Lección 6

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UBA XXI - IPC – 1º Cuatrimestre de 2018 
Natalia Buacar y Mariela Rubín 
Lección N.º 6: La revolución copernicana 
1. Introducción
En lo que sigue vamos a estudiar otro de los grandes hitos en la historia de 
la ciencia. Se trata del cambio operado desde una concepción geocéntrica del 
universo hacia una heliocéntrica. Este cambio suele referirse con la expresión 
revolución copernicana, pues se considera que la publicación en 1543 de la 
obra De revolutionibus orbium coelestium (Sobre las revoluciones de los orbes 
celestes) escrita por el astrónomo Nicolás Copérnico desempeñó un papel 
crucial en este proceso de transformación que tuvo enorme impacto no solo en 
la astronomía y en la ciencia en general, sino también –y más aún– en ciertas 
creencias arraigadas respecto del universo y de nuestro lugar en él. Tal como 
veremos, Copérnico propone allí un sistema astronómico que, rompiendo con 
la tradición anterior, abandona la idea de una Tierra en reposo para dotarla de 
movimiento y desplazarla así del lugar central que hasta entonces había 
ocupado. 
Existen innumerables discusiones sobre cómo ha de abordarse la historia 
de la ciencia; la categoría misma de “revolución” supone un posicionamiento y 
resulta controversial. Estas cuestiones serán problematizadas en las lecciones 
9 y 10, donde ofreceremos distintos modos de conceptualizar los cambios 
presentados en esta lección y en las anteriores. Sin embargo, dos aclaraciones 
resultan pertinentes en relación con el modo de nombrar el cambio operado en 
la astronomía.1 Por un lado, es necesario hacer notar que la revolución que 
tuvo lugar en el seno de la astronomía no recayó únicamente en la labor de 
Copérnico; muy por el contrario: se requirió de los aportes de muchos 
pensadores y, cada vez más, de su trabajo colectivo para la consolidación de 
esta revolución. Podríamos tal vez afirmar que la obra de Copérnico funciona 
como disparadora de dicha revolución. Por otro lado, y en relación con esto 
último, es necesario matizar la ruptura que supone la obra de Copérnico en 
relación con las ideas imperantes. Veremos que lo expuesto en su obra tiene 
claros antecedentes, y más aún: no resulta del todo claro –como suelen 
advertir las historiadoras e historiadores de la ciencia– que Copérnico haya 
sido un auténtico revolucionario, pues en muchos aspectos su obra conserva 
una marcada continuidad con cierta cosmovisión imperante. 
Con esta presentación concluimos el abordaje de algunas de las 
transformaciones que se han dado a lo largo de la historia de la ciencia; desde 
ya que hay otras tantas que podríamos tematizar tan importantes e 
interesantes como las estudiadas.2 El motivo por el cual nos hemos detenido 
en su presentación es que –como señalamos en la introducción a la materia– 
vamos a proponer aquí un tipo de reflexión de carácter epistemológico: vamos 
a pensar la ciencia. Si este es el caso, resulta indispensable tener presentes 
1Advertencias similares se aplican a la revolución darwiniana estudiada en la lección 7. 
2 Para una presentación sucinta de algunas de ellas, puede verse Bowler (2007); para 
otra aún más sucinta, Moledo (2005). 
Natalia Buacar y Mariela Rubín 2 
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las complejidades, la riqueza y las implicancias de aquello que será objeto de 
nuestra reflexión. 
Para entender acabadamente en qué consistió la revolución inspirada por 
Copérnico, debemos conocer cómo era concebido hasta entonces el cosmos, 
cuál era el lugar que se le asignaba a la Tierra y cómo se entendía su relación 
con los cielos. Solo entonces podremos comprender las consecuencias que 
tuvo para la ciencia de la época –pero por sobre todo, para la cosmovisión del 
momento– el haber dotado de movimiento a la Tierra. 
2. La cosmología aristotélica
Al incursionar en la historia de la astronomía y de la física, nuevamente nos 
topamos con Aristóteles, a quien ya mencionamos en la lección 5 a propósito 
de su importancia en el desarrollo de la ciencia demostrativa.3 En el ámbito de 
la física y de la astronomía, Aristóteles resultó ser una figura decisiva, pues 
delineó una cosmología (un sistema de creencias sobre la estructura del 
universo) que se mantendría en pie por más de dos mil años. En lo que sigue 
solo podremos dar una imagen esquemática de esta cosmología, pero ella 
bastará para comprender la magnitud del cambio que representó la propuesta 
de una Tierra en movimiento. 
De acuerdo con la cosmología aristotélica –que retoma una tesis ya 
presente en el mundo griego–, la Tierra y todo lo que en ella se encontraba 
estaba compuesto de cuatro elementos: tierra, aire, fuego y agua.4 De acuerdo 
con la proporción de los elementos que los constituían, los cuerpos podían ser 
distinguidos entre pesados y ligeros (o leves). La tierra era naturalmente 
pesada; el fuego, naturalmente leve; y el agua y el aire eran intermedios. El 
movimiento de los cuerpos quedaba determinado en función de si eran de uno 
u otro tipo.
Aristóteles distinguió dos clases de movimientos: uno natural y otro 
forzado. El movimiento natural de los cuerpos terrestres es rectilíneo; la 
dirección del movimiento varía de acuerdo a si se trata de un cuerpo pesado o 
leve. Los cuerpos pesados se moverían hacia abajo; los cuerpos leves 
–aquellos compuestos de fuego o aire– se moverían hacia arriba. Una piedra,
por ejemplo, compuesta predominantemente de tierra: si se la dejara caer, su
movimiento sería rectilíneo y hacia abajo; el humo, en cambio, tendría un
movimiento natural rectilíneo y hacia arriba. Los movimientos eran, entonces,
rectilíneos y ascendentes o descendentes: el centro de la Tierra inmóvil proveía
una referencia para ese arriba y abajo. Desde ya que podemos tirar una piedra
hacia arriba, y esta podría incluso describir una curva en su recorrido, pero este
movimiento sería forzado: llegado a cierto punto, la piedra recuperará su
movimiento natural y caerá en línea recta. Los movimientos forzados son
aquellos en donde un agente externo actúa sobre el objeto, en este caso, la
mano que lanza la piedra. La física aristotélica ofrecía precisiones adicionales;
3 También cabría mencionar su aporte en el ámbito de la biología, tan relevante que 
muchos lo consideran el padre fundador de la biología. 
4 El filósofo y poeta Empédocles (s. V a. C.) es sin duda un antecedente de esta teoría. 
Natalia Buacar y Mariela Rubín 3 
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entre ellas, que el tiempo que los cuerpos empleaban en caer era inversamente 
proporcional a su peso. Así, si se dejaban caer en el mismo medio dos objetos, 
uno con el doble de peso que el otro, el más pesado llegaría al suelo en la 
mitad de tiempo que el menos pesado.5 
El universo no se reducía a la Tierra inmóvil; ella era el centro de algo más 
vasto. El universo estaba constituido por una región terrestre conformada por la 
Tierra y sus vecindades, denominada región sublunar, y por una región celeste 
o supralunar, en donde habitaban el Sol, la Luna, el resto de los planetas y
finalmente las estrellas. Las estrellas se ubicaban en una esfera que las
contenía y que ponía un límite al universo. Más allá de la esfera de las estrellas
no había nada, ni espacio, ni materia, ni vacío. El universo era único, finito y
pleno, es decir, todo estaba ocupado con materia.
En la región celeste, todos los cuerpos tenían forma esférica –aquella 
forma perfecta de acuerdo con el parecer griego–. Estos cuerpos ya no 
estaban compuestos de los cuatro elementos anteriores, sino de uno único: el 
éter. El éter era la sustancia cristalina apropiada para aquella forma perfecta, 
que por ser perfecta se la entendía como incorruptible. En la cosmología 
aristotélica hay una diferencia inmensa que separa la Tierra de los cielos: en la 
Tierra vemos nacimiento, corrupción, muerte, transformación, cambio, distintos 
tipos de movimientos; en la región supralunar, nohay generación ni corrupción; 
allí solo hay un movimiento que se corresponde con las esferas perfectas que 
son los astros: estos solo están sujetos a un movimiento natural eterno, circular 
y uniforme.6 En este punto Aristóteles adopta ideales impuestos por su maestro 
Platón y que tuvieron un enorme impacto en la astronomía posterior: los 
movimientos de los cuerpos celestes deberían resultar de la composición de 
movimientos circulares y uniformes. Podríamos presuponer, entonces, que 
bastaba con ubicar la Tierra en el centro y hacer girar, en algún orden, el Sol, la 
Luna y los demás planetas y las estrellas para dar cuenta de sus posiciones a 
lo largo del tiempo. Sin embargo, la cuestión resultó ser muchísimo más 
compleja, dado que las observaciones que realizaban los antiguos astrónomos 
no se ajustaban a este esquema. Veamos, entonces, con cuáles observaciones 
se enfrentó la astronomía de la época, para luego delinear la astronomía que 
adopta Aristóteles, compatible tanto con sus convicciones cosmológicas como 
con esas observaciones. 
