Xeocentrismo

En astronomía, a teoría xeocéntrica (do grego γεοκεντρικό, geokentrikó, centrado na Terra) é aquela que coloca a Terra inmóbil no centro do universo, e os planetas, o Sol e estrelas virando ao seu redor. Esta crenza foi habitual na Grecia antiga e na China, e sobreviviu ata o comezo da idade moderna, a partir de finais do século XVI foi substituído gradualmente polo modelo heliocéntrico. Hoxe en día, a cosmoloxía xeocéntrica sobrevive como elemento literario na ciencia ficción.
A teoría foi formulada por Aristóteles no século IV e completada por Claudio Tolomeo o século II. Normalmente, os filósofos gregos e medievais combinaban o modelo xeocéntrico cunha Terra esférica, diferente ao modelo dunha Terra plana relacionado con outras mitoloxías. Críase tamén que o movemento dos planetas era circular e non o elíptico, unha visión que non se poría en dúbida na cultura occidental ata o século XVII. Grecia clásica
O modelo xeocéntrico formou parte da astronomía e filosofía gregas desde moi pronto, e aparece xa na filosofía presocrática; dous fenómenos, facilmente observábeis, parecía que daban apoio á idea de que a Terra era o centro do universo. O primeiro é que o Sol, as estrelas e os planetas parecen virar ao redor da Terra, os de máis ao norte de xeito continuo e os próximos ao Ecuador saíndo e póndose cada día. O segundo, a percepción habitual de que a Terra é sólida e estábel, e que non se move senón que permanece inmóbil.
O século -VI, Anaximandro de Mileto propuxo unha cosmoloxía na que a Terra se configuraba como un cilindro situado na parte superior do centro de todo. O Sol, a Lúa e os planetas eran buracos en rodas invisíbeis que rodeaban a Terra; a través dos buracos, os seres humanos podían ver o lume que se escondía detrás. Aproximadamente na mesma época, xa a partir da observación das eclipses, os pitagóricos deducen que a Terra era unha esfera, pero que non se atopaba no centro senón que se movía ao redor dun lume invisíbel. Máis adiante, estas dúas visións combináronse, xa partir do século -IV os gregos máis cultivados pensaban que a Terra era unha esfera no centro do universo.
O século -V, dous influentes filósofos gregos, Platón e o seu discípulo Aristóteles, realizaron escritos baseados no modelo xeocéntrico. Segundo Platón, a Terra era unha esfera, inmóbil no centro do universo, e as estrelas e planetas atopábanse ao seu ao redor en esferas ou círculos, seguindo a orde seguinte (de dentro cara a fóra): Lúa, Sol, Venus, Mercurio, Marte, Xúpiter, Saturno e estrelas fixas. No Mito de Er, parte d’A República, Platón describe o cosmos como o "Eixo da necesidade", servido polas Sereas e as tres Moiras. Eudoxo de Cnidos, que traballou con Platón, desenvolveu unha explicación menos mítica e máis matemática do movemento dos planetas, baseándose na afirmación de Platón que todos os fenómenos celestes poden explicarse cun movemento circular uniforme. Aristóteles profundou no sistema de Eudoxo: a Terra esférica está no centro do universo, e todos os corpos celestes están encaixados en 56 esferas concéntricas (o número é tan alto porque se necesitan varias esferas transparentes para cada planeta) que viran ao redor da Terra. A Lúa, ao atoparse na esfera máis interior, entra en contacto co reino da Terra e é contaminada, o que causa as manchas escuras e as fases lunares; así, non é perfecta como outros corpos celestes, que brillan con luz propia.
A crenza no modelo xeocéntrico fundamentábase en gran parte en varias observacións importantes. De entrada, se a Terra se movese realmente, debería ser posíbel observar o cambio de posición das estrelas fixas debido á paralaxe, é dicir, que as formas das constelacións deberían cambiar considerabelmente durante o ano, salvo que as estrelas se atopasen tan afastadas que o seu cambio de posición fose indetectábel. A paralaxe estelar non foi detectada ata o século XIX, xa que as estrelas efectivamente se atopan tan lonxe da Terra que o efecto é extremadamente pequeno, de maneira que os gregos se decantaron pola explicación máis sinxela: a Terra non se movía, e a falta de paralaxe foi considerada unha debilidade básica de calquera teoría non xeocéntrica.
