Bueno, pues empezamos, retrocedo un pelín el este, empezamos la clase de
hoy repitiendo un poquito el final de lo que vimos el otro día. El otro
día estábamos terminando de ver o estábamos viendo las leyes de Kepler y
cómo Kepler pone al día, es decir, lo lleva a un concepto más moderno
desde un punto de vista científico, la teoría copernicana. La teoría
copernicana es muy descriptiva, pero al final tiene que empezar a añadir
tantos artificios, como veíamos el otro día, que deja de ser... ...más
sencilla que la tolemaica. Entonces, bueno, Kepler, a raíz de las
observaciones que hace con Tycho Brahe y las que hace Tycho Brahe, empieza
a hacer mediciones con la intención de ir un poco más allá que una forma
de salvar las apariencias que arrastramos desde tipos de Platón. Entonces,
cuando hace las mediciones de las posiciones relativas, esto es lo último.
Cuando hace las mediciones de las posiciones relativas, llega al final de
Martín y de la Tierra, llega a la conclusión final de que... Pero la
órbita circular que describen los planetas alrededor del Sol no es
circular, sino que es elíptica. Lo hace, ya lo vimos el otro día, va
midiendo las posiciones relativas de Marte siempre con respecto al fondo de
las estrellas fijas, de manera que calculando el periodo, el tiempo o el
periodo, tiempo que tarda en dar la vuelta un planeta al Sol se llama
periodo. El periodo marciano, bueno, al final llega a la conclusión, que
decíamos el otro día, de que la órbita terrestre y la órbita marciana y
todas las demás órbitas en realidad son elípticas con el Sol en un foco.
Recordar que decíamos que... En una elipse hay un centro que es el que
está geométricamente en el centro y luego hay como dos centros que sirven
para trazar la elipse, ¿vale? Y esos son los que llaman focos. Entonces,
el Sol está en uno de los focos y los planetas giran describiendo una
elipse alrededor de él. Esa es la primera ley de Kepler. Las órbitas de
los planetas son elípticas con el Sol situado en uno de los focos. Eso ya
decíamos el otro día, que deshace un montón de creencias antiguas. Es
más, probablemente el hecho de que... se pongan en duda las creencias
antiguas por todo lo que hablábamos de los corrimientos y tal, es lo que
da pie a pensar que esto puede ser verdad, ¿vale? O sea, a creerse lo que
se observa. Entonces, una vez que Kepler establece la primera ley, pues él
sigue trabajando o sigue estudiando, sobre todo en intentar averiguar la
razón física, ¿vale? La razón física que está detrás del movimiento
de los planetas alrededor del Sol. O sea, si los planetas giran alrededor
del Sol tendrá que haber una explicación. Entonces, la segunda ley, que
es la que vamos a ver ahora, es en realidad una ley que él asume o una
idea que él asume, que Kepler asume para poder plantear y para poder
llegar a la primera. Entonces, aunque se llama Segunda Ley de Kepler, él
tuvo que tenerla. Finalmente, previamente, antes de poder plantear la
primera ley. Pero bueno, la publicó después, ¿vale? Entonces, él
buscaba una razón física del movimiento de rotación de los planetas
alrededor del Sol y planteó que el Sol rotaba sobre sí mismo y que al
hacerlo emitía una especie de movimiento a distancia, una especie smotrix,
¿vale? Que arrastraba tangencialmente a los planetas. Como que creaba una
especie de torbellino, como podríamos hacer en el agua, ¿vale? Si yo giro
en el agua voy a crear un poco de remolino medio en el alrededor. De forma
que arrastraría tangencialmente a los planetas. Esto lo hizo, el plantear
que el Sol rotaba, lo hizo meses antes de que Galileo, como vamos a ver un
poco más adelante en este mismo tema, demostrara que el Sol giraba. El Sol
lo va a demostrar con el telescopio, el Sol gira lo demuestra Galileo con
el telescopio un poquito después. Pero esto él lo plantea antes.
Entonces, en esta fuerza lo que hacía era crear una velocidad proporcional
a la distancia. Es decir, como estaba descentrado al girar, la diferente
duración de las estaciones, ya sabíamos que las estaciones duraban
distintos tiempos, entonces decía que había que buscarla en... en la
distancia al Sol del planeta, en vez de en otras cuestiones, ¿vale? Como
con más... O sea, no hay que buscarla en la excentricidad, sino en la
distancia al Sol, que debe variar, ¿vale? Para que piensa que... Bueno,
piensa, ¿no? La distancia a los planetas del Sol varía porque está en el
foco de una elipse, con lo cual está a distinta distancia. ¿Vale?
Entonces, con los datos de las posiciones... de Marte, como habíamos visto
antes, se puso a calcular las velocidades en periodos concretos. Es decir,
en cada uno de los puntos... empezó a intentar medir las velocidades de
las distintas posiciones, la velocidad que tenía Marte en las distintas
posiciones. Para ello necesitaba sumar las distancias en los momentos del
periodo. Tenía que sumar las distancias de cada punto por los que iba
pasando. Esto era una cuestión interminable porque estaba hecha de
multitud de puntos o infinitos puntos. Esto que hoy sabemos hacer mediante
la integración y la derivación, mediante el cálculo infinitesimal,
todavía no lo había inventado Newton, que lo inventa a finales del mismo
siglo. Entonces, lo que hizo fue tomar, como dice en Solís y Sellés, un
atajo matemáticamente dudoso de sustituir la suma de las distancias que va
recorriendo el planeta por el área que va avanzando. Es decir, en vez de
tener en cuenta las infinitas posiciones por las que iba pasando el planeta
al desplazarse de un punto a otro, lo que hizo fue tener en cuenta este
área. Eso es lo que hizo. Consideró que las dos cosas podían ser
igualmente válidas. O sea, como una especie de considerarlo por igual.
Entonces, este es el origen. Este es el origen de la segunda ley, que lo
que decía antes, que si bien él se lo plantea antes que la primera, se
publicó junto a ella en 1609, pero no se explica como segunda ley hasta
1621. Esto es curioso porque, por ejemplo, Diegues en un texto que adjunta
Jesús en el material del foro, dice que se publicaron juntas las dos leyes
en el Astronomía Nova de 1609, y Solísis Díez dice que sí, pero que no
se enuncia de forma explícita hasta la obra Epítome de 1621. Es decir,
que aunque lo deja caer, lo deja caer como forma de explicar lo otro, pero
no como regla, ¿vale? No como una regla. Entonces, la segunda ley de
Kepler queda como sigue. La segunda ley dice que la línea que une el Sol,
y el planeta, barre áreas iguales en tiempos iguales. Es decir, el área,
¿vale? Cuando yo tengo dos áreas igual de grandes, el tiempo que tarda en
recorrerlo es el mismo. O sea que, si para ir de este punto a este punto,
barre el área A, ¿vale? A este punto barre el área A, el A1 y el A2. Si
las dos áreas son iguales, los tiempos han sido iguales. Esto, claro, esto
tiene una importancia que es la importancia de la segunda ley de Kepler
porque puedes decir, bueno, pues vale, pues son iguales las áreas, ¿vale?
