Astronomia nova
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Astronomia nova (Inglés: Nueva Astronomía)
AutorJohannes Kepler
Titulo originalAstronomia Nova ΑΙΤΙΟΛΟΓΗΤΟΣ seu physica coelestis, tradita commentariis de motibus stellae Martis ex observaciónibus GV Tychonis Brahe (Nueva Astronomía, razonada a partir de Causas, o Física Celeste, tratada por medio de comentarios sobre los movimientos de la estrella de Marte, de las observaciones del noble Tycho Brahe)
Idiomalatín
Sujetoastronomía

Astronomia nova ( Inglés : Nueva Astronomía , título completo en latín original: Astronomia Nova ΑΙΤΙΟΛΟΓΗΤΟΣ seu physica coelestis, tradita commentariis de motibus stellae Martis ex observaciónibus GV Tychonis Brahe ) [1] [2] es un libro, publicado en 1609, que contiene el resultados de lainvestigación de diez añosdel astrónomo Johannes Kepler sobre el movimiento de Marte . Uno de los libros más importantes de la historia de la astronomía , la Astronomia nova proporcionó sólidos argumentos a favor del heliocentrismo.y aportó información valiosa 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 flotantes libres en oposición a objetos en esferas giratorias. Es reconocida 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 orbitan alrededor del Sol. El modelo copernicano del Sistema Solar se consideró como un dispositivo para explicar las posiciones observadas de los planetas más que como 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, tenían una relación tumultuosa. Independientemente, en 1601 en su lecho de muerte, Brahe le pidió a Kepler que se asegurara de que no "muriera en vano" y que continuara con el desarrollo de su modelo del Sistema Solar . En cambio, Kepler escribiría la Astronomia nova , en la que rechaza el sistema ticónico, así como el sistema ptolemaico y el sistema copernicano . Algunos eruditos han especulado que la aversión de Kepler por Brahe pudo haber influido en su rechazo del sistema tychónico y en la formación de uno nuevo. [4]

En 1602, Kepler se puso a trabajar para determinar el patrón orbital de Marte, manteniendo informado a David Fabricius de su progreso. Sugirió la posibilidad de una órbita ovalada a Fabricius a principios de 1604, aunque no se creía. Más adelante en el año, Kepler 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 trabajo es Nueva astronomía, basada en causas, o física celeste, tratada por medio de comentarios sobre los movimientos de la estrella de Marte, de las observaciones de Tycho Brahe, Gent . Durante más de 650 páginas, Kepler guía a sus lectores, paso a paso, a través de su proceso de descubrimiento para disipar cualquier impresión de "cultivar la novedad", dice.

La Astronomía Nova ' s introducción, específicamente la discusión de la escritura, fue la de mayor distribución de las obras de Kepler en el siglo XVII. [6] La introducción describe los cuatro pasos que tomó Kepler durante su investigación. El primero es su afirmación de que el Sol mismo y no cualquier punto imaginario cercano al Sol (como en el sistema copernicano) es el punto donde se cruzan 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 coloque al Sol como centro y motor de los otros planetas. Este paso también contiene la respuesta de Kepler a las objeciones en contra de colocar al Sol en el centro del universo, incluidas las objeciones basadas en las escrituras. En respuesta a las escrituras, argumenta que no pretende reclamar 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 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 Astronomia nova 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 a corto plazo, aunque difieren de las observaciones históricas y fallan en su capacidad para predecir las posiciones planetarias futuras en una cantidad pequeña, 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 el mismo camino.

Kepler analiza todo su trabajo en profundidad a lo largo del libro. Se refiere a esta extensión en el capítulo dieciséis:

Si estás aburrido de este fastidioso método de cálculo, ten piedad de mí, que tuve que seguir adelante con al menos setenta repeticiones, con una gran pérdida de tiempo. [7]

Kepler, en un paso muy importante, también cuestiona la suposición de que los planetas se mueven alrededor del centro de su órbita a una velocidad uniforme. Encuentra que el cálculo de medidas críticas basadas 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 un ritmo 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 la 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]

Dada esta segunda ley, expone en el Capítulo 33 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 empuja hacia el Sol para evitar que se desplace en espiral hacia el espacio.

Kepler luego intenta 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 desvió por 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 de su círculo predicho. Primero probó la forma de un 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 supuesto que era una solución demasiado simple para que los primeros astrónomos la hubieran pasado por alto. [8] Irónicamente, ya había obtenido esta solución trigonométricamente muchos meses antes. [9] Como él dice,

Dejé [la ecuación original] a un lado y recurrí a elipses, creyendo que se trataba de una hipótesis bastante diferente, mientras que las dos, como demostraré en el próximo capítulo, son una en [ sic ] lo mismo ... 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 las leyes del movimiento planetario de Kepler , que son:

  1. Que los planetas se mueven en órbitas elípticas con el Sol en un foco . [11]
  2. Que la velocidad del planeta cambia en cada momento, de modo 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 podría 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 del Sol a un planeta barre áreas iguales en tiempos iguales. Esta es su llamada "ley de área".