Doutra banda, Venus mostra poucas variacións de brillo, e de aí deducíase que se atopaba sempre á mesma distancia da Terra, feito que se explica mellor cun modelo xeocéntrico que cun heliocéntrico, pero que en realidade se debe a que a perda de luminosidade producida polas súas fases queda compensada polo aumento do seu tamaño aparente debido á súa distancia variábel á Terra.
Outro apoio á teoría era a idea, exposta por Aristóteles, que o estado natural dos obxectos pesados, como é a Terra, é o repouso, e que para desprazarse hai algún tipo de forza. Algúns crían tamén que a rotación da Terra sobre o seueixo faría que a atmosfera, e os obxectos que se atopaban, como as nubes e os paxaros, quedarían atrás.
Con todo, un dos problemas principais dos modelos de Eudoxo e de Aristóteles, baseados en esferas concéntricas, era que non podían explicar os cambios no brillo dos planetas, causados pola súa distancia variábel. Sistema tolemaico
Aínda que os principios do xeocentrismo grego foron establecidos por Aristóteles, o seu sistema non se considerou como estándar, a diferenza do de Claudio Tolomeo, desenvolvido o século II. A súa principal obra astronómica, o Almaxesto, foi a culminación de séculos de traballo de astrónomos helénicos e babilonios, e, durante máis dun milenio, os astrónomos europeo s e os do islam aceptárona como modelo cosmolóxico correcto. É debido á súa influencia que o sistema tolemaico se identifica ás veces como sinónimo do modelo xeocéntrico.
Tolomeo afirmaba que a terra era o centro do universo, a partir da simple observación que, en todo momento, a metade das estrelas se atopaban sobre o horizonte e a outra metade por baixo del, e da crenza de que todas elas se atopaban á mesma distancia do centro do universo. Se a Terra estivese moi desprazada do centro, a división entre as estrelas visíbeis e non visíbeis non sería idéntica No sistema tolemaico, cada planeta é movido por cinco ou máis esferas; unha delas é o deferente, un círculo cuxo centro é un punto situado entre o ecuante e a Terra. Outra esfera é o epiciclo, ancorado no deferente, e en que o planeta está ancorado. O deferente xira ao redor da Terra, mentres que o epiciclo vira dentro do deferente, facendo que o planeta se mova máis lonxe ou máis preto da Terra en diferentes puntos da súa órbita, e ata poida retardarse, deterse e retroceder (movemento retrógrado). Os epiciclos de Venus e Mercurio están sempre centrados nunha liña entre a Terra e o Sol (con Mercurio máis preto da Terra), o que explica por que son sempre tan próximos no ceo.
A orde tolemaica das esferas, a partir da Terra, é a seguinte: Lúa
Mercurio
Venus
Sol
Marte
Xúpiter
Saturno
Estrelas fixas
O modelo deferente-epiciclo fora utilizado polos astrónomos gregos durante séculos, como tamén a idea do "excéntrico" (un deferente lixeiramente descentrado respecto da Terra). Na ilustración, o centro do deferente non é a Terra senón X, converténdoo en excéntrico. Desgraciadamente, o sistema dispoñíbel na época de Tolomeo non concorda completamente coas observacións, aínda que se consideraba unha mellora considerábel respecto ao sistema de Aristóteles. Ás veces, o tamaño dun bucle retrógrado dun planeta (especialmente o de Marte) era máis pequeno, e outras veces máis grande, e foi isto o que impulsou a idea dos ecuantes. O ecuante era un punto, próximo ao centro da órbita do planeta, desde o que a un observador lle parecería que o centro do epiciclo do planeta se movía sempre á mesma velocidade. Xa que logo, o planeta movíase realmente a velocidades diferentes cando o epiciclo estaba en puntos diferentes do seu diferente. Ao utilizar o ecuante, Tolomeo afirmaba manter o movemento uniforme e circular, pero a moitos non lles gustaba porque non crían na teoría do movemento circular uniforme de Platón. Finalmente, o sistema resultante que foi amplamente aceptado en Occidente foi un pouco manexábel para ollos modernos: cada planeta necesitaba un epiciclo que orbita a un deferente e desprazado a un ecuante diferente para cada planeta. Con todo, predicía diversos movementos celestes, incluíndo o comezo e final dos movementos retrógrada, con bastante exactitude para a época. Xeocentrismo e sistemas rivais
Non todos os gregos aceptaban o modelo xeocéntrico. Mencionouse xa o sistema pitagórico: algúns pitagóricos crían que a Terra era un de varios planetas que viran ao redor dun lume central. Hicetas e Ecfante de Siracusa, dous pitagóricos do século -V, e Heráclides Póntico do século -IV, crían que a Terra viraba sobre o seu eixo pero que ficaba o centro do universo; un sistema destas características pódese seguir considerando como xeocéntrico, e Jean Buridan reviviuno na idade media. Ás veces tamén se di que Heráclides Póntico afirmou que tanto Venus como Mercurio viraban ao redor do Sol e non da Terra, pero non hai probas claras. Marciano Capela colocou claramente Mercurio e Venus en epiciclos ao redor do Sol.