Lo mismo me da. Eso cuando si el Sol estuviera centrado no supondría
ningún problema añadido. Pero al estar el Sol descentrado lo que ocurre
es que, claro, según vemos la imagen resulta obvio que si las áreas son
iguales y los tiempos también, los espacios son diferentes. Es decir, si
este área es igual que este área y este tiempo es igual que este tiempo,
es decir, si en este tiempo que es igual que este se recorre a este área
que es igual a este es porque el espacio recorrido es distinto, ¿vale? El
espacio recorrido. En este lado es más grande que el espacio recorrido en
este lado. Entonces, el espacio recorrido en dos es mayor que el espacio
recorrido en uno. Y si lo hace en el mismo tiempo, quiere decir que la
velocidad lineal es diferente, ¿vale? Fijaros, la velocidad areolar, es
decir, el área entre el tiempo es igual, pero la velocidad lineal no es
igual. Porque el espacio recorrido es más grande, ¿vale? Recordad que
velocidad es espacio partido por tiempo. Si el espacio dos... Es mayor que
el espacio 1, entonces la velocidad en el 2 será más grande que la
velocidad en el 1. Luego, el planeta se mueve más deprisa en una zona que
en otra zona. Es decir, en el perihelio, que es cuando estamos en el
invierno del hemisferio norte, el sol se mueve más deprisa, con lo cual el
invierno es más corto. El planeta se mueve más deprisa. Vuelvo al dibujo
anterior. Si de aquí a aquí, que es cuando estamos en el perihelio,
cuando está más cerca, que es el invierno, si de aquí a aquí va a
tardar menos tiempo, va más deprisa, va a durar menos. Eso es lo que
demuestra... Demuestra lo que ya se conocía, que las estaciones no duran
exactamente igual. Estos son un esquema de la duración y de las fechas de
las estaciones del año pasado, de 2020. Fijaros, el 22 de diciembre de
2019 a las 4.19 empieza el invierno y termina el 20 de marzo. Fijaros, casi
cuando la cuarentena. De manera que el invierno duró 88 días y 23 horas.
Sin embargo, el verano duró un montón más, cinco días más, porque el
área barrida es el mismo, con lo cual la velocidad es más rápida, con lo
cual a igualdad de distancia tardará menos. Entonces, esto hace que el
invierno sea más corto que el verano y que la primavera sea más larga que
el otoño porque voy de aquí a aquí en vez de ir de aquí a aquí. Es una
cuestión de las distancias estas que hay de este punto a este punto. Es
decir, la duración no depende de la inclinación del planeta, la duración
no depende de la insolación del planeta, de eso depende el clima. El
clima, la cantidad de luz, depende de la inclinación del planeta.
Quédanos cuenta que está a su vez descentrada de lo que podríamos llamar
los ejes de la elipse porque tiene que estar orientado hacia el astral.
Esta es la orientación del eje terrestre que tiene que estar siempre así,
perdón, se me ha torcido mucho ese ahí, orientado hacia la estrella polar
que estaría por aquí. Por eso está descentrada, no está centrada en una
elipse así de arriba abajo y de izquierda a derecha. Entonces, ese hecho
es el que, esa suposición matemática que hizo Kepler es lo que le da pie.
A la segunda ley de Kepler y le permite establecer en el fondo, es una
asunción que hace para ver la primera de las leyes. La tercera va a ser
más complicada. La tercera ley de Kepler va a ser muy importante porque es
una de las primeras leyes que cumple con lo que luego se va a considerar
ley física, es decir, va a ser precisa, va a ser matemática, va a ser
general y va a cumplir una serie de características que os diré en el
inicio del tema siguiente, que es en el que nos metemos ya con Galileo y la
ciencia moderna. Entonces, Kepler tras publicar Astronomía Nova ya había
demostrado la primera y la segunda ley, ya había demostrado las órbitas
elípticas, había afianzado en gran parte el modelo copernicano con
mediciones más precisas. Entonces, se puso a buscar armonías musicales
derivadas de asignar tonos. A las velocidades de los planetas. Un aspecto
muy pitagórico, ¿vale? Recordar que los pitagóricos siempre también
estaban con las proporciones musicales y con la teoría matemática que
estaba detrás de la música. Entonces, Kepler se pone a trabajar en este
aspecto. Entre otras cosas, además, se interesaba por los descubrimientos
que se iban haciendo en su época. Pues eran ya científicos.
Profesionales, a Kepler le pagaban por hacer... Cartas astrales por un
lado, pero también le pagaban por trabajar en el observatorio de Tycho
Brahe, con lo cual trabajaba de esto. Se interesaba, leía artículos,
leía publicaciones. Una de las cosas en las que se interesa son, en un
concepto matemático que inventó John Apier, en 1614, que son los
logaritmos. Los que seáis de ciencias recordaréis los que son los
logaritmos más o menos, los que seáis de letra recordaréis la palabra.
Publicó un método para calcular los logaritmos. Un método para calcular,
haciendo una proporción lógica a un logos de los aritmos, de los
números. Por eso le llamó logaritmos. Voy a hacer una proporción con los
números. En vez de utilizar números directamente, utilizaba una
expresión lógica de ellos. Le llamaban neperus, de forma latinizada a
Napier, y él utilizaba los logaritmos. ¿Vale? Solo. Por invención, la
utilizaba con base, utilizando como base, que es la razón de la
proporción, utilizaba el número e. ¿Vale? El número e, que es un 2,71
tal, bueno, un número de estos particulares que existen como pi y como
otros. Y por eso los logaritmos que se utilizan con base e se llaman
logaritmos neperianos. en honor al inventor, ¿vale? Este utilizaba ese
tipo de logaritmo. Pues fijaros, un poco como recordatorio, porque es
interesante para poder entender un poco mejor lo que hace Kepler, es
entender lo que es el logaritmo, ¿vale? Fijaros, si nosotros tenemos una
potencia, todos sabemos lo que es una potencia, ¿vale? Una operación con
una potencia 10 elevada al cuadrado es 100, ¿vale? En una potencia tenemos
tres elementos. Tenemos la base, tenemos el exponente, tenemos el
resultado. Una operación que podemos derivar de ella es lo que llamamos la
raíz cuadrada, ¿vale? O la raíz cúbica, si fuera una potencia que no
fuera cuadrada, ¿vale? Yo tengo 10 elevado al cuadrado es 100, y una cosa
que puedo extraer yo de aquí es que 10 es la raíz cuadrada de 100,
¿vale? Es decir, el número al que yo tengo que elevar al cuadrado para
que me dé 100 es 10. Esa es la operación que se deriva. De una potencia
para extraer uno de los tres valores, ¿vale? Otra de las operaciones que
se pueden derivar de una potencia es el logaritmo. Que es esto que está
puesto aquí. Un logaritmo en base 10, ¿vale? El logaritmo en base 10 de
100 es 2, porque 10 elevado a 2 es 100, ¿vale? Si fijáis, manejo los tres
mismos elementos. Tengo la base, el exponente y el número. Aquí tengo la
base... El exponente y el número, y aquí tengo la base, aquí tengo el
exponente y aquí tengo el número. Tengo los tres mismos números y entre
ellos tienen tres posibles relaciones. La potencia, la raíz, el logaritmo.