Ejercicio 1 
En Noticias del planeta tierra, Guillermo Boido destaca que los pueblos 
egipcios desarrollaron complejas cosmologías. Asimismo, hace más de 4000 
años los sacerdotes babilónicos habían ordenado la confección de tablas 
astronómicas en las que se registraba la posición del Sol, los planetas y la 
Luna con respecto a las estrellas a lo largo del tiempo. Sin embargo, advierte el 
autor: 
 “No hay registros documentales de que los babilonios dispusieran de una teoría 
astronómica, esto es, de una serie de suposiciones acerca de las posiciones 
5 Aristóteles ya había previsto que el medio en que el objeto se desplazara imprimiría 
resistencia a su movimiento. 
6 Que sea uniforme quiere decir que la velocidad se mantiene constante, esto es, que 
a iguales intervalos de tiempo, la distancia recorrida por el cuerpo es la misma. 
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Natalia Buacar y Mariela Rubín 4 
relativas de la Tierra, el Sol, la Luna, los planetas y las estrellas, y de sus 
movimientos relativos, capaces de explicar y predecir los fenómenos que 
acontecen en el cielo. No formularon en esos términos sus preguntas sobre el 
cosmos. Bastó para las necesidades inmediatas de aquellos pueblos la 
constatación de regularidades empíricas y la capacidad predictiva de estas. La 
exigencia de ofrecer modelos y explicaciones teóricas fue patrimonio de una 
cultura posterior: la de los griegos del primer milenio anterior a Cristo” (Boido, 
1998, p. 22). 
Teniendo en cuenta lo anterior, responda a las siguientes preguntas: 
a. ¿Qué tipos de problemas prácticos le parece que podía contribuir a
resolver la astronomía?
b. Nos encontramos con el paso de un conocimiento práctico que deviene, en
manos de los griegos, en conocimiento teórico. ¿Encuentra algún parecido
con alguno de los sucesos de la historia de la ciencia que hemos
estudiado?
Ejercicio 2 
Como vimos, de acuerdo con Aristóteles el tiempo empleado por un cuerpo al 
caer es inversamente proporcional a su peso. De modo que si se dejan caer 
dos cuerpos donde uno redoble el peso del otro, el de mayor peso tardará la 
mitad del tiempo en impactar contra el piso. Le sugerimos que realice el 
experimento. ¿Qué ocurrió?, ¿se cumplió lo previsto por Aristóteles? 
Ejercicio 3* 
Suele decirse que la física aristotélica es apropiada para un universo finito y 
con una tierra estacionaria. 
a. ¿Qué problemas conllevaría un universo infinito a la hora de pensar los
movimientos en la Tierra?
b. ¿Qué problemas podría conllevar poner a la Tierra en movimiento?
3. Los cuerpos celestes y los movimientos observados
¿Qué veían los griegos al elevar sus ojos al cielo? Para responder a esta 
pregunta, bastaría elevar la vista al cielo en una noche estrellada, 
preferentemente ubicados en las lejanías de un centro urbano. Hay ciertos 
lugares que poseen óptimas condiciones de visibilidad: aquellos con mayor 
cantidad de días despejados y con menor grado de contaminación lumínica y 
de polución atmosférica. Tal como lo revelaron estudios recientes, la provincia 
de Salta podría ser una buena candidata para la realización de observaciones 
astronómicas. Podríamos situarnos allí en una noche despejada de luna nueva, 
sin telescopio alguno y disfrutar de un cielo poblado de estrellas. Ahora bien, el 
panorama a ojo desnudo no difiere mucho de aquel que observaban nuestros 
ancestros, pues aunque veinticinco siglos sean mucho para nosotros, son 
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insignificantes en la vida de una estrella, cuya vida media es de miles de 
millones de años.7 
Hay otro viaje que deberemos hacer si queremos entender qué observaban 
los griegos; deberemos irnos aún más lejos, porque como veremos luego, 
aquello que observamos en el cielo depende de la latitud en que nos 
ubiquemos. En pocas palabras, el cielo de Salta no es el cielo de Grecia. De 
modo que vayamos a Grecia y busquemos un lugar con buena visibilidad. 
¿Qué veremos? Durante el día, veremos el sol en movimiento; durante la 
noche veremos muchas luces, brillando con distinta intensidad; y veremos 
movimiento. Los griegos observaban algunos astros que se movían más o 
menos regularmente; algunos de sus movimientos no eran perceptibles en un 
mismo día, pero si se repetían las observaciones en días sucesivos y se 
registraban, sí podía apreciarse el cambio de lugar. 
En lo que sigue detallaremos algunas de estas observaciones. Seguiremos 
para ello la estrategia adoptada por Thomas Kuhn en La revolución 
copernicana de presentar las observaciones de las que debían dar cuenta tanto 
las teorías astronómicas precopernicanas como copernicanas. Para luego 
presentar el modo en que cada una de esos sistemas teóricos las explica. Tal 
como advertiremos, la astronomía anterior a de Copérnico tenía de su lado el 
sentido común, y aún hoy resulta difícil compatibilizar aquello que aprendemos 
en cualquier curso escolar con aquello que “vemos” cuando alzamos la vista a 
los cielos; de hecho todavía decimos “el Sol salió” o “se ha puesto el Sol”, 
aunque sabemos que esa presunta trayectoria del Sol es un efecto del 
movimiento terrestre. Por esa razón suele hablarse de movimientos aparentes. 
A estos movimientos de los astros nos referiremos en lo que sigue, aquello que 
parece ocurrir al ojo desnudo que contempla los cielos. 
i. Las estrellas
Para un observador terrestre las estrellas se mueven diariamente de modo 
regular. A diferencia de lo que ocurre con los planetas, las estrellas se mueven 
manteniendo sus posiciones relativas. Sin embargo, la cantidad millonaria de 
estrellas que puede observarse desde la Tierra hace difícil su reconocimiento y 
observación. Desde épocas muy tempranas las distintas civilizaciones han 
reunido estas estrellas en grupos denominados constelaciones, y precisamente 
esto es posible porque las estrellas se mueven al unísono, manteniéndose a la 
misma distancia las unas de las otras. De modo que las constelaciones no son 
más que agrupamientos de estrellas que desde milenios atrás las distintas 
civilizaciones unieron entre sí proyectando líneas imaginarias entre unas y 
otras, a la manera de los juegos infantiles en donde se unen puntos numerados 
para formar una figura. Desde ya, las distintas civilizaciones las reunieron de 
modo diferente, asignándoles nombres en relación con imágenes familiares 
7 Hay algo aún más interesante: las estrellas se encuentran a distancias tan lejanas 
que su luz tarda en llegar a la Tierra. Así, por ejemplo, la estrella Alfa Centauri, que es 
la más cercana, está a unos 4,25 años luz; esto quiere decir que si hoy, por algún 
motivo, esa estrella explotara, no lo notaríamos sino hasta dentro de 4,25 años. Por el 
lado opuesto, la estrella más lejana que podemos observar a simple vista está a casi 
3000 años luz; eso significa que cuando laobservamos, la luz que vemos comenzó su 
viaje hacia aquí antes de que los astrónomos griegos registraran sus observaciones. 
Natalia Buacar y Mariela Rubín 6 
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para quienes las agrupaban. En el caso de los griegos: Orión, la Osa Mayor, la 
Osa Menor, Sirio, etcétera. 
La constelación de Orión8 
Así, las estrellas están en perpetuo movimiento pero siempre manteniendo 
su posición relativa unas con otras; de modo que las constelaciones parecen 
desplazarse manteniendo su forma y a la misma distancia de las demás 
constelaciones. Esta circunstancia las volvía sumamente útiles para la 
orientación. Dado que mantienen sus posiciones relativas, es posible 
determinar sus localizaciones sobre un mapa de los cielos o mapa estelar. Las 
cartas celestes servían, así, para establecer las posiciones de los cometas y 
otros cuerpos celestes, como los planetas. 
Todas las estrellas se mueven diariamente en dirección oeste.9 Sin 
embargo, se observan diferencias: por ejemplo, hay una de ellas, llamada 
estrella polar, que parece inmóvil;10 y una observadora u observador terrestre 
tendrá la impresión de que todas las estrellas se mueven alrededor de ella. 