Aristarco de Samos foi o máis radical; escribiu unha obra, que non perdurou, sobre a heliocentrismo, dicindo que o Sol era o centro do universo mentres que a Terra e outros planetas orbitaban ao seu redor. Esta teoría non foi moi popular e só se coñece un seguidor, Seleuco de Seleucia.
Sistema Maragha
A revolución Maragha fai referencia á revolución da escola de Maragheh (actual Irán) contra a astronomía tolemaica. A escola de Maragha era unha tradición astronómica iniciada no observatorio de Maragheh e continuada polos astrónomos de Damasco e Samarcanda. Como os seus antecesores andalusís, os astrónomos Maragha intentaron solucionar o problema dos ecuantes e desenvolver configuracións alternativas ao modelo tolemaico, e tiveron máis éxito que aqueles en crear configuracións non tolemaicas que eliminaban a ecuante e o excéntrico, foron máis exactos na predición numérica de posicións planetarias e achegarse máis ás observacións empíricas. Algúns dos astrónomos Maragha máis importantes foron Mo'ayyeduddin Urdi (morto o 1266), Nasīr al-Dīn al-Tūsī (1201-1274), 'Umar al-Katibi al-Qazwini (morto o 1277), Qutb al-Din al-Shirazi (1236-1311), Sadr al-Sharia al-Bukhari (morto sobre o 1347), Ibn al-Shatir (1304-1375), Ali al-Qushji (morto sobre o 1474), al-Birjandi (morto o 1525) e Shams al-Din al-Khafri (morto o 1550).
Ibn Al-Shatin, o astrónomo damasquí (1304-1375), escribiu unha importante obra de título Kitab Nihayat al-Sul fi Tashih al-Usul ("Unha investigación definitiva en canto á rectificación da teoría planetaria") sobre unha teoría que se desviaba considerabelmente do sistema tolemaico coñecido na época. No seu libro Ibn al-Shatin, an arab astronomer of the fourteenth century ( "Ibn al-Shatin, un astrónomo árabe do século XIV"), E. S. Kennedy escribiu: "o que é máis interesante, con todo, é que a teoría lunar de Ibn al-Shatin, salvo diferenzas triviais nos parámetros, é idéntica á de Copérnico (1473-1543)". O descubrimento de que os modelos de Ibn al-Shatin son matematicamente idénticos aos de Copérnico expuña o interesante tema dunha posíbel transmisión destes modelos en Europa.
Sistema copernicano
En 1543, o sistema xeocéntrico enfrontouse co seu primeiro competidor serio coa publicación de De revolutionibus orbium coelestium, de Nicolás Copérnico, en que se postulaba que a Terra e os outros planetas viraban ao redor do Sol. O sistema xeocéntrico, con todo, aínda estivo en vigor durante moitos anos, xa que, na época, o sistema copernicano non ofrecía predicións mellores que as do xeocentrismo, e expuña problemas tanto na filosofía natural como ás escrituras.
Coa invención do telescopio en 1609, as observacións realizadas principalmente por Galileo Galilei, como a que Xúpiter ten lúas, puxeron en dúbida algúns dos principios do xeocentrismo, aínda que non representaban unha ameaza seria. En decembro de 1610, Galileo observou co seu telescopio que, do mesmo xeito que a Lúa, Venus mostraba todas as fases. Esta característica era incompatíbel co sistema tolemaico, pero era unha consecuencia natural do sistema heliocéntrico.
Tolomeo situara o deferente e o epiciclo de Venus completamente na esfera do Sol (entre o Sol e Mercurio), pero isto era totalmente arbitrario; tamén podía intercambiar os dous planetas póndoos alén do Sol, ou facer calquera outra combinación mentres se atopasen sempre preto dunha liña entre a Terra e o Sol. Neste caso, se o Sol é a orixe de toda a luz, e seguindo o sistema tolemaico: Se Venus está entre a Terra e o Sol, a fase de Venus debe ser sempre crecente (menos do 50% iluminado) ou nova.