Es decir, la definición de logaritmo es la que sigue. Se dice que x es el
logaritmo en base a de un número y cuando la base elevada a x es el
número y. Eso que he dicho así parece una locura, cuando lo leáis con
tranquilidad lo veréis. El logaritmo en base a de y es x porque a elevado
a x es y. Eso es lo que quiere decir. Llevado a números. El logaritmo en
base 10 de 1000 es 3. ¿Por qué? Porque 10 elevado a 3 es 1000. El
logaritmo en base 2 de 8 es 3. ¿Por qué? Porque 2 es 3. 2 elevado a 3 es
8. El logaritmo en base e de 8 es 2,079 porque e elevado a 2,079 es 8.
¿Vale? Esto nos permite manejar números muy grandes, sobre todo cuando
utilizamos estos. ¿Vale? Nos permite utilizar números muy grandes
mediante números muy pequeños. ¿Vale? Yo, en vez de manejar el 1000,
puedo manejar el 3. En vez del 10.000, el 4. En vez del 100.000, el 5. Es
decir, el número de ceros... ¿Vale? Lo veo, lo puedo simplificar o lo
puedo extrapolar a otra forma de manejar los números más sencilla, que a
partir del cual yo manejo números pequeños. Esto le pareció interesante
a Kepler porque cuando uno se pone a medir las distancias a los planetas,
salen unos números enormes. Unos números enormes que si yo convierto a
logaritmo, se me convierten en números pequeñitos. Números pequeñitos
que puedo manejar con más facilidad. Además, las propiedades de los
logaritmos me van a permitir manejar con mucha más facilidad los números
que si manejo números directamente. ¿Por qué? Porque la regla de los
logaritmos... ¿Vale? Esto... Bueno, las he puesto aquí un poco
simplemente por si alguien las quiere mirar por curiosidad. Las reglas de
los logaritmos tienen una... Además de bajar un montón el tamaño de los
números y convertir, por ejemplo, el millón en un seis, también me
simplifican las operaciones. Porque cuando yo multiplico números, si lo
manejo en logaritmos, en realidad los sumo. ¿Vale? Con lo cual, si yo
tengo que multiplicar un millón por un millón, me salen unas cifras
enormes, ¿vale? Y sin embargo, como sé que el logaritmo de un millón es
seis y el logaritmo del otro millón es seis, encima ni siquiera tengo que
multiplicarlos entre ellos, sino solo sumarlos. ¿Vale? Aquí están
puestas las normas, pero no hace falta que las maneje él. Entonces, la
multiplicación la transforma en suma, la división en resta y la potencia
la convierte en un producto. Si yo en vez de elevar un número a otro lo
multiplico simplemente por él, me salen números mucho más bajos. ¿Vale?
Entonces, va a facilitar el manejo de números. Lo va como a rebajar un
nivel de magnitud y como de tamaño y de operación. ¿Vale? Transformando
también las progresiones geométricas, que son las de multiplicar una cosa
por otra, dos por tres, por cuatro, por cinco, por seis, las transforma a
sumas, que son mucho más sencillas de manejar. ¿Vale? La progresión,
fijaros. Uno, diez, cien, mil, diez mil, un millón, me la transforma en la
cero, uno, dos, tres, cuatro, cinco. De manera que yo puedo manejar mucho
más fácil esos números. Bueno, pues esto de los logaritmos, que ya
habéis visto que se publica en 1614, Kepler en 1609 es cuando había
multiplicado, había, perdón, multiplicado, publicado en la Astronomía
Nova sus primera y su segunda ley. Entonces, Kepler empieza. Kepler empieza
a manejar los logaritmos de Napier para hacer sus mediciones astronómicas.
¿Vale? Entonces, le encargan completar, ¿vale? El rey Rodolfo II le
encarga a Tycho Brahe, Y completar las tauras rudolfinas, es decir, hacer
una nueva medición y unos nuevos análisis de las posiciones astronómicas
que modernizaban las antiguas bruténicas y las antiguas alfonsíes, le
encarga completarlas. Se lo encarga a Brahe y Brahe se lo encarga a Kepler
o le llega a Kepler. Entonces, lo que hace es que empieza a manejar todos
los valores que él había calculado en forma logarítmica. Aquí tenemos,
en vez de cifras brutas, utiliza los logaritmos. Aquí tenemos una tabla,
os he preparado una tabla con Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter,
Saturno, que los conocía Kepler, y ha añadido Urano y Neptuno, que no los
conocía. Pero, para que veáis que lo que él calculó... ...se iba a
cumplir también para los siguientes planetas, y hace una tabla del
periodo, es decir, del tiempo que tarda cada planeta en dar la vuelta al
Sol, que lo hace en años, ¿vale? La Tierra es un año, Mercurio 0,24
años, Venus 0,615, Marte 1,88, Júpiter 11,86, Saturno 29,46. Eso es...
...lo que calcula Kepler. También había calculado los radios orbitales,
la distancia del Sol a cada uno de los planetas. ¿Vale? Y aquí lo he
puesto en millones de kilómetros. 57,91 millones de kilómetros, 108,21
millones de kilómetros, 149,6 millones de kilómetros, etc. Aquí os pongo
como curiosidad que no uso kilómetros, porque no se utilizaban los
kilómetros todavía hasta la Revolución Francesa, no se impone el sistema
métrico, con lo cual utilizaría la legua rudolfina o la milla luisiana,
yo no sé, la medida que usará Kepler, no lo sé exactamente. Luego está
un kilómetro porque va a estar más razonable. Luego lo que hizo también
fue poner el radio orbital, estas cifras, en proporción a la Tierra, de
manera que fuera comparable al año. Daros cuenta que no ha calculado los
periodos, jolín conmigo, estaréis oyendo al perro vecino, ahora
terminará. Fijaros, igual que había calculado el tiempo... El tiempo en
años, es decir, en referencia a la Tierra, lo que hace es calcular el
radio orbital igual en referencia a la Tierra. Por eso a la Tierra le
asigna un 1, ¿vale?, que es una distancia a la Tierra, igual que el 1 año
es el tiempo que te da en dar la vuelta la Tierra, ¿vale? Y hace lo mismo,
entonces el radio orbital de Mercurio es... 57,91 millones de kilómetros,
que es 0,38 veces el de la Tierra. Y eso lo hace con todos, ¿vale? Lo hace
con Mercurio, con Venus, la Tierra siempre es uno, Marte, Júpiter y
Saturno, ¿vale? ¿Qué ocurre? Que entonces, en vez de utilizar estas
cifras brutas, las va a utilizar en forma de logaritmos, ¿vale? Con lo
cual, en vez de el periodo en años, utiliza el logaritmo del periodo en
años. Entonces, en vez de 0,24, hace su logaritmo y le sale menos 0,618. Y
lo hace lo mismo con todos los demás, con Venus, la Tierra, logaritmo de
unos cero, ¿vale? El de Marte, el de Júpiter y el de Saturno. Y hace lo
mismo. Y hace lo mismo con el radio orbital, ¿vale? Este 0,387 lo pasa al
logaritmo, este 0,723 lo pasa al logaritmo, etc. Con lo cual, lo que tienes
es los valores de periodo en años, es decir, tiempo que tardan en dar la
vuelta a cada planeta alrededor del Sol, con respecto a la duración del
año terrestre. Y, la distancia radioorbital, también con respecto a la
Tierra, lo tiene en forma de logaritmo. Bueno, con estos datos, ¿vale?