Además, ninguna estrella recorre el círculo completo durante la noche; sin 
embargo, si en una noche despejada un observador pudiera seguir los 
movimientos de alguna de las estrellas próximas al polo norte desde que el Sol 
se pone hasta que sale, vería que recorre aproximadamente una 
semicircunferencia; y si se observara a la noche siguiente, la encontraría en el 
8 Esta imagen fue extraída de: 
https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Orion_constellation_Hevelius.jpg 
9 Las estrellas suelen recorrer los círculos diarios a una velocidad de 15º por hora y 
tardan 23 horas y 56 segundos en recorrer el círculo completo. 
10 En realidad se mueve, pero muy poco, pues está a 1º del verdadero punto inmóvil 
que es el polo norte celeste. El movimiento de los cuerpos celestes, al ser registrado 
desde la Tierra, describe un círculo sobre el cielo; por esta razón el movimiento se 
describe en grados por hora y no en kilómetros por hora. 
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mismo lugar en el que estaba la noche anterior, como si hubiese seguido 
moviéndose a lo largo del día a pesar de no ser visible. De hecho, desde la 
antigüedad se ha admitido que las estrellas se desplazan de día y de noche, 
pero por el resplandor del Sol es imposible verlas durante el día. 
Cabe la advertencia de que no todas las estrellas pueden ser vistas 
simultáneamente, pues no todas se encuentran sobre el horizonte al mismo 
tiempo. Aproximadamente las dos quintas partes se encuentra bajo el horizonte 
en cualquier momento de la noche. Cuáles sean las estrellas visibles depende 
de la fecha, la hora y la latitud.11 
Las estrellas y el plano de horizonte. Un observador ubicado en el punto A puede ver 
solo las estrellas que se encuentren por encima de su plano de horizonte (aquel que 
está rayado en la imagen).12 
ii. Los planetas
La palabra “planeta” proviene del griego πλανήτης y quiere decir “errante”.
Ya los astrónomos de la antigüedad habían observado que mientras las 
estrellas mantenían fijas sus posiciones relativas, los planetas erraban o 
vagabundeaban entre ellas. Como veremos, el conjunto de planetas irá 
cambiando a la largo de la historia; tal vez el caso más notable sea el de la 
Tierra, que al perder su estatus privilegiado, ingresará a este grupo no tan 
selecto. Para el siglo V antes de Cristo, y por mucho tiempo después, los 
planetas eran siete: Luna, Sol, Mercurio, Venus, Marte, Júpiter, Saturno. 
11 Si estamos en el hemisferio norte, cuanto más cerca del polo se encuentre una 
estrella, mayor será la porción de su recorrido que podremos observar; y cuanto más 
lejana del polo esté, menor será el recorrido observado. Cuando las estrellas se 
encuentran a menos de 45º del polo, no pueden descender por debajo del horizonte, 
por lo que su movimiento puede reconocerse fácilmente como circular. A su vez, esto 
implica que siempre serán visibles para el espectador; mejor dicho: siempre que sea 
de noche. Aquellas estrellas más alejadas del polo norte celeste solo serán visibles 
durante una parte del recorrido y dará la impresión de que salen y se ponen. 
12	Ese plano de horizonte es tangente a la Tierra en el punto de observación A.	
A
Plano	del	horizonte	
Natalia Buacar y Mariela Rubín 8 
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Los planetas no se comportan como las estrellas, pues además de un 
movimiento diario semejante al de las estrellas hacia el oeste, ellos exhiben 
otro movimiento más lento en dirección este. Consideremos el caso del Sol, 
uno de esos planetas, que desde siempre ha tenido un lugar preponderante. 
En cierto sentido el Sol se comporta como una estrella más, desplazándose 
diariamente desde el este hacia el oeste. Sin embargo, si bien cada día el Sol 
se parece a una estrella, no se parece a la misma estrella todos los días. Si se 
registran diariamente sus movimientos, el Sol parece salir por el este y ponerse 
por el oeste; ahora bien, no siempre se pone por el mismo lugar. Si usamos el 
mapa estelar como punto de referencia, vemos que las estrellas salen cuando 
se pone el Sol y podemos usar esto para establecer cuál es la posición del Sol 
en el momento en que se pone, localizando en el mapa celeste qué estrella se 
encontraba en esa posición cuando el Sol se puso. Si se registra esto durante 
varios días consecutivos, se observará un leve desplazamiento hacia el este13. 
Si marcamos sobre el plano celeste las posiciones del Sol día tras día en el 
momento de ponerse y unimos esos puntos, obtenemos una curva que se 
cierra sobre sí al cabo de un año; esa curva se denomina eclíptica. 
La eclíptica no es más que el camino que vemos recorrer al Sol a lo largo 
de un año. El Sol se desplaza diariamente hacia el este a lo largo de la 
eclíptica y tarda un año en recorrerla y volver a aparecer en el mismo lugar del 
mapa estelar. Por lo tanto, el Sol sale y se pone diariamente como una estrella 
que se encontrará sobre un determinado punto de la eclíptica, a la vez que se 
desplaza por la eclíptica. El movimiento aparente del Sol es una combinación 
del movimiento diario hacia el oeste acompañando a las estrellas y en 
simultáneo un lento movimiento hacia el este a lo largo de la eclíptica a través 
de las estrellas. 
Además, el Sol presenta una nueva particularidad, que ya había sido 
detectada por los egipcios y babilonios14. Si bien el Sol siempre sale en algún 
punto del oeste y se pone en algún punto del este, el punto exacto y la 
duración de las horas luz del día varían dependiendo de las estaciones. 
Solemos observar que en verano los días duran más; por otra parte, también 
es común advertir que en esta época el Sol parece estar “más alto”, el arco 
descrito por su recorrido es más amplio, y ya Hiparco15 había observado que 
no parece moverse a velocidad constante. Efectivamente, en ciertos momentos 
del año (verano) el Sol sale por un punto más al norte y los días duran más; en 
13 Este desplazamiento es de 1º diario. 
14 Estos pueblos hicieron observaciones sistemáticas y en ellas basaron su reloj y su 
calendario. 
15 Hiparco fue un astrónomo del siglo II a. C. 
Plano	ecuatorial	
Eclíptica	
Natalia Buacar y Mariela Rubín 9 
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otros, sale más hacia el sur y los días duran menos (invierno). Tanto en 
primavera como en otoño, el Sol sale por el este exacto y se pone por el oeste 
exacto, y día y noche tienen exacta duración.16 En la siguiente imagen 
podemos observar la trayectoria del Sol en diferentes momentos del año. 
El resto de los planetas, como el Sol, se desplazan diariamente hacia el 
oeste acompañando a las estrellas, a la vez que se desplazan lentamente 
hacia el este a través de ellas. Durante este desplazamiento a travésde las 
estrellas, los planetas no se alejan demasiado de la eclíptica.17 Cada planeta 
demora un tiempo diferente en completar el recorrido a lo largo de la eclíptica. 
La Luna demora entre 27 y 28 días; Mercurio y Venus, aproximadamente un 
año; Marte, 687 días; Júpiter, 12 años; y Saturno, 29. 
Ahora bien, es necesario mencionar dos fenómenos adicionales. En primer 
lugar, como todos sabemos, no observamos el disco de la Luna todas las 
noches; la Luna presenta fases, conocidas como Luna nueva, creciente, llena y 
menguante. Por otra parte, Mercurio y Venus nunca se alejan demasiado del 
Sol, mientras que Marte, Júpiter y Saturno sí lo hacen: a veces se los 
encuentra cerca del Sol y otras, en el lado opuesto a él.18 
Un último punto que resultó decisivo en la historia de la astronomía. Los 
cinco planetas recién mencionados muestran un movimiento sorprendente, 
pues no se mueven siempre en dirección este ni con la misma velocidad 
aparente, sino que tras avanzar hacia el este parecen detenerse, retroceder 
lentamente hacia el oeste, para nuevamente detenerse hasta que finalmente 
retoman su rumbo. Al movimiento hacia el este se lo denomina movimiento 
directo, y aquel de retroceso con dirección oeste es llamado movimiento 
retrógrado. Cuando los planetas retrogradan, aumentan su brillo y el tamaño de 
su disco. 
16 Recordemos que en nuestro experimento mental estamos situados en el hemisferio 
norte, de modo que el punto en que el Sol alcance su punto más al norte en verano 
corresponde con el mes de junio y no con el de diciembre, como ocurre en el 
hemisferio sur. 
17 De hecho, rara vez se alejan de la banda del zodíaco, zona imaginaria de la eclíptica 
que se extiende a cada lado unos 8º. 
18 Este fenómeno suele ser conceptualizado como una diferencia en los respectivos 
ángulos de elongación. 
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Retrogradación de Marte observada en el hemisferio norte por la NASA entre 
2013 y 201419 
Para pensar… 
Vemos que al retrogradar, aumenta la intensidad del brillo y el tamaño del disco 
de los planetas. Ahora bien, ¿a qué podría deberse esto? ¿Qué explicación 
podría proponer? 