Se Venus está máis aló do Sol, a fase de Venus debe ser sempre minguante (máis do 50% iluminado) ou chea. Galileo, con todo, viu Venus primeiro pequeno e en fase chea, e logo grande e en fase crecente; os astrónomos da época consideraron que, se estas observacións se confirmaban, isto sería totalmente incompatíbel coa cosmoloxía tolemaica. Como resultado, a competición de décadas posteriores entre cosmoloxías astronómicas centrouse en variacións do sistema de Tycho Brahe (no que a Terra segue no centro do universo, e o Sol e a Lúa viran ao seu redor, pero o resto dos planetas orbitan ao redor do Sol nun gran conxunto de epiciclos), ou en variacións do sistema copernicano. Gravitación
Johannes Kepler, logo de analizar as observacións de Tycho Brahe, construíu as súas tres leis o 1609 e 1619, baseándose nunha visión heliocéntrica onde os planetas se moven en traxectorias elípticas. Utilizando estas leis, foi o primeiro astrónomo que predixo correctamente un tránsito de Venus (o do ano 1631).
En 1687, Isaac Newton desenvolveu a súa lei da gravitación universal, que introduciu a gravidade como a forza que mantén tanto a Terra como os planetas movéndose no ceo e evita que a atmosfera se escape ao espazo, o que posibilitou que os científicos construísen rapidamente un modelo heliocéntrico plausíbel para o Sistema Solar.
En 1838, o astrónomo Friedrich Wilhelm Bessel mediu correctamente a paralaxe da estrela 61 Cygnes, refutado así a afirmación de Tolomeo que a paralaxe non existía.
Un marco xeocéntrico é útil para moitas actividades cotiás e a maioría de experimentos de laboratorio, pero non é tan acertado utilizalo para mecánica do sistema solar e viaxes espaciais, en que é máis útil utilizar un heliocéntrico. En cambio, a astronomía galáctica e extragaláctica simplifícase se o Sol non se considera nin inmóbil nin o centro do universo, senón virando ao redor do centro da nosa galaxia. Xeocentrismo actual
Algúns seguidores de determinadas relixións interpretan as escrituras sacras literalmente, e afirman que a Terra é o centro físico do universo. Isto fai necesario que sexa o Sol o que vire ao redor da Terra, e non ao contrario, porque se a Terra se movese non podería ser continuamente o centro do universo, o que se coñece como xeocentrismo moderno. Os astrólogos, independentemente de que crean ou non no xeocentrismo como principio, seguen utilizándoo tamén nos seus cálculos.
A asociación contemporánea Association for biblical Astronomy, dirixida polo físico Dr. Gerhardus Bouwer, sostén unha versión modificada do modelo de Tycho Brahe, que chaman "xeocentricidade", pero a maioría dos grupos relixiosos da actualidade aceptan o modelo heliocéntrico. Nun estudo, o Dr. Jon D. Miller da Northwestern University, (Chicago, Illinois), experto no nivel de comprensión da ciencia e a tecnoloxía do público en xeral, descubriu que, hoxe en día, un 20% dos americanos cre que o Sol vira ao redor da Terra.
Planetarios
O modelo xeocéntrico (tolemaico) do sistema solar segue sendo de interese para os fabricantes de planetarios, xa que, por razóns técnicas, o movemento de tipo tolemaico ten algunhas vantaxes sobre o copernicano en canto aos aparellos que xeran a luz dos planetas. O esfera celeste, utilizada en educación, e ás veces en navegación, tamén se basea nun sistema xeocéntrico. Ciencia ficción
A ciencia ficción de historia alternativa produciu unha certa cantidade de literatura interesante baseándose na idea de que Terras e universos alternativos poderían ter leis físicas e cosmolóxicas que son en esencia tolemaicas e aristotélicas. Esta subcategoría iniciouse co relato Sail On! Sail On! (1952), de Philip José Farmer, no que Colón ten acceso á tecnoloxía de radio e navega máis aló do final da Terra (plana), en contas de descubrir as Américas, no seu universo xeocéntrico alternativo de 1492.
Celestial Matters (1996), de Richard Garfinkle, desenvólvese nun cosmos xeocéntrico máis elaborado, no que a Terra está dividida por dúas faccións en loita que poden voar dentro dun universo alternativo baseado na astronomía tolemaica, a física aristotélica e o pensamento daoista. Desgraciadamente, as dúas superpotencias levan loitando mil anos nunha guerra, desde os tempos de Alexandre Magno.