajo la [zona] tórrida de hecho se hace hacia el oeste; ,… )
  15. ^ abc Bryant, Walter William (1920), Kepler, Pioneros del progreso: hombres de ciencia, Londres: Sociedad para la promoción del conocimiento cristiano , pág.  36 
  16. ^ Stephenson, Bruce (1994), Astronomía física de Kepler , Princeton: Princeton University Press, págs. 4-6, ISBN 0-691-03652-7
  17. ^ Koyré, Alexandre (1973), La revolución astronómica: Copérnico, Kepler, Borelli , Ithaca, NY: Cornell University Press , pp. 194–5, ISBN 0-8014-0504-1
  18. ^ Stephenson, Bruce (1994), Astronomía física de Kepler , Princeton: Princeton University Press, pág. 5, ISBN 0-691-03652-7
  19. ^ Gillispie, Charles Coulston (1960). El límite de la objetividad: un ensayo sobre la historia de las ideas científicas. Princeton University Press. pág. 51. ISBN 0-691-02350-6.
  20. ^ "Año Internacional de la Astronomía y Johannes Kepler". Misión Kepler . Archivado desde el original el 8 de septiembre de 2008. Consultado el 9 de enero de 2009 .

Referencias

  • Johannes Kepler, Nueva astronomía, traducido por William H. Donahue, Cambridge: Cambridge Univ. Pr., 1992. ISBN 0-521-30131-9 
  • Astronomía Nova de Kepler
  • cosmología y astronomía
  • Astronomia nova de Johannes Kepler, 1609, en latín, texto completo escaneado
  • Astronomia nova de Johannes Kepler, 1609, en latín, texto completo en archive.org
  • Orígenes de la modernidad - Kepler: Astronomia nova
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