La respuesta más natural parece ser que ello ocurre porque el planeta está 
más cerca de la Tierra. Ambos fenómenos fueron interpretados desde la 
antigüedad como una disminución de la distancia entre los planetas y el 
observador. 
Ejercicio 4 
Cualquiera que haya intentado observar las constelaciones sabe que no son 
fáciles de hallar y que no resulta nada sencillo identificar las figuras que 
supuestamente allí se configuran. Cada cultura ha visto cosas diferentes aun 
en el mismo grupo de estrellas. Cada una ha conectado de forma diversa esos 
grupos conformando así figuras diferentes. En la actualidad se retoman 
algunos de los agrupamientos ancestrales, pero otros se modifican. Vea la 
siguiente imagen y determine si puede reconocer alguna figura. ¿Cuál? 
19 Imagen extríada de http://apod.nasa.gov/apod/ap141028.html 
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4. Astronomías precopernicanas I: El sistema aristotélico
Veamos, entonces, cómo se podía dar cuenta de esta variedad de movimientos 
dentro de la cosmología aristotélica. La cosmología aristotélica retomaba un 
esquema general que suele denominarse universo de las dos esferas, que 
consistía en pensar que había dos esferas: una esfera central fija que 
correspondía a la Tierra inmóvil y que se encontraba en el centro geométrico 
de una esfera periférica en rotación, que llevaba consigo todas las estrellas a la 
manera de tachuelas clavadas sobre la superficie interior de la esfera. El Sol, la 
Luna y los planetas se desplazaban en el vasto espacio comprendido entre la 
Tierra y la esfera de las estrellas. Ahora bien, para poder predecir la posición 
en que se hallaría un planeta en un determinado momento, no bastaba con 
suponer una Tierra inmóvil en el centro y una esfera de estrellas fijas girando 
alrededor. Si los planetas se movieran en círculos uniformemente alrededor de 
la Tierra, no cabía esperar ni variación en la velocidad ni retrogradaciones. 
Pero tales fenómenos ocurrían, y para dar cuenta de ellos, era necesario 
incorporar algún sistema astronómico. 
Entre las opciones con las que contaba Aristóteles, se encontraba la teoría 
de las esferas homocéntricas atribuida hoy en día a Eudoxo y modificada 
ulteriormente por Calipo –y como veremos, también por el mismo Aristóteles–. 
Eudoxo había propuesto un modelo matemático que permitía describir el 
movimiento de los cuerpos celestes a partir de esferas concéntricas u 
homocéntricas que giraban cada una sobre un eje diferente empleando un 
determinado tiempo en completar una revolución. Cada planeta se ubicaba así 
en una esfera interconectada con otras, cuya rotación en torno a diferentes 
ejes producía el movimiento observado. Para cada planeta existían distintas 
esferas; a veces hasta cuatro eran necesarias –cada una inserta en la 
contigua– para dar cuenta de los movimientos de ciertos planetas. El modelo 
de Eudoxo contaba con un total de más de veinte esferas. 
Versión simplificada del universo de las esferas homocéntricas 
(pues cada planeta cuenta con una única esfera)20 
Aristóteles retoma este esquema y dado que su preocupación era ofrecer 
una explicación mecánica (esto es, explicar cómo se transmite el movimiento 
de una esfera a otra), se vio obligado a aumentar el número de esferas a más 
de cincuenta. Para explicar la visión aristotélica del universo, se suele utilizar 
20 Imagen extraída de: 
http://www.astroyciencia.com/wp-content/uploads/2012/04/musica-esferas-celestes-
pitagoras.jpg 
Natalia Buacar y Mariela Rubín 12 
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una analogía con una cebolla y sus capas. Ahora bien, a diferencia de lo que 
ocurriría con una cebolla, aquí las capas giran sobre su eje. Imagine entonces 
que el universo es una cebolla, la más externa de todas sus capas tiene las 
estrellas incrustadas en su interior, los planetas están fijos en capas 
intermedias y la Tierra está inmóvil en el centro de todas estas esferas 
concéntricas. Cada planeta está fijo en el ecuador21 de una esfera que gira 
sobre su eje. Cada una de las esferas está conectada con la siguiente a través 
de los extremos de su eje de rotación. Esa esfera a la que está conectada 
también gira, pero con un eje diferente y un período diferente. La más externa 
arrastra así a la más interna, y así sucesivamente. Para comprender cómo 
funciona este mecanismo podemos pensar en un giroscopio. 
Giroscopio22 
El movimiento diario de la esfera de las estrellas sobre su eje permite dar 
cuenta de las observaciones que mencionábamos a propósito de las estrellas. 
Si las estrellas están fijas en la superficie interna de una esfera que completa 
una revolución diariamente y la Tierra está situada en el centro de la esfera, 
observaremos moverse a las estrellas, pero estas conservarán sus posiciones 
relativas. Y solo podremos observar parte del recorrido, pues un observador 
terrestre solo puede ver la mitad de la esfera. En cuanto a la estrella que se 
encuentra sumamente cerca del eje, la estrella polar, ella parecerá siempre 
quieta. 
En cuanto a los planetas, bastaba con una esfera por cada planeta para 
explicar el movimiento diario de cada uno. Si un planeta estaba inserto en una 
esfera y esta era arrastrada por el movimiento diario de las estrellas, entonces 
era de esperar que se observaran los planetas moviéndose por la noche como 
una estrella más y al Sol moviéndose durante el día. Otras esferas resultarían 
necesarias para dar cuenta del movimiento de los planetas a lo largo de la 
eclíptica. Cada esfera de diferente tamaño emplearía un tiempo diferente en 
devolver al planeta a una misma ubicación, y teniendo en cuenta los tiempos 
empleados, se ordenaban los planetas. 
21 Esto quieredecir que el planeta se encuentra sobre la línea que parte a esa esfera 
en la mitad. 
22 Imagen extraída de: 
http://giroscopo.wikispaces.com/file/view/giroscopo.gif/232978314/giroscopo.gif 
Natalia Buacar y Mariela Rubín 13 
Eclíptica	
Ecuador
UBA XXI - IPC 
Algunas esferas adicionales eran necesarias para describir las variaciones 
estacionales que ya mencionamos ocurren con el Sol y las retrogradaciones 
observadas en ciertos planetas. En cuanto a las variaciones a lo largo de las 
estaciones, era suficiente suponer que el eje de rotación de la esfera que 
arrastraba al Sol estaba levemente inclinado. Consideremos la siguiente 
imagen: 
 
Si el eje de la esfera que contiene al Sol está inclinado, un observador 
terrestre lo verá recorrer distintas posiciones contra la esfera de las estrellas 
fijas (las que, como vimos, funcionan como puntos de referencia) en un círculo 
que no coincide con el ecuador terrestre proyectado sobre la esfera de las 
estrellas. Así, para un observador que se encuentre en el hemisferio norte, 
cuando el Sol se encuentre en el punto a, aparecerá más al norte, y lo contrario 
ocurrirá cuando se encuentre en c. En los puntos b y d, el Sol saldrá y se 
pondrá exactamente por el este y el oeste, respectivamente.23 
Por su parte, las retrogradaciones de los planetas se explicaban a partir de 
esta sucesión de esferas unas encastradas en otras, las cuales al girar con 
distintos ejes y empleando distinto tiempo en completar una vuelta, generaban 
una especie de bucle en las órbitas. Así se podía explicar que los planetas 
suspendieran su avance hacia el este, cambiaran su dirección, para finalmente 
retomar su movimiento directo. Mediante la combinación de movimientos 
circulares uniformes, Eudoxo había logrado reconstruir los cambios de 
dirección de los planetas. 
Las trayectorias planetarias según el sistema de Eudoxo24 
 En conclusión, mediante una combinación de esferas apropiada se podía 
explicar una enorme cantidad de observaciones. De lo que se trataba era de 
especificar el eje sobre el que giraban las esferas y su tamaño, de modo que 
capturara el tiempo que tardaba cada planeta en dar una revolución completa 
23 Estos puntos se conocen, respectivamente, como equinoccio de verano e invierno y 
solsticio de primavera y otoño. 
24 Image extraída de: https://es.wikipedia.org/wiki/Teor%C3%ADa_heliocéntrica 
 a 
 c 
 b 
 d 
Natalia Buacar y Mariela Rubín 14 
UBA XXI - IPC 
sobre la eclíptica. Como vimos, los astrónomos difirieron en cuántas esferas 
eran necesarias para dar cuenta del comportamiento de los astros. 