Empieza a buscar proporciones. Daros cuenta que estaba trabajando en
encontrar proporciones entre las distancias, entre los logaritmos de las
distancias, entre los tiempos. Estaba buscando proporciones proporciones
buscando lo que decía antes, la armonía musical y el sonido del universo
etcétera bueno, entonces lo que se da cuenta es que, me imagino que en una
de las múltiples intentos de encontrar relaciones dividió el logaritmo
del radio orbital entre el logaritmo del tiempo es decir, lo que había
calculado aquí ¿vale? estas dos de aquí y le sale siempre el mismo
número le sale siempre dos tercios ¿vale? el logaritmo del radio de
Mercurio entre el logaritmo de el tiempo que tarda Mercurio en dar la
vuelta al Sol es 0,6667 o sea, dos tercios el logaritmo de la distancia del
Sol a Venus entre el logaritmo del tiempo que tarda Venus en dar la vuelta
alrededor del Sol es 0,667 el de la Tierra no le sale nada porque es el
origen de comparaciones ¿vale? es el centro de los cálculos pero entre
cero no tiene sentido con Marte también con Júpiter también con Saturno
también esto lo calculó Kepler y esto otro, como se ha añadido yo que
él no lo conocía al hacer los de Urano y los de Neptuno nos sale
exactamente la misma cifra es decir existe una relación de
proporcionalidad entre El tiempo y la distancia al Sol. Entre el tiempo que
tarda cada planeta en dar la vuelta alrededor del Sol y la distancia a la
que está situada del Sol. Solo que es una relación que está en forma
logarítmica, no está en forma numérica normal. Con lo cual, sin el
descubrimiento de Neipia, no podría haber llegado a esta conclusión. No
habría encontrado la relación. Porque la relación, en vez de tener una
forma lineal, siempre el mismo valor, habría tenido una relación con una
determinada forma que habría sido prácticamente imposible de visualizar.
¿Qué ocurre? Si nosotros representamos gráficamente esas relaciones,
esos valores, si yo cojo un eje, el eje Y, pongo el logaritmo de la
distancia al Sol, y en el eje X me pongo el logaritmo de T, es decir, me
pongo los valores de las tablas, me salen los valores que le salía Kepler.
El menos cuatro coma no sé cuánto, el menos tal, el no lo puedo contar,
el de Marte, el de Júpiter, el de Saturno, el de Urano y el de Neptuno. Si
dejo de tener la Tierra como referencia, es decir, si elimino el ajuste a
la Tierra, daros cuenta que lo estamos haciendo todo teniendo en cuenta que
la Tierra va a estar en la Tierra. Vale uno, un año, un radio solar,
¿vale? Un radio Tierra-Sol, por así decirlo. Si elimino ese ajuste, me
sale... ... Una línea perfecta. O sea, el logaritmo de la distancia de
Marte al Sol entre la posición del tiempo me sale este punto, el de Venus
me sale este punto, este punto, este punto, este punto, este punto, este
punto y este punto. Este punto. Esta línea recta va a tener una ecuación
de la recta, que ahora os diré, ¿vale? Como curiosidad, Kepler no lo pudo
hacer así, ¿vale? Kepler lo hizo con tablas. ¿Por qué no lo pudo hacer
así? Porque estos dos ejes, esta forma de representar pared de valores, lo
inventó, lo introdujo en las matemáticas de Descartes en 1637 y Kepler
murió en 1630. Con lo cual... Esta forma de verlo, que aquí vemos
perfectamente que es una línea, ¿vale? La relación, lo que nos está
indicando que hay un patrón, ¿vale? Kepler no lo pudo ver así, lo tuvo
que ver en forma numérica, ¿vale? Siempre en forma de valores, nunca de
forma gráfica. Si yo represento la ecuación de esa recta, es decir, la
relación que existe entre todos los puntos de esta línea, ¿vale? La
relación de los puntos es esta. La relación es el logaritmo en base 10
de... El radio es igual a dos tercios por el logaritmo en base 10 de el
periodo más un valor fijo. Ese valor fijo es esta distancia, que es una
constante. Una constante que depende de la Tierra, depende de la posición
de la Tierra, porque todo lo vemos desde la Tierra y todo lo medimos desde
la Tierra. Con lo cual, si yo elimino, o sea, yo tengo que tener en cuenta
esta distancia para que me salga un valor independiente del observador.
Entonces, ¿qué ocurre? Que esta es la ecuación de la recta. Cualquier
planeta del Sistema Solar, si estuviera a una distancia r, tardaría un
tiempo t. Entonces, si tarda 1,9 años, pues estaría a la distancia... a
la distancia que me salga de resolver este valor. El valor de c es 2,174,
que es el logaritmo del radio orbital terrestre. Daros cuenta que todo lo
hemos calculado en base a que el radio de la Tierra es 1. El radio orbital
terrestre es 1. Si yo me voy a su valor real, los 370... no sé si es el de
la... los 8 millones y pico de kilómetros de distancia que hay del Sol a
la Tierra, me saldría este valor, que sería la... mmm... Eliminar la
Tierra como referencia, ¿vale? Ponerlo de forma absoluta. Si yo hago una
operación matemática sobre esto... Aplico simplemente las reglas de los
logaritmos, que no tenéis por qué saberlas hacer el que no sepa nada.
Simplemente para que veáis que es una operación matemática, que no hay
ningún truco. Llegamos a esta expresión de aquí. Esta expresión de
aquí dice que el radio, o sea, la distancia orbital que está cualquier
planeta elevada al cubo, es igual al tiempo que va a tardar en dar la
vuelta alrededor del Sol al cuadrado por K. Y K es un valor que depende del
Sol. ¿Vale? En otro sistema solar, la K sería otra cosa. Pero es un valor
que depende del centro alrededor del cual se gira. ¿Vale? Y de esta forma
lo podemos calcular. Como yo conozco la distancia a Júpiter, por ejemplo,
y el tiempo que tarda en dar la vuelta alrededor del Sol, yo puedo calcular
K. Con lo cual, esto me sirve para calcular... Calcular posiciones de
planetas supuestos, como por ejemplo, se ha podido utilizar para calcular
la posición de Júpiter, o el tiempo, perdón, de Urano o de Neptuno, o la
de Plutón. ¿Vale? Me sirve para eso, o me sirve para que una vez
conocido... O sea, si no conozco K, yo con dos valores conocidos, conozco
el de la Tierra y el de la Tierra, ¿vale? Son no sé cuántos millones de
kilómetros y no sé cuántos segundos, pues me sale el valor de K. Y ese
valor de K luego lo puedo utilizar para... Para cálculos posteriores. Es
decir, tenemos una ecuación matemática que describe la posición y los
tiempos de los planetas que giran alrededor del Sol y de todos los que
pudieran estar girando alrededor del Sol. ¿Vale? Los conozcamos o no los
conozcamos. Esto es la importancia de la tercera ley de Kepler. La
importancia de la... La ley de Kepler es menos explicativa. Nos dice menos,
¿vale? Cuando nosotros le queremos explicar a alguien cómo es el sistema
solar, le decimos que los planetas giran en torno al Sol en una órbita
elíptica, ¿vale? De manera que por las zonas más próximas al Sol va
más deprisa y por las más alejadas va más despacio. Que la proporción
entre el radio y el tiempo sea de dos tercios, del logaritmo de dos
tercios, eso no se le cuenta a nadie. Porque en el fondo dice, bueno, cada
uno está donde está. Y ya está. Pero desde el punto de vista de la
ciencia moderna nos da una característica universal. Nos da una ley
matemática precisa y válida siempre y en cualquier circunstancia. Y eso
es lo que va a determinar el avance de la ciencia durante el siglo XVII
hasta llegar posteriormente a Newton, porque volveremos a esta fórmula.