Sin embargo, el "principio de área-tiempo" de Kepler no facilitó el cálculo fácil de las posiciones planetarias. Kepler podría 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 pudo determinar la posición del planeta en todos y cada uno de los momentos individuales porque el La velocidad del planeta siempre estaba cambiando. Esta paradoja, conocida como el " problema de Kepler ", impulsó el desarrollo del cálculo .

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

El conocimiento de Kepler sobre la gravedad

Véase también: Historia de la teoría gravitacional.

En su discusión introductoria sobre una tierra en movimiento, Kepler abordó la cuestión de cómo la Tierra podría mantener unidas sus partes si se alejaba del centro del universo que, según la física aristotélica , era el lugar hacia el que todos los cuerpos pesados ​​se movían naturalmente. Kepler propuso una fuerza atractiva similar al magnetismo , que pudo haber sido conocida por Newton.

La gravedad es una disposición corporal mutua entre cuerpos afines para unirse o unirse; así, la tierra atrae a una piedra mucho más de lo que la piedra busca a la tierra. (La facultad magnética es otro ejemplo de este tipo) ... Si dos piedras estuvieran colocadas 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, vendrían juntos en un lugar intermedio, cada uno acercándose al otro por un espacio proporcional al volumen [ moles] del otro .... Porque 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 alguna medida en material terrestre, transportado en alto, siempre escapa a las garras 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 atrayente 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 seguir tan rápidamente, se ocasiona un flujo 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 allá; y, en suma, nada que consista en una sustancia terrena constituida de todos modos, aunque sea arrojada a cualquier altura, puede escapar jamás a la poderosa operación de esta atractiva virtud.

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

Nada que consista en materia corpórea es absolutamente liviano, sino que es comparativamente más liviano, lo cual es más raro, ya sea por su propia naturaleza o por el calor accidental. Y no debe pensarse que los cuerpos de luz se escapan a la superficie del universo mientras son transportados hacia arriba, o que no son atraídos por la tierra. Se sienten atraídos, pero en menor grado, y así son empujados hacia afuera por los cuerpos pesados; lo cual, una vez hecho, se detienen y la tierra los mantiene en su propio lugar. [15]

En referencia a la discusión de Kepler relacionada con 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 considerada como su obra más valiosa, debió ser conocida por Newton, de modo que no se requirió ningún incidente como la caída de una manzana para proporcionar una información necesaria y suficiente. explicación de la génesis de su Teoría de la Gravitación Universal. El vislumbre de Kepler de tal teoría no pudo haber sido más que un destello, porque no fue más allá con ella. Esto parece una lástima, ya que es mucho menos fantasioso que muchas de sus ideas, aunque no 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 grueso de los cuerpos, pero consideró que tenía un alcance limitado y no consideró si esta fuerza pudo haber variado con la distancia o cómo. Además, esta atracción sólo actuaba entre "cuerpos afines", cuerpos de naturaleza similar, una naturaleza que él 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 este último estaba trabajando en su Diálogo sobre los dos sistemas mundiales principales (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 conmemora el 400 aniversario de la publicación de este trabajo. [20]