Este sistema astronómico permitía explicar de forma muy sencilla muchos 
de los fenómenos observados. Sin embargo, se enfrentaba a varios problemas 
que no podía resolver. En primer lugar, dejaba algunas cuestiones sin explicar, 
como aquella relativa a la proximidad de ciertos planetas en relación con el Sol; 
y no determinaba cuál era la ordenación precisa de los planetas, pues dos de 
ellos empleaban el mismo tiempo en completar una revolución, y como dijimos 
antes, ese tiempo era utilizado precisamente para determinar el orden en que 
se ubicaban los planetas. Pero más importante aún es que las observaciones 
parecían contradecir la teoría. Ya señalamos que es posible observar una 
diferencia en la intensidad del brillo de los planetas (en particular brillan más 
intensamente cuando retrogradan), y también indicamos que una interpretación 
usual de ese cambio era que el planeta se había acercado a la Tierra. Sin 
embargo, según esta teoría, los planetas siempre se mantienen a la misma 
distancia de la Tierra, pues están engarzados en esferas que solo giran sobre 
su eje. De modo que este fenómeno no podía ser explicado por este sistema. 
Sin embargo, es necesario destacar que esta teoría fue muy influyente en la 
evolución del pensamiento astronómico; en particular, la idea de los planetas 
encastrados en esferas que rotaban formó parte del pensamiento cosmológico 
hasta el siglo XVII. 
Ejercicio 5 
¿Qué fenómenos observados podía explicar el sistema de las esferas 
homocéntricas y cuáles no? 
5. Astronomías precopernicanas II: El sistema ptolemaico
Hacia el siglo III a. C., se gestó en Alejandría un sistema alternativo al de 
las esferas homocéntricas de Eudoxo y de Aristóteles. Apolonio de Perga e 
Hiparco parecen haber sido los precursores de este nuevo sistema, pero fue 
Claudio Ptolomeo quien en el siglo II se encargó de compilar estos saberes en 
su obra titulada posteriormente Almagesto. En lugar de cuerpos celestes 
girando sobre círculos concéntricos, el sistema de Ptolomeo presenta los astros 
girando también en círculos, pero ya no necesariamente concéntricos. Sin 
embargo, en muchos aspectos el sistema ptolemaico se mantenía dentro de los 
lineamientos de la cosmología aristotélica. 
Vimos que si ubicamos las estrellas y los planetas girando en órbitas 
circulares alrededor de la Tierra, podemos reproducir una buena cantidad de 
los fenómenos observados; sin embargo, no es posible reproducir todos los 
movimientos que se observan. Un modelo de estas características mantiene 
siempre los planetas girando en la misma dirección, a velocidad constante y 
con la misma distancia desde la Tierra hasta el planeta. Si bien la combinación 
de diferentes esferas girando sobre ejes diferentes lograba dar cuenta de un 
mayor número de observaciones, subsistían ciertas dificultades. Por ejemplo: si 
los planetas estaban insertos en estas esferas, ¿cómo dar cuenta entonces de 
Natalia Buacar y Mariela Rubín 15 
UBA XXI - IPC
los cambios en la intensidad de brillo que se observa cuando los planetas 
retrogradan? ¿Cómo explicar el aparente acercamiento y posterior alejamiento 
del planeta? La respuesta de Ptolomeo consistió en la postulación de círculos 
que no comparten el mismo centro. 
En lugar de que el planeta, cualquiera este sea, gire directamente 
alrededor de la Tierra, ubiquémoslo ahora en un círculo menor centrado en un 
punto q, llamado epiciclo; y situemos este círculo menor sobre aquel círculo 
más grande centrado en la Tierra, llamado deferente. Si pudiéramos 
trasladarnos al polo norte celeste veríamos algo así: 
Pongamos en movimiento el planeta: ahora se desplaza sobre el epiciclo 
girando uniformemente alrededor de un punto q. Pero pongamos también en 
movimiento a este punto q, haciendo que gire uniformemente alrededor de la 
Tierra a lo largo del deferente. El resultado será que el planeta está sujeto a 
dos movimientos, y esta composición de movimientos a través del epiciclo y del 
deferente tiene la increíble virtud de permitir dar cuenta de las observaciones 
mencionadas. Por un lado, es posible explicar las retrogradaciones. Para ello 
veamos el siguiente gráfico: si mientras el punto q completa una revolución a la 
vez que el planeta completa cinco revoluciones alrededor de ese punto 
imaginario q, la composición de ambos movimientos da por resultado una 
trayectoria como la que sigue: 
Las retrogradaciones según el sistema ptolemaico25 
Así, mediante la combinación de ambos movimientos circulares uniformes, 
surgen bucles en la trayectoria del planeta y es posible explicar la aparente 
velocidad variable con la que se mueven, así como los cambios de dirección a 
lo largo de su trayectoria. A su vez, también permite explicar los cambios en la 
intensidad del brillo, ya que, efectivamente, de acuerdo con este modelo los 
planetas pueden entenderse como si se alejasen y se acercasen a la tierra. Un 
observador terrestre se encuentra en el mismo plano que el bucle, que el 
deferente y el epiciclo; por lo tanto, cuando observa el planeta retrogradar 
25 Imagen extraída de: 
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/f/fb/Epicycle_and_deferent.svg/
220px-Epicycle_and_deferent.svg.png	
Epiciclo 
Deferente 
.
 qNatalia Buacar y Mariela Rubín 16 
UBA XXI - IPC 
sobre la esfera de las estrellas fijas, tendrá la impresión de que el planeta se 
mueve hacia atrás de modo más lento.26 Así, desde esta nueva perspectiva, no 
parecerá moverse uniformemente con respecto a las estrellas fijas.		
La retrogradación de los planetas sucede cuando el planeta circula por la 
parte del epiciclo que se sitúa dentro del deferente, que coincide precisamente 
con el momento de mayor brillo. Si ambos –epiciclo y deferente– giran en la 
misma dirección, cuando el planeta circule por la parte del epiciclo que queda 
dentro del deferente, le dará la idea al observador de que el planeta retrocede 
en su recorrido. Es solo cuestión de ajustar las dimensiones relativas de cada 
sistema de epiciclo y deferente, y los tiempos empleados para completar una 
revolución, para dar cuenta de los distintos fenómenos observados. Ajustando 
el tamaño de los pares de círculos y sus períodos de rotación, es posible 
obtener bucles de mayor o menor tamaño, y una mayor o menor cantidad de 
bucles. 
En resumen, este sistema permite explicar el movimiento diario de las 
estrellas y de los planetas, pues conserva la esfera fija de las estrellas en 
movimiento y, además, los epiciclos y deferentes están situados en la eclíptica, 
por lo que el movimiento de la esfera que contiene a todas las estrellas arrastra 
el deferente junto con el resto de las estrellas. Asimismo, cada planeta necesita 
un sistema propio de epiciclo-deferente, excepto la Luna y el Sol, que solo 
necesitan deferentes, ya que no retrogradan. 
Más allá de los méritos de este sistema, subsistían aún ciertos desfasajes 
entre sus indicaciones y las observaciones, y ciertos fenómenos quedaban sin 
explicar. Mencionaremos solo algunos de ellos. 
En primer lugar, quedaba pendiente la cuestión de la determinación del 
orden de los planetas. Por otra parte, cuando se compara el movimiento de un 
planeta predicho por el sistema con el movimiento observado, es posible notar 
que el planeta no siempre ocupa sobre la eclíptica las posiciones teóricas 
previstas por el modelo. Por ejemplo, ninguno de los planetas, exceptuando el 
Sol, se mantiene sobre la eclíptica a lo largo de todo su recorrido. 
Otro caso sugerente es el de Mercurio: si se observa su trayectoria a lo 
largo de un año, puede verse que los intervalos que separan retrogradaciones 
sucesivas no son siempre exactamente iguales entre sí. Mercurio retrograda 
aproximadamente cada 116 días y tarda 365 días en dar una vuelta alrededor 
de la Tierra; si atendemos a que 116 no es divisor de 365, podemos concluir 
que el planeta deberá dar más de tres vueltas sobre el epiciclo mientras que el 
deferente completa una (para que el planeta retorne luego de un año a su 
posición original). Sin embargo, el sistema epiciclo-deferente es tal que ha de 
completarse un número exacto de revoluciones del epiciclo por cada revolución 
del deferente para devolver al planeta a su posición original. Por último, si bien 
el Sol no retrograda, su desplazamiento es un poco más rápido en invierno que 
en verano, y parece moverse entonces a velocidad variable a lo largo de la 
eclíptica. 
Para solucionar estos problemas, Ptolomeo y los astrónomos que siguieron 
sus pasos introdujeron una serie de recursos adicionales: los epiciclos 
menores, las excéntricas y el ecuante. Nos detendremos por un momento en 
este último recurso, pues al parecer, el repudio a este tipo de estrategia resultó 
decisivo en el desarrollo de un nuevo sistema por parte de Copérnico. 
26 Sencillamente porque el observador no ve el bucle que describe el planeta. 
Natalia Buacar y Mariela Rubín 17 
UBA XXI - IPC 
El ecuante era un mecanismo que permitía “uniformizar” los movimientos. 