¿Vale? Entonces, bueno, básicamente esto es lo que estaba contando.
¿Vale? Con esta ley Kepler va más allá porque introduce la idea,
encuentra una relación universal... En este caso, entre el radio y el
periodo, ¿vale? Con lo cual, yo puedo aplicar esto a elementos de igual
tipo. Por ejemplo, en 1924, perdón, en 1621, anda que me he ido cerca, en
1621, en otro libro, en el epítome que decíamos antes, Júpiter,
comprueba que esta relación, ¿vale? De R al cubo es igual a T cuadrado
por K, también se cumple en Júpiter con sus satélites. La relación que
existe entre la distancia a la que están los satélites de Júpiter y el
tiempo que tardan los satélites de Júpiter en dar la vuelta alrededor de
Júpiter siguen exactamente la misma forma. Pero eso no va a llegar hasta
Newton. Lo que sí que ahora sabían, o llegaban a la conclusión de que
cualquier astro que estuviera girando alrededor de otro astro iba a cumplir
esa ley con una K distinta, ¿vale? Con un valor igual. Un valor distinto
dependiente del astro alrededor del cual se gira. ¿Por qué puedo hacer
esto? Kepler, pues porque Galileo descubrió los satélites de Júpiter,
que os lo contaré dentro de un ratito. O sea, se iban descubriendo unas
cosas y el siguiente aprovechaba el descubrimiento del anterior para tener
una herramienta más de investigación, etcétera, etcétera. La ciencia va
a empezar a avanzar como una forma de producción de conocimiento. Pero
repito que ese es el arranque del tema siguiente. Entonces, antes de las
leyes de Kepler, una vez que Kepler ha hecho sus tres leyes, las posiciones
reales de los planetas eran desconocidas. Recordar que decíamos que
sabíamos como mucho las posiciones aparentes sobre el Zodíaco. Yo veo
Marte y veo que Marte está hoy en... Piscis, y mañana está dos grados
más allá de Piscis, llegando a, yo que sé, no me sale el orden de los
horóscopos, a Tauro a cierto tiempo. Pero no sabíamos la distancia real.
No sabíamos a qué distancia estaba. Simplemente eran posiciones
aparentes. Con la teoría heliocéntrica, ¿vale? Kepler puede calcular las
posiciones reales de los planetas. ¿Vale? Son reales, me refiero a que las
calcula, porque no puede medirlas. ¿Vale? O sea, Kepler no saca una regla
y mide, no saca un metro y mide dónde está Marte, sino que a partir de
una teoría... obtiene un dato que consideramos real con lo cual el dato es
teórico en el sentido de que está obtenido a partir de una teoría
entonces la existencia de la teoría heliocéntrica permite calcular
posiciones reales entonces estamos haciendo descansar un valor que llamamos
real en una teoría que puede ser verdadera o no con lo cual la propia
medición la propia posición la propia consideración de real de donde
está Marte emana de una teoría emana de una construcción explicativa
entonces en las tablas rudolfinas cuando recordar que le habían encargado
completarlas y tal define y complementa con nuevos cálculos el sistema
solar y por ejemplo calcula con sus fórmulas y con sus matemáticas y con
todo basado en el armazón teórico heliocéntrico calcula por ejemplo los
tránsitos de Mercurio o los tránsitos de Venus es decir, los tiempos que
tardan Mercurio y Venus en cruzar por delante o cruzar por detrás del Sol
esto no se podía hacer sin la teoría heliocéntrica la teoría
heliocéntrica de Ptolomeo no lo permitía no establecía Una razón
teórica para ello. Todo eran ajustes a lo observado. Sin embargo, aquí, a
partir de la teoría, obtengo las mediciones, obtengo los valores, porque
no son mediciones, calculo los valores. Entonces, los hallazgos de Kepler,
las tres leyes, más todas las mediciones y tal, apuntan a que el Sol tiene
un papel causal. Si para girar alrededor del Sol, dependen de una...
¿Cómo giran alrededor del Sol? Dependen de la K solar. Y cuando giran
alrededor de Júpiter, dependen de la K de Júpiter, es que el Sol, en un
caso, y Júpiter, en el otro caso, tienen un papel causal, son causa del
movimiento. Por lo menos... Se puede intuir, se puede plantear como
hipótesis el buscar esa causa. Los planetas giran en una elipse alrededor
del Sol, el Sol está en el foco de la elipse, las velocidades de los
planetas dependen de la distancia al Sol, dependen de la K solar, es decir,
que el Sol pinta algo ahí, está claro. Pero no encontró, no dio con la
razón física. Él lo intentó, como veíamos antes, el otro día, con el
magnetismo de... O sea, de... No me acuerdo el nombre de la guilete o algo
parecido a la guilete, pero bueno, pues no lleva más. Descartes, por
ejemplo, propuso un modelo mecanicista, un modelo que decía que todo el
universo estaba formado por un material que llenaba el espacio por completo
y producía vórtices como torbellinos que engranaban unos con otros y
todos esos vórtices que estaban engranando unos con otros movían los
planetas, los arrastraban y hacían girar las posiciones de unos con
respecto a los otros. Pero no dejó de ser una especulación, no pudo
demostrar nada ni pudo sustentar nada más allá que en suposiciones.
Paseo. Va a ser a finales de siglo, principios del siglo siguiente, Huygens
y luego ya Newton. Huygens es imprescindible y ya Newton es el que
establece por completo la causa que va a ser la gravedad cuando de verdad
esto se resuelva. Pero por ahora algo tendrá que ver el Sol, pero no se
sabe cuál es. Bueno, pues con el sistema solar ya bastante arraigado,
¿vale? Otro de los grandes defensores, digamos que fueron los que fueron
arraigando el uno junto al otro, el sistema copernicano fue Galileo. Entre
los dos, aparte de ser uno de los máximos defensores del material
heliocéntrico, digamos que sus investigaciones, uno apoyado en el otro,
fueron los que terminaron por asentarlo definitivamente. Galileo no estaba
de acuerdo en las órbitas elípticas, pero tampoco hizo nada por
contradecirla. La defensa del sistema solar heliocéntrico de Galileo se
basa en el uso del telescopio. Esto introduce otra de las características
que vimos en el pensamiento científico, que es el uso de utensilios para
ver aquello que no se puede ver de otra manera o para medir aquello que no
se puede medir de otra manera. Y nos va a relacionar lo que luego
hablaremos con el hecho. ¿Qué es el hecho y qué es la realidad? Bueno,
luego lo hablaremos en el tema siguiente. La cuestión está en que en el
otoño de 1609, tras haber construido, porque se los construía él, y
mejorado varios telescopios, empezó a utilizarlo para observar la Luna. Yo
creo que es lo primero que se le ocurriría observar a cualquiera que tenga
la capacidad de ver más grande algo. Una de dos. Miramos microorganismos.
O miramos las cosas muy lejanas. Entonces, ¿la Luna es algo que es
llamativo para cualquier persona que la vea un día en luna llena? Pues
claro. enfocó, entre otras de las múltiples cosas que hiciera, me
imagino, a la Luna. Entonces, lo que observó al ver la Luna fue esto.