Notas

  1. ^ Griego , αἰτιολογητός se puede traducir como "explicado, justificado" (de αἰτιολογῶ "Yo explico, yo 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 "razonado por causas".
  2. ^ Aquí GV es un siglum para "Generositas Vestra", ver Winiarczyk, Marek (1995). Sigla Latina en libris Impressionis ocurrerentia: cum siglorum graecorum appendice (2ª ed.). OCLC  168613439 .
  3. ^ Voelkel, James R. (2001). La composición de Astronomia nova de Kepler . Princeton: Prensa de la Universidad de Princeton . pag. 1. ISBN 0-691-00738-1.
  4. ^ Koestler, Arthur (1990) [1959]. Los sonámbulos: una historia de la visión cambiante del universo por parte del hombre . Londres: Penguin Books . pag. 1 . ISBN 0-14-019246-8.
  5. ^ Dreyer, John Louis Emil (1906). Historia de los sistemas planetarios desde Thales hasta Kepler . Prensa de la Universidad de Cambridge. págs. 401–2.
  6. ↑ a b Kepler, Johannes ; William H. Donahue (2004). Selecciones de Astronomia Nova de Kepler . Santa Fe: Green Lion Press. pag. 1. ISBN 1-888009-28-4.
  7. ↑ a b Koestler, Arthur (1990). Los sonámbulos: una historia de la visión cambiante del universo por parte del hombre . Londres: Penguin Books. pag. 325 . ISBN 0-14-019246-8.
  8. ^ Caspar, Max (1993). Kepler ; transl. y ed. por C. Doris Hellman ; con una nueva introducción y referencias de Owen Gingerich; citas bibliográficas de Owen Gingerich y Alain Segonds. Nueva York: Dover. pag. 133. ISBN 0-486-67605-6 
  9. ^ Gillispie, Charles Coulston (1960). El borde de la objetividad: un ensayo en la historia de las ideas científicas . Prensa de la Universidad de Princeton. págs.  33–37 . ISBN 0-691-02350-6.
  10. ^ Koestler, Arthur (1990). Los sonámbulos: una historia de la visión cambiante del universo por parte del hombre . Londres: Penguin Books. pag. 338 . ISBN 0-14-019246-8.
  11. ↑ En su Astronomia nova , Kepler presentó solo 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 adelante. Ver: 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 el camino 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 se revelará en el próximo capítulo: donde también se demostrará entonces que cualquier figura de la órbita del planeta debe ser abandonada, excepto una elipse perfecta;…) Y luego: "Caput LIX. Demonstratio, quod orbita Martis,… , fiat perfecta ellipsis:… " (Capítulo 59. Prueba de que la órbita de Marte,…, sea una elipse perfecta:…) La prueba geométrica de que la órbita de Marte es una elipse aparece como Protheorema XI en las páginas 289-290.
    Kepler afirmó que todos los planetas viajan en órbitas elípticas con el 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. En la figura [es decir, la forma] de las órbitas),páginas 658-665. Desde p. 658: "Ellipsin fieri orbitam planetæ ..." (De una elipse se forma la órbita de un planeta ...). Desde p. 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. Hizo eso solo 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 de la fuente.) Ver: Johannes Kepler, Astronomia nova … (1609), pp. 165-167. En la página 167 , Kepler dice: "…, 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, tanto más tiempo permanecerá un planeta en un cierto arco de la excéntrica cerca de δ que en un arco igual de la excéntrica 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 del Sol a un planeta pasa por áreas iguales en tiempos iguales. Sin embargo, como lo presentó Kepler, su argumento es exacto solo para círculos, no para elipses.
    • Su "ley de 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: ...), Protheorema XIV y XV, págs. 291-295. En la parte superior p. 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 eso es tangente a él. Por lo tanto, el área AMN que es barrida por un radio desde el Sol a 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. Por lo tanto, un radio del Sol a Marte barre áreas iguales en tiempos iguales.
    En 1621, Kepler reformuló 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 proporione 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 la relación de 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 del Sol. (El resto del párrafo deja en 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), p. 189. Desde la parte inferior de la p. 189: "Sed res est certissima exactissimaque quod proporio qua est inter binorum quorumcunque Planetarum tempora periodica, sit præcise sesquialtera proporciónis mediarum distante, ..." (Pero es absolutamente cierto y exacto que la proporción entre los tiempos periódicos de dos planetas cualesquiera es precisamente la proporción alterna sesquial [es decir, la relación de 3: 2] de sus distancias medias, ... ")
    Una traducción al inglés de Harmonices Mundi de Keplerestá disponible como: Johannes Kepler con EJ Aiton, AM Duncan, yJV Field , trad., The Harmony of the World (Filadelfia, Pensilvania: American Philosophical Society, 1997); ver especialmente p. 411 .
  14. ^ Johannes Kepler, Astronomia nova … (1609), p. 5 de la Introductio in hoc opus (Introducción a este trabajo). 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 se ajusta a Oceani sub Torrida en Occidentem, ... " (La esfera del poder de elevación, que está [centrada] en la luna, se extiende hasta la tierra y atrae las aguas debajo de la zona tórrida, ... Sin embargo, la luna vuela rápidamente a través del cenit; porque las aguas no pueden seguir tan rápido, la marea del océano debajo de la tórrida [zona] se hace de hecho hacia el oeste, ...)
  15. ↑ a b c Bryant, Walter William (1920), Kepler , Pioneros del progreso: Hombres de ciencia, Londres: Sociedad para promover el conocimiento cristiano , p. 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 , págs. 194–5, ISBN 0-8014-0504-1
  18. ^ Stephenson, Bruce (1994), Astronomía física de Kepler , Princeton: Princeton University Press, p. 5, ISBN 0-691-03652-7
  19. ^ Gillispie, Charles Coulston (1960). El borde de la objetividad: un ensayo en la historia de las ideas científicas . Prensa de la Universidad de Princeton. pag. 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, New Astronomy, traducido por William H. Donahue, Cambridge: Cambridge Univ. Pr., 1992. ISBN 0-521-30131-9 
  • Astronomia Nova de Kepler
  • cosmología y astronomía

enlaces externos

  • Astronomia nova de Johannes Kepler, 1609, en latín, escaneado de texto completo
  • Astronomia nova de Johannes Kepler, 1609, en latín, texto completo en archive.org
  • Orígenes de la modernidad - Kepler: Astronomia nova
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