Volvamos al esquema simple de la Tierra estacionaria en el centro con un 
planeta moviéndose alrededor de ella. Consideremos la imagen que 
presentamos a continuación: llamemos al planeta P y a la Tierra, T; y 
agreguemos un punto e próximo a la Tierra, que llamaremos ecuante. El 
planeta P se mueve de tal modo que si trazamos una línea desde el punto e 
hasta P, esa línea barrerá ángulos iguales en tiempos iguales. De modo que 
para quien observe el planeta desde el punto e, el movimiento parecerá 
uniforme, pero no así para quien lo observe desde T. Para este observador, el 
planeta parecerá haber recorrido arcos más o menos amplios en la misma 
cantidad de tiempo. 
Para pensar 
Una pregunta que podría estar incomodando a nuestra lectora o lector: ¿cómo 
compatibilizar el sistema de epiciclos y deferentes con la cosmología 
aristotélica, con las capas cristalinas de éter? 
Bernard Cohen nos ofrece una respuesta: 
“Se desprende de su libro que Ptolomeo nunca se comprometió con la cuestión 
de si existen epiciclos y deferentes `reales´ en los cielos. De hecho, parece 
mucho más probable que considerara al sistema que describió como un 
`modelo´ del universo, y no necesariamente como su `verdadera´ imagen 
–cualquiera sea el significado de estas palabras–. Es decir, se trataba (…) de
construir un modelo que permitiera al astrónomo predecir las observaciones”.27
De acuerdo con esta reconstrucción, la astronomía ptolemaica tendría solo el
sentido instrumental de ofrecernos una herramienta para calcular posiciones
planetarias, pero no ofrecería una verdadera imagen cosmológica de cómo
estaba constituido el universo. Esta imagen puede ser y ha sido disputada. Sin
embargo, nos ofrece una ocasión para reflexionar sobre el estatus de las
teorías científicas: ¿cree usted que las teorías que se formulan en disciplinas
como la química o la física tienen solo carácter instrumental? ¿O describen
realidades efectivamente existentes?
Ejercicio 6 
Imagine que un planeta retrograda cuatro veces a lo largo de su recorrido a 
través de las estrellas. ¿Cuántas veces deberá completar una vuelta el epiciclo 
por cada vuelta completa del deferente? 
Ejercicio 7 
¿Cuál le parece que será el efecto de hacer girar al epiciclo a mayor velocidad 
manteniendo el resto de los elementos del sistema iguales? 
27 Cohen (1985), p. 44. 
T	
P	
e	.	
Natalia Buacar y Mariela Rubín 18 
UBA XXI - IPC 
Ejercicio 8 
Realice un gráfico aproximado de un sistema epiciclo-deferente en donde 
ambos giran en dirección este, el epiciclo completa tres revoluciones por cada 
una del deferente y es de la mitad de tamaño que aquel. 
6. La astronomía copernicana
El año 1543 fue el año de publicación de De revolutionibus orbium 
coelestium (Sobre las revoluciones de los orbes celestes), escrita por Nicolás 
Copérnico, un clérigo polaco.28 Allí Copérnico proponía un sistema astronómico 
que, rompiendo con la tradición anterior, abandonaba la idea de una Tierra en 
reposo para darle movimiento; y la desplazaba de su lugar de privilegio que 
ahora habría de ocupar el Sol. 
La idea de una Tierra en movimiento no era novedosa. Ya en el siglo IV a. 
C. Heráclides de Ponto había atribuido a la Tierra una rotación diaria; en el
siglo III a. C. Aristarco de Samos había propuesto que la Tierra tenía un doble
movimiento, uno de rotación diaria sobre su eje y otro anual alrededor del Sol,
y entendía que los movimientos del Sol eran solo aparentes.29 Pero todo esto
fue rechazado en aquel momento, pues se oponía a la imagen aristotélica
dominante; y volvería a ser rechazado casi dos mil años más tarde, cuando
Copérnico volviera sobre esta idea.
No resulta del todo claro qué factores motivaron a Copérnico para el 
abandono de la astronomía ptolemaica y el desarrollo de una nueva. Al 
parecer, el empleo de ecuantes le resultaba inaceptable, y las razones tienen 
que ver más con su apego a la tradición griega que él conocía de primera 
mano que con un ímpetu renovador. El empleo de ecuantes violaba el dictum 
platónico de que los movimientos celestes debían de ser circulares y uniformes.Por otra parte, se ha insistido en que algunos factores estéticos habrían 
contribuido también, pues el empleo y combinación de los diferentes recursos 
antes mencionados conducían a un sistema sumamente complejo; en el que 
además, si bien cada fenómeno recibía una explicación, el conjunto de esas 
explicaciones no componía un todo sistemático. Así, en el prólogo a su Sobre 
las revoluciones…, Copérnico se lamentaba del estado de la astronomía de su 
época y justificaba así su osadía: 
Tal vez Vuestra Santidad se halle tan sorprendida de que me atreva a hacer 
públicas mis meditaciones —aunque a decir verdad, después de tan larga 
elaboración no tengo temor alguno en confiar a la imprenta mis ideas sobre el 
movimiento de la tierra— como deseosa de saber en qué forma me vino al 
pensamiento la idea de osar imaginar, contrariamente a la opinión recibida de 
los matemáticos y casi en contra del buen sentido, un cierto movimiento 
terrestre. Por consiguiente, no quiero ocultar a Vuestra Santidad que lo único 
28 Años antes de la publicación de Sobre las revoluciones…, Copérnico hizo circular 
entre sus amigos un breve manuscrito conocido bajo el nombre de Commentariolus; 
allí exponía una primera versión de su astronomía centrada en el Sol. 
29 Mencionamos solo dos de los tantos pensadores antiguos que sostuvieron la idea 
del movimiento de la Tierra. 
UBA XXI - IPC 
Natalia Buacar y Mariela Rubín 19 
que me impulsó a buscar otra forma distinta de deducir los movimientos de las 
esferas fue el hecho de percatarme de que no existe acuerdo entre las 
investigaciones de los diferentes matemáticos. 
En primer lugar, es tal su inseguridad acerca de los movimientos del sol y 
de la luna que no pueden deducir ni observar la duración exacta del año 
estacional. En segundo lugar, al establecer tales movimientos, así como los 
de los otros cinco astros errantes, no emplean ni los mismos principios ni las 
mismas demostraciones para explicar sus respectivas revoluciones y 
movimientos aparentes. Unos se valen exclusivamente de esferas 
homocéntricas, otros de excéntricas y epiciclos. Sin embargo, ni unos ni otros 
alcanzan de forma completa con sus respectivos medios los fines que se 
proponen. En efecto, los que se acogen a las esferas homocéntricas, aunque 
hayan demostrado poder componer con su ayuda varios y diversos 
movimientos, no han conseguido establecer un sistema que explique 
completamente los fenómenos. En cuanto a aquellos que imaginaron la 
existencia de las excéntricas, si bien parece que con su ayuda han podido 
deducir en gran parte y calcular con exactitud los movimientos aparentes, se 
han visto en la necesidad de admitir para ello muchas cosas [como la 
utilización del ecuante] que parecen violar el primer principio concerniente a la 
uniformidad de los movimientos. Finalmente, en lo que respecta al problema 
principal; es decir, la forma del mundo y la inmutable simetría de sus partes, 
no han podido ni encontrarla ni deducirla. Su obra puede ser comparada a la 
de un artista que, tomando de diversos lugares manos, pies, cabeza y demás 
miembros humanos —muy hermosos en sí mismos, pero no formados en 
función de un sólo cuerpo y, por lo tanto, sin correspondencia alguna entre 
ellos—, los reuniera para formar algo más parecido a un monstruo que a un 
hombre. Así pues, en el proceso de exposición que los matemáticos reclaman 
como propio se encuentran que han omitido algún elemento necesario o que 
han admitido algún elemento extraño y en modo alguno perteneciente a la 
realidad. Todo ello se hubiera evitado siguiendo unos principios prefijados, 
pues en el supuesto de que las hipótesis admitidas no fueran falaces, todo 
cuanto pudiera inferirse de ellas podría ser verificado sin lugar a dudas. Si 
cuanto acabo de exponer ha quedado oscuro, quizá se aclare de forma 
conveniente más adelante. 
Resulta muy importante notar, como el mismo Copérnico parece haber 
advertido, que la idea de una Tierra en movimiento chocaba fuertemente no 
solo con las convicciones cosmológicas aristotélicas aún imperantes, sino 
también con la física enseñada por Aristóteles. Como veremos, la concreción 
de la revolución iniciada por Copérnico requeriría del desarrollo de una nueva 
física que reemplazara la física aristotélica todavía vigente. 
¿En dónde radicaba la tensión? En que la cosmología de Aristóteles 
planteaba una escisión tajante entre la esfera terrestre y la celeste, y ello era 
incompatible con la idea de la Tierra concebida como un planeta más. Además, 
la física aristotélica era la física de una Tierra inmóvil situada en el centro de un 
universo finito. Como vimos, la explicación del movimiento requería un arriba y 
un abajo –en el caso de los objetos terrestres– y un centro alrededor del cual 
orbitaran los cuerpos celestes; y la Tierra proveía ese punto de referencia 
necesario. Por otra parte –y fundamentalmente–, bajo la concepción de la física 
antigua el movimiento de la Tierra resultaba prácticamente inconcebible. 
Supongamos que la Tierra se encuentra efectivamente en movimiento, ¿cómo 
es que no lo notamos?, ¿cómo es que no sentimos las ráfagas de viento que 
una Tierra moviéndose en el espacio presupondría? Argumentos de este tipo 
Natalia Buacar y Mariela Rubín 20 
UBA XXI - IPC 
eran comunes. Si la Tierra se moviera, deberían ocurrir fenómenos que no 
ocurren: por ejemplo, imaginemos un pájaro posado en la rama de un árbol; si 
se levantara tan solo por un segundo, la rama debería desplazarse en ese 
segundo y alejarse del pájaro –puesto que el árbol está arraigado a la Tierra 
que se mueve–; pero ello no sucede. O imaginemos que dejamos caer una 
piedra desde lo alto de una torre, ¿qué pasaría con la piedra?, ¿dónde caería? 
Si la Tierra debía completar una revolución en tan solo un día, debería moverse 
a gran velocidad; así, al soltar la piedra desde la torre, los pocos segundos que 
esta tardara en caer serían suficientes para que la Tierra avanzara llevándose 
consigo la torre y dejando a la piedra caer mucho más atrás de aquella; pero 
sucede que la piedra cae al pie de la torre. Vemos así cómo el sentido común 
coincidía con la física aristotélica en dar una respuesta negativa al movimiento 
terrestre. Y la situación se agravaba si se considera que la Tierra, además, se 
desplazaba anualmente a través de las estrellas. 
A pesar de estas tensiones, la publicación de Sobre las revoluciones… en 
1543 inaugura un profundo cambio en el pensamiento astronómico y 
cosmológico. ¿Cómo fue ello posible? Varias razones parecen conjugarse. En 
primer lugar, como advierte Kuhn (1957), hacia el siglo XV no existía un único 
sistema ptolemaico, sino que muchísimos sistemas convivían entre sí, y 
ninguno llegaba a especificar de forma completa y precisa las técnicas que 
debía utilizar un astrónomo para predecir fenómenos. A su vez, Copérnico y 
sus contemporáneos tenían datos acumulados a lo largo de trece siglos, por lo 
que resultaba sencillo reconocer los errores de los sistemas astronómicos que 
circulaban. 
Otro elemento parece haber resultado crucial en la suerte del sistema 
copernicano. Sobre las revoluciones… consistía en una serie de cálculos en un 
lenguaje matemático sumamente complejo, hecho que dificultó la recepción de 
la obra. El libro resultó revolucionario en el ámbito de los astrónomos, pero 
poca gente fuera del círculo científico logró comprender en aquel momento las 
consecuencias que de él se derivaban. Esta difícil recepción hizo que tardase 
mucho más tiempo en organizarse un movimiento de oposición. 
Por otra parte, más allá del sentido que pudiera haber pretendido darle 
Copérnico a su obra, la publicación del texto copernicano fue acompañada por 
un prefacio anónimo –cuyo autor hoy conocemos: Andreas Osiander– donde 
se sugería que el sentido de la propuesta de Copérnico era meramente 
instrumental; es decir,no pretendía ser una descripción real del universo; solo 
pretendía ofrecer una herramienta matemática para simplificar los cálculos de 
las posiciones planetarias. Como vimos, tampoco Ptolomeo parece haberse 
comprometido con la realidad física de los círculos utilizados para calcular las 
posiciones de los planetas. Los sistemas astronómicos podían verse como 
artificios matemáticos útiles. Si este era el caso, el movimiento terrestre 
propuesto por Copérnico podía ser entendido, de modo análogo, como una 
ficción útil para llevar adelante cálculos matemáticos, nuevamente sin 
comprometerse con la realidad física de tal movimiento. 
Asimismo, tal como mencionamos al comienzo de la lección, los 
historiadores de la ciencia se muestran bastante escépticos respecto del 
carácter revolucionario de la obra copernicana y señalan varios aspectos en los 
que Copérnico se mantiene dentro de la tradición anterior. En efecto, se aferra 
a las convicciones de una esfera celeste que todo lo contiene, de que las 
órbitas son circulares y de que el movimiento es uniforme. Al parecer, esto fue 
Natalia Buacar y Mariela Rubín 21 
UBA XXI - IPC 
precisamente lo que lo obligó a utilizar varios de los recursos que utilizaban los 
astrónomos de la época, como epiciclos menores y excéntricas (aunque se 
rehusó a utilizar el ecuante). Así Kuhn afirma: “Considerando globalmente, De 
revolutionibus se sitúa casi por completo en la tradición astronómica y 
cosmológica de la antigüedad”.30 
Ejercicio 9 
Un concepto que circulaba ya desde siglos atrás era el de impetus. Ese 
concepto resultaba apropiado para una Tierra en movimiento. Tal como 
señala T. Kuhn: 
Según la teoría aristotélica del movimiento, una piedra lanzada verticalmente 
hacia arriba debe moverse a lo largo de un radio terrestre fijo y perfectamente 
determinado. Si la tierra se mueve mientras la piedra está en el aire, ésta (o 
la flecha) no podrá́ acompañarla en su desplazamiento y caerá́ al suelo en un 
punto distinto al de partida. Pero si la tierra, al moverse hacia el este, imprime 
a la piedra un impetus en dicha dirección cuando aún está en contacto con 
quien la lanza, este impetus perdurará en el tiempo y será́ el responsable de 
que la piedra siga a la tierra en movimiento después de abandonarla. La 
teoría del impetus permite a la tierra en movimiento dotar de una propulsión 
interna a los cuerpos que la abandonan, propulsión que hace posible su 
seguimiento por parte de tales cuerpos.31 
¿A qué concepto de la física moderna cree que se parece el de impetus? 
7. La explicación de los movimientos celestes
Para dar cuenta de los movimientos observados, Copérnico atribuye a la 
Tierra tres tipos de movimientos circulares que se dan en simultáneo: uno 
diario sobre su eje, otro anual alrededor del Sol y uno cónico de su eje de 
rotación. Como el tercero resultaría finalmente innecesario solo presentaremos 
los dos primeros. 
i. Rotación diaria
La Tierra gira diariamente hacia el este sobre su eje; tarda 23 horas y 56
minutos en completar el giro. Ese movimiento explica los círculos aparentes
que describen diariamente las estrellas, el Sol, la Luna y los planetas en
sentido contrario. Si la Tierra está situada dentro de la esfera estelar –esfera
que ahora no se concibe en movimiento, sino que permanece fija–,32 y
30 Kuhn (1957), p. 186. 
31 Kuhn (1957) p. 163 
32 Debe estar suficientemente cerca de su centro. 
Natalia Buacar y Mariela Rubín 22 
UBA XXI - IPC 
completa cada día una revolución hacia el este alrededor de su eje,33 el 
observador tendrá la sensación de que los objetos en el cielo se mueven hacia 
el oeste. Se trata de la misma observación que ocurría antes, cuando se 
pensaba en una Tierra inmóvil en el centro de la esfera estelar en movimiento. 
ii. Movimiento orbital anual
Mientras rota sobre su eje, la Tierra se desplaza anualmente hacia el este a
lo largo de su órbita y completa su revolución en un año. La eclíptica ya no es 
la intersección de la esfera celeste con el plano en el que se desplaza el Sol, 
sino precisamente la intersección de la esfera celeste con el plano en que se 
desplaza la Tierra. Este movimiento orbital de la Tierra permite dar cuenta del 
movimiento aparente del Sol a lo largo de la eclíptica.34 Sucede algo similar 
que con el movimiento de rotación de la Tierra sobre su eje; también aquí se ha 
invertido el orden: ahora es el observador el que está en movimiento y es el Sol 
el que permanece quieto, pero esto no conlleva diferencia alguna en las 
observaciones.35 
En este movimiento, la Tierra se desplaza junto con los demás planetas, 
cada uno de los cuales completa una revolución en un determinado tiempo. 
Cuanto más alejados se encuentran del Sol los planetas, mayores serán los 
períodos empleados en completar la revolución alrededor de él. Copérnico 
pudo calcular la distancia de los planetas al Sol y determinar con precisión el 
tiempo que insume cada planeta en completar una revolución; y pudo, así, 
conferirles finalmente un orden.36 
33 Desde ya que la rotación es alrededor de un eje que cruza los dos polos terrestres 
de norte a sur y no los polos celestes de la esfera celeste, pues ya no se encuentra en 
el centro de ésta. 
34 Para no afectar el movimiento aparente de las estrellas, la Tierra debía mantener su 
movimiento orbital lo suficientemente cerca del centro. La órbita de la Tierra debía ser 
mucho más pequeña que la esfera de estrellas, y entonces Copérnico se vio obligado 
a aumentar de forma considerable las dimensiones de la esfera celeste, dando así, 
para algunos, un primer paso hacia el universo infinito. 
35 Esto ya había sido advertido por Nicolás de Oresme, responsable de formular el 
argumento que estudiamos en la lección 1. 
36 Para una explicación de los cálculos involucrados, véase Cohen (1985) pp. 50-53. 
UBA XXI - IPC 
Natalia Buacar y Mariela Rubín 23 
El universo copernicano37 
Este movimiento de la Tierra permite dar cuenta de las diferencias 
estacionales.38 Asumamos que la Tierra se desplaza hacia el este a través de 
la eclíptica; asumamos también que el eje de la Tierra no es perpendicular al 
eje de la esfera celeste, sino que se encuentra levemente inclinado (23º y 
medio), y que se mantiene así a lo largo de todo el recorrido. Como podemos 
notar en la siguiente imagen, al girar la Tierra alrededor del Sol irá variando el 
ángulo en el que incide el Sol. Por ello, un observador situado en el hemisferio 
norte terrestre ve al Sol más alto en el cielo en el solsticio de verano que en el 
de invierno, y por más tiempo. 
Los cambios estacionales según el sistema copernicano39 
37 Imagen extraída de: 
http://iespoetaclaudio.centros.educa.jcyl.es/sitio/upload/img/heliocentrismo_copernico.j
pg 
38 Copérnico había supuesto aquel tercer movimiento precisamente para explicar este 
fenómeno, pero luego se mostraría innecesario. Copérnico se vio obligado a postularlo 
porque suponía que el planeta estaba adherido a una esfera, si este era el caso, se 
requería de un movimiento cónico para mantener el eje paralelo a sí mismo durante su 
trayectoria sobre la eclíptica. Para simplificar la presentación, omitiremos este punto. 
39	Imagen	extraída	de:	
http://recursostic.educacion.es/ciencias/biosfera/web/alumno/1ESO/Astro/imagenes/Tr
aslacion.gif 
Natalia Buacar y Mariela Rubín 24 
UBA XXI - IPC 
Finalmente, este movimiento también permite explicar de modo sencillo el 
movimiento retrógrado de los planetas. Consideremos un planeta que se 
encuentra entre la Tierra y la esfera de las estrellas; ahora ambos son planetas 
en movimiento y ocupan distintas posiciones a lo largo de su revolución 
alrededor del Sol (recordemos que cada uno empleará un tiempo diferente en 
completar esa revolución). La siguiente imagen presenta las dos órbitas e 
identifica las posiciones de la Tierray del planeta como t1, t2, t3… y p1, p2, p3… 
Lo que el observador percibe es la proyección de ese planeta sobre el fondo de 
las estrellas fijas (identificadas en el dibujo con números), fondo que ahora 
permanece inmóvil Se reproduce así el movimiento retrógrado de los planetas, 
y si se presta atención a la imagen, se ve que las retrogradaciones coinciden 
precisamente con aquellos puntos en los que el planeta se encuentra más 
cerca de la Tierra, lo que permite explicar los cambios en la intensidad de su 
brillo y en el tamaño de su disco. 
Bastaba en principio con siete círculos para explicar los movimientos 
planetarios: uno para el Sol y otros seis para los planetas conocidos. Sin 
embargo, y a pesar de ser más económico en este sentido que el sistema de 
Ptolomeo, el modelo copernicano no permitía predecir los movimientos 
planetarios de forma exacta. Para solucionar estos problemas, Copérnico debió 
apelar –al igual que su predecesor– a epiciclos menores y a excéntricas40, al 
punto de obtener un sistema tan complejo como los que intentaba reemplazar. 
Vemos entonces que no es posible afirmar sin más que el sistema copernicano 
se impuso por ser más sencillo y por contar con mayor apoyo empírico que el 
de Ptolomeo. ¿Por qué se impuso, entonces? Ya sugerimos algunas razones al 
principio de esta sección y en la lección 10 mencionaremos otras posibles 
razones; anticipamos con ello que el abandono de una teoría dista de ser un 
proceso de fácil análisis. 
40 En sentido estricto, el Sol no es el centro en el sistema copernicano, sino un punto 
cercano a él. 
•t1	
•t2	
•t3
•t4	
•t5
•t6•t7
•P1
•P2
•p3
•p4
•p5
•p6•p
7
1	
2	
3	
4	
5	
7	
6	
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Ejercicio 10 
¿Qué diferencias existen entre el modo copernicano de concebir las estrellas y 
aquel propio de la astronomía contemporánea? 
Ejercicio 11* 
¿Qué diferencias existe entre el modo copernicano de concebir la órbita de los 
planetas y aquel propio de la astronomía contemporánea? 
8. La consolidación del heliocentrismo
Tal como señalamos, el sistema copernicano se vio enfrentado a serias 
dificultades. Por un lado, las complejidades introducidas para dar cuenta de las 
observaciones volvían a este sistema tan complicado como el ptolemaico a la 
hora de realizar cálculos astronómicos precisos. Por otro lado, no resultaba 
compatible con la física imperante y con ciertas observaciones astronómicas. 
Las dificultades técnicas estaban asociadas al compromiso de Copérnico 
con la creencia de que las órbitas planetarias eran circulares. Como suele 
sugerirse, Copérnico fue víctima de “la maldición del círculo”, aquella figura que 
desde los griegos ostentaba perfección y a cuya perfección debía corresponder 
el comportamiento de los cielos. Sería Johannes Kepler quien liberaría a los 
astrónomos de estas cadenas: en 1609 publicó su libro Astronomia nova, 
donde establecía que las órbitas planetarias son elípticas y que el sol se 
ubicaba en uno de sus focos. Esto simplificaba de modo contundente el 
sistema copernicano, pues permitía prescindir de los epiciclos que allí 
subsistían. 
El movimiento terrestre sobre una órbita elíptica. 
Las variaciones estacionales resultan fácilmente explicadas.41 
41 Imagen extraída de: http://www.wisphysics.es/wp-content/uploads/2009/08/orbita-
tierra.jpg 
Natalia Buacar y Mariela Rubín 26 
UBA XXI - IPC 
El mismo año de la publicación de la obra de Kepler, Galileo Galilei utiliza 
un telescopio para realizar observaciones astronómicas sistemáticas. Los 
resultados fueron sorprendentes y fueron plasmados en su obra Sidereus 
nuncius (El mensajero sideral). A través del telescopio, Galileo pudo observar 
que el paisaje de la Luna no era el de un círculo perfecto, como indicaba la 
tradición aristotélica. La superficie de la Luna presentaba montañas y valles, y 
era muy parecida a la Tierra. El Sol, por su parte, exhibía manchas, muestra 
también de cierta imperfección. La observación a través del telescopio volvió 
visibles un número mucho mayor de estrellas; entre ellas, cuatro que orbitaban 
en torno a Júpiter y que formaban con él un pequeño sistema. Así, la Tierra 
dejaba de ser la única que contaba con una Luna, y se vislumbraba a través 
del telescopio la posibilidad de astros girando alrededor de otro centro que no 
fuera la Tierra. 
De esta forma, el sistema copernicano podía dejar de ser un mero modelo 
matemático destinado a calcular las posiciones planetarias y podía reclamar 
para sí relevancia física y cosmológica. En la concreción de este proceso, la 
contribución de Galileo habría de ser decisiva. Su aporte no se reduce a las 
observaciones astronómicas que realizó; él sería también el encargado de 
poner en cuestión algunas leyes aristotélicas, como aquella que indicaba que el 
tiempo que demora en caer un cuerpo es inversamente proporcional a su peso. 
Es ya célebre el experimento de Galileo en el que arroja dos objetos desde la 
Torre inclinada de Pisa, para comprobar que las previsiones de Aristóteles no 
se cumplían.42 Pero por sobre todo, fue Galileo quien logró sentar las bases de 
una nueva física acorde con una Tierra ahora en movimiento, labor que sería 
completada en manos de Isaac Newton. 
Como ya se ha indicado anteriormente, muchas filósofas y filósofos de la 
ciencia sostienen que Sobre las revoluciones… no es en sí mismo un texto 
revolucionario, aunque haya tenido revolucionarias consecuencias. Sacar a la 
Tierra del centro del universo implicó muchísimos