Estas son las notas de Galileo y la publicación de la obra en la que
representa por primera vez la Luna. Al ver esto, Galileo, que además
estaba formado en arte, entiende que no son dibujos bidimensionales, sino
que son valles, montañas, fallas, o sea, que son irregularidades en la
superficie terrestre. Es decir, elimina la perfección de la Luna. El
concepto de mundo sublunar de Aristóteles como sujeto a cámaras es un
cambio, pero el mundo sublunar, es decir, a partir de la Luna y para allá,
formado por éter, desaparece. ¿Por qué? Porque resulta que la Luna es
como la Tierra. La Luna tiene sus irregularidades. Entonces, estas
observaciones de Galileo y esta, como decía antes, formación en arte,
porque él sabe interpretar las geometrías, la profundidad, la
perspectiva, con lo cual es capaz de... Entonces, quitarse de la cabeza la
idea de la perfección y entender que eso que estaba viendo no era una cosa
plana con dibujos, sino que eran obviamente sombras producidas por la
iluminación del Sol sobre irregularidades. Entonces, la Luna no es lisa.
La Luna tiene montañas. La Luna tiene valles. Es decir, la idea de la
cosmología perfecta aristotélica que os decía antes se cae. O se empieza
a caer. Tampoco es, oh, ¿dónde está todo esto toda mi vida? Vamos a
cambiar de opinión. No, bueno. Empieza a publicarse y empieza a ir
cayendo. Entonces, igualmente, después de ver la Luna, de dibujar la Luna,
también observaba las estrellas. Entonces, ¿qué ocurre? Cuando tú
observas las estrellas con un telescopio, lo que ocurre es que hay más
estrellas de las que había antes. Si tú miras con el ojo desnudo una
noche estrellada, tú ves muchas estrellas. Cuando miras con un telescopio,
ves más estrellas. No las vas a ver más grandes. Ahora veremos la
importancia que tiene eso. Simplemente vas a ver más. Entonces, esto
plantea una serie de dudas. Una sana astronómica, ¿vale? Que dice, si se
ven solo al aumentar... ...las estrellas, es porque están más lejos.
¿Vale? Recordar la idea de Díguez y la idea también de Copérnico de que
las estrellas no tienen por qué estar posicionadas en una esfera externa,
¿vale? Sino que pueden estar, están esparcidas hacia atrás y están
lejos, lejos, lejos, lejos. entonces es un poco de cajón si al aumentar lo
veo porque está más lejos porque esa es la razón por la cual no la veo
si de verdad están luego también hay dudas religiosas, que recordad que
estamos en una época un poco chunga en este sentido y se plantea la duda,
dice ¿para qué ha creado Dios tantas estrellas que solo son visibles a
través del telescopio? si el telescopio es una cosa que hemos inventado
nosotros bueno, siempre se puede responder que ya había contado con que
íbamos a descubrir el telescopio y de esa manera podríamos ver toda su
conexión pero plantea la pregunta o se puede plantear la pregunta
igualmente comprobó que la vía láctea no es una nube la vía láctea
observada en una noche clara la vemos como una línea de como una nube sin
embargo al mirarlas con el telescopio se dio cuenta de que esa nube en
realidad eran estrellas todo lo que hace que la vía láctea parezca
láctea, parezca lechosa es que son un montón de puntitos tantos que se me
difuminan por la distancia pero cuando me lo acerco lo suficiente veo que
es una acumulación de estrellas entonces además lo que decía antes el
tamaño aparente de las estrellas no cambia al observarlas con el
telescopio algo que sí que ocurre con los planetas cuando yo miro a Marte
a ojo del nudo veo un puntito rojo cuando lo miro con el telescopio lo veo
más grande Con la luna mucho más. Pero cuando miro las estrellas, no.
Cuando miro las estrellas yo veo un punto y cuando ahora miro el telescopio
sigo viendo un punto. No la veo más grande. ¿Vale? No veo la forma de las
estrellas. ¿Por qué? La explicación es porque están más lejos. ¿Vale?
Están tan lejos que ni aumentándolas dejan de verse como un punto. Lo
único que hago es poder ver más, pero no la veo más grande. ¿Vale?
Siguiendo con las observaciones, en 1610, Galileo, observando Júpiter,
observó que había cuatro cuerpos cercanos que se movían a su alrededor.
Primero que se movían y segundo que era a su alrededor. Es decir, no
podían ser estrellas porque las estrellas no se mueven con respecto a los
planetas. Recordad que las llamamos estrellas fijas porque parece que es
tan fija... Una cosa fija son las que se mueven los errantes, los planetas.
Con lo cual, si se mueven entre ellas no son fijas. ¿Vale? Con lo cual no
podían ser estrellas. En realidad lo que estaba haciendo era ver los
cuatro satélites principales de Júpiter. Júpiter tiene 63 satélites.
¿Vale? Cuatro grandes, visibles desde la Tierra con un telescopio de
juguete casi. ¿Vale? Pero claro, el de juguete... Hoy, en la época de
Galileo, no había telescopios de juguete. Entonces, ¿cómo puedo
comprobar mirando a Júpiter que esos puntitos, pues claro, no dejaban de
ser puntitos, que esos puntitos se movían a su alrededor? Lo que hizo fue
lo siguiente, para poder plasmar con claridad las distintas posiciones de
esos astros alrededor de Júpiter, lo que hizo fue colocar un segundo tubo
al lado, ¿vale? Colocado de forma paralela, ¿vale? Entonces, uno de los
tubos tenía las lentes, a ver que no me salta esto, ¿vale? A ver, aquí,
joder, no me salta, ¿vale? En uno de los tubos montó una rejilla y en el
otro de los tubos observaba, ¿vale? Entonces, cuando yo estoy viendo, esto
es una posición de Júpiter y sus cuatro satélites, ¿vale? Cuando yo
estoy viendo esto... Y lo veo el día siguiente y lo veo el día siguiente,
me puede resultar difícil posicionar, pero si miro por los dos a la vez...
lo que ocurre es que se me fusiona la mirada y veo esto, ¿vale? De manera
que yo puedo representar tranquilamente en un cuaderno las posiciones
relativas de estos cuatro puntitos, ¿vale? Estos cuatro astros que
estaban, que le llamó la atención alrededor de Júpiter. Entonces, lo que
hizo fue, durante varios días seguidos, ir anotando las posiciones,
¿vale? De esta manera, y observo esto. Estas son las observaciones que
hizo entre el 7 y el 13 de enero del 1610. El día 9 no hay porque estaba
nublado y no consiguió verlo, ¿vale? Mira, día 7, día 8, día 10, 11,
12 y 13. Esto está hecho con el estelarium, ¿vale? Estas son las
posiciones reales en las que estaban los satélites aquel día. Veis, aquí
tengo Júpiter, que es el que tiene como la marquita de punto de mira
alrededor. Júpiter, y aquí vemos tres puntos. Al día siguiente, tengo
Júpiter, y uno, dos, tres, cuatro puntitos a los alrededor. Al día
siguiente, tengo estos tres. Luego, los tengo aquí, y uno al otro lado.
Luego, tengo tres a un lado, y uno al otro. Luego, tengo tres al otro lado,
y uno a la izquierda, ¿vale? Es decir, y van cambiando con respecto a la
posición de Júpiter. Sin embargo, este otro punto, ¿vale? Trilla. Está
aquí, al día siguiente está aquí, al día siguiente está aquí. Se nos
estalle, ¿no? Porque la posición a las mismas horas se nos va yendo hacia
la izquierda. El día 15, ¿vale? La del día 15 también que no la había
puesto antes. Esta es la del día 15. Entonces, el 13 de marzo de ese mismo
año, ¿vale? Esto lo observó en enero. El 13 de marzo de 1610 lo publicó
en el Sideros Nuncios que era una breve gaceta astronómica que se
publicaba en la época. Entonces, estas son las anotaciones originales de
Galileo de la posición de Júpiter y de los puntitos, ¿vale? Y esto es la
publicación en el Sideros Nuncios del año 1610. Con lo cual aquí está
explicando las posiciones relativas que son estas que he ido observando con
el telescopio y la rejilla. Entonces, la conclusión a la que llego es que
eran astros que orbitaban alrededor de Júpiter, ¿vale? No eran planetas
que giraban alrededor del Sol, sino como él lo llamó, planetas meríceos
en honor a Cosme II de Médicis que era uno de los que le pagaban, ¿vale?
Entonces, les puso de nombre, como se llaman ahora, Hillo, Europa, Calisto
y Ganymedes. Nombre, y esto es curioso, que se los sugirió Kepler, ¿vale?
En una feria. En un congreso en Ratisbona, en octubre de 1613. Le dijo...
Júpiter es culpado por los poetas debido a sus irregularidades amores.
Tres doncellas son mencionadas especialmente por haber sido cortejadas por
él. Io, hija de Itcach, Indeinachus, Calisto, hija de Licaón, Europa, de
Agenor. Y luego fue Ganímides, el hermoso rey del Hijo Otros, a quien
Júpiter transportó en su lomo por los cielos. Es decir, ¿quién orbita
alrededor de Júpiter? Las tres doncellas y Ganímides. Ahí vienen los
nombres. Entonces, estos satélites eran la prueba de que había astros que
no giraban alrededor del Sol, con lo cual daban un argumento a favor del
modelo copernicano que afirmaba que la Luna no giraba alrededor del Sol,
sino alrededor de la Tierra. Es decir, tenemos astros que giran alrededor
del Sol y astros que giran alrededor de planetas. Tenemos lo que hoy
llamamos... ...los satélites. Otro descubrimiento fundamental y el que
supuso la prueba de que el modelo de Ptolomeo no podía ser válido fue la
descripción de las fases de Venus. Lo hizo también en 1610, no se
publicó en el Sideronuncio porque lo hizo a partir de octubre y el
Sideronuncio se publicó en marzo. Pero bueno, lo hizo también en 1610.
Venus se ve a simple vista a simple vista, ya lo hablábamos el otro día
siempre está cerca del Sol tanto en los atardeceres como en los amaneceres
el lucero del alba, el lucero de la noche al telescopio cuando lo miró
Galileo, vio que tenía fases fases como la Luna cuarto creciente, cuarto
menguante, etc. entonces al estar siempre cerca del Sol siempre la vemos
siempre la podemos ver porque no nos pilla nunca en oposición bueno, sí
le puede pillar justo detrás pero la podemos ver casi siempre ahora lo
vemos en un gráfico Galileo al observar las fases de Júpiter las dibujó
de esta manera comprobó que tenían estas formas, dibujó además muy bien
dándose cuenta de que en realidad está tapado veis como continúa la
radio por aquí es decir, no es que sea una rodaja de sandía sino que
solamente estoy viendo una parte porque es la que veo iluminada entonces
dibujó estas fases sin embargo esta forma de fases de Venus es
incompatible con el modelo de Ptolomeo es decir, esto es una falsación en
términos poperianos de la teoría geocéntrica si el modelo es como de
Ptolomeo no se puede ver así se ve así, el modelo de Ptolomeo no puede
ser verdadero Es una prueba que falsa una teoría. ¿Por qué falsa la
teoría? Pues fijaros, desde el modelo de Copérnico, yo tengo el Sol en el
centro, tengo la Tierra aquí y tengo Venus entremedia. Cuando Venus está
dando la vuelta alrededor del Sol, desde la Tierra podemos verlo en estas
seis posiciones que he puesto. Bueno, habría posiciones intermedias, pero
estas son las que pintó Galileo. Cuando está aquí, desde la Tierra,
vemos un poquito, ¿vale? Veríamos esto, por eso se pinta este cuartito
pequeño. Lo mismo pasa por aquí, desde la Tierra veríamos este poquito,
por eso se pinta esto. Cuando lo vemos desde más lejos, cuando está en
esa posición, vemos toda esta parte de aquí, vemos desde aquí hasta
aquí, con lo cual vemos más cantidad de Venus. ¿Vale? Cuando Venus está
aquí, le vemos completo porque veríamos, salvo que se nos ponga el Sol
entre medias, ¿vale? Justo antes de que se nos ponga el Sol entre medias,
veríamos a Venus lleno. Aquí volveríamos a ver a Venus lleno, aquí
volveríamos a ver un cuarto menguante y aquí un octavo, digámoslo así,
menguante. En un modelo de Ptolomeo nunca habría un Venus lleno. Fijaros,
si el modelo de Ptolomeo fuera el verdadero, la Tierra estaría aquí, el
Sol estaría aquí y el Sol estaría girando alrededor de la Tierra. Y
Venus estaría girando en un epiciclo. alrededor de el deferente de la
tierra con lo cual le podríamos ver de esta manera podríamos verla en
este cuarto en este cuarto en este cuarto en este en este o en este pero
nunca podríamos ver la llena porque para ver la llena tendría que estar
detrás para que desde la tierra la viéramos por completo como ocurre
aquí aquí la podemos ver llena porque desde la tierra la vemos totalmente
iluminada porque el sol era desde aquí entonces el descubrimiento de las
fases de venus con el telescopio y obviamente la correcta interpretación
de el saber leer las consecuencias del modelo copernicano y del modelo
tolemaico sirven para alzar el de todo lo mío es decir no dice que el
modelo de copérnico sea verdadero suma una de las posibles pruebas a su
favor pero lo que está claro es que falsa el modelo tolemaico por último
otro descubrimiento significativo de galileo fue el de las manchas solares
no fue el primero en observarlas pero sí fue el primero en darse cuenta de
lo que Se podía reducir de ellas. No averiguó lo que eran las manchas
solares, porque las manchas solares sabemos desde hace relativamente poco
que son erupciones de plasma solar en las que son emanaciones de una
energía inmensa y que tienen que ver con el funcionamiento del Sol como
una estrella de fusión nuclear. Pero lo que sí que se dio cuenta es que
no eran objetos que pasaban por delante del Sol, sino que estaban en la
superficie del Sol de la misma manera que las irregularidades de la Luna
estaban sobre la superficie de la Luna. Con lo cual, si las irregularidades
de la Luna nos estaban indicando que la Luna era corruptible, es decir,
estaba sujeta a cambio en contra del principio aristotélico de la
perfección del mundo supraluna, la misma conclusión se acaba del Sol. Si
esas manchas solares están en la superficie del Sol, es porque el Sol no
es tan perfecto como lo pintan, sino que está sujeto a cambio. Le están
pasando cosas al Sol. Entonces, observó el Sol con el telescopio, pero
claro, no lo observó de forma directa porque habría sido lo último que
hiciera, ¿vale? Se habría quedado ciego. Entonces, lo que hizo fue
proyectar sobre una superficie, ¿vale? Enfocó al Sol con el telescopio
y... El rayo de luz que salía del telescopio lo enfocaba sobre una
superficie que amplificaba lo que veía el telescopio. Lo observó durante
varios días de julio de 1612. Y estos son algunos de los dibujos que hizo
Galileo sobre la época. Dibujó perfectamente, además es que el tío
dibujaba bien, dibujó las superficies del sol con las manchitas leves,
manchitas más grandes, manchitas más pequeñas. Y muy importante, muy
importante, muy importante, comprobó que conforme cambiaban los días...
...las manchas cambiaban de sitio. Es decir, esto que es una foto del sol,
¿vale? Esto es un detalle de las manchas solares, fijaros, en relación a
la Tierra. Fijaros cómo son las manchas solares comparadas con la Tierra,
son más grandes. Entonces, Galileo, al hacer esta observación, no un día
sino varios, lo que estuvo viendo era que el sol giraba. Es decir, tenía
una rotación sincronizada. Solar. Al igual que él defendía que tenía
una rotación la Tierra, ¿vale? Pero el sol tenía una rotación que era
en un ángulo diferente del ángulo de la Tierra, ¿vale? ¿Por qué lo
sabe? Bueno, por la cuestión de la estrella polar. Yo, viendo cómo está
cambiando la posición, soy capaz de establecer cuál es el eje de
rotación y lo comparo con el eje de rotación terrestre, es decir, miro a
ver si apunta hacia la estrella polar o no. Y de esa manera se dio cuenta
que tiene un ángulo de inclinación diferente al de la Tierra. Entonces,
el Sol gira y el Sol gira en un ángulo distinto de la Tierra. Es decir, la
idea de que el Sol al girar está haciendo algo que hace que giren los
demás planetas, digamos que se refuerza un poco, al final no va a ser por
eso, pero se refuerza. El Sol está sujeto a cambio, el Sol está en el
centro, las órbitas son elípticas, hay una proporción entre
distancias... y tiempos de rotación entre todos los planetas, que es
universal, que tiene que ver con el propio astro alrededor del cual giran,
la velocidad en las estaciones, la velocidad de rotación, de rotación no,
de traslación de la Tierra va variando en función de la posición porque
las órbitas son elípticas. Las fases de Venus, la corruptibilidad del Sol
y de la Luna, los satélites de Júpiter, el uso de telescopios, el
descubrir... Elementos que dan un espaldarazo al modelo copernicano, a
partir de prácticamente la publicación de las obras tanto de Galileo como
de Kepler, prácticamente el modelo tolemaico desaparece. Esto es una
gráfica que nos dice el número de ejemplares vendidos. No sé en qué
unidad está, no creo que sean 30, será 3,0, será 3,000, me da igual la
escala. En 1470, 1490, 1510 va avanzando los modelos de Puerbach o las
variantes. ¿Vale? Las variantes publicadas por Sacrobosco con sus
pequeñas modificaciones aquellas que hacía de descentrar los elementos
terrestres. ¿Vale? Total, que en 1610 prácticamente no se vende nada. Y
fijaros, ya a partir de la mitad del siglo XX, de mitad del siglo XVII,
Ptolomea desaparece de la ciencia. ¿Vale? Pasa a ser considerado una
teoría superada y el modelo copernicano cobra esplendor y cobra
protagonismo. Todavía no está decidido si el modelo de Copérnico...
ajustado por Kepler y por las comprobas de Galileo, o el modelo de Tycho
Brahe, son el verdadero. Daros cuenta que si el modelo de Tycho Brahe,
recordad que es en el que todo es como en el de Copérnico, pero yo sujeto
a la Tierra, de manera que todo lo demás gira alrededor de la Tierra,
¿vale? Y a su vez alrededor del Sol, son indistinguibles en principio. Si
el modelo de Tycho Brahe, hago las órbitas elípticas también, en vez de
circulares, es tan exacto como pueda ser el de Copérnico. La cuestión es
cuál es el real. Cuál es el real se va a dirimir un poco más adelante,
¿vale? Va a depender de la posibilidad de demostrar si la Tierra gira
sobre sí misma o no. Y recordar que eso era algo que resulta difícil de
aceptar porque no nos parece que nos estemos moviendo. Va a ser el hecho de
que se empieza a comprender que hay elementos que aunque no parezca a
simple vista en realidad están, como las órbitas de los planetas, por
ejemplo, ¿vale? El hecho de que nos haga pensar que no porque no lo
percibamos no tiene que estar ocurriendo. Y eso va a ocurrir más adelante.
Va a ser también Galileo, aunque no se pueda certificar por completo hasta
bastante tiempo después, pero bueno, eso lo cuento también el próximo
día. Por último, Fijaros esta ilustración del frontispicio de una obra
de Giovanni Battista Riccoli, el Armagestum Nobum, es decir, el nuevo
Almagesto, el nuevo modelo del universo. En uno de los detalles de las
ilustraciones tenemos esta imagen de la justicia decidiendo si el modelo de
Copérnico, Sol en el centro, Mercurio, Venus, Tierra con la Luna, Marte,
Júpiter y Saturno, es el verdadero o lo es el de Tijobray. ¿Por qué?
Porque la Tierra en el centro, con la Luna girando a su alrededor, el Sol
girando a su alrededor y alrededor del Sol, Mercurio, Venus y Marte. Porque
lo que está claro es que el modelo de Ptolomeo, que está aquí abajo con
la Tierra en el centro, Mercurio, Venus, la Luna, tal y cual, está ya por
los suelos abandonado por todos los que... ...se consideraban científicos
en la época. Bueno, y con esto terminamos el tema. Hoy me he adelantado un
pelín, pero bueno, otros días me... Aquí tenemos, este es Ptolomeo, voy
a poner aquí Ptolomeo. Bueno, paro la grabación. Bueno, eso lo mantengo y
hago la introducción del próximo día. Ya en la clase del próximo día
empezaremos a ver el último de los temas, que también está dividido en
dos presentaciones, que nos llevará probablemente tres días de arlos
entre todos ellos, que es la renovación de la ciencia desde el punto de
vista de que es Galileo el que introduce en parte, aparte de otros, la
cuestión de la experimentación y cómo eso va a dar lugar aún en base a
otras cuestiones que acontecen en la época, como la aparición de la
imprenta, la facilidad de imprimirla, el hecho de ser el primer. Pero en un
descubrimiento va a empezar a transformar la historia natural, que es como
le llamaban en la antigüedad, a la ciencia moderna en ese transcurso del
siglo XVII. En el último apartado, que es el segundo de los PowerPoint que
nos faltan por ver, ya introduciremos a Newton como el que, digamos, que
cierra la transición, no sólo del conocimiento del universo, del modelo,
imaginado de Eudoxo Aristóteles Ptolomeo, del geocéntrico, al modelo
verdadero actual, sino el giro de la ciencia de algo especulativo a algo
demostrativo. Eso transcurre... Desde 1473 de la publicación de la obra de
Copérnico a la obra de Newton, un siglo y mucho después. Pero esas serán
las próximas dos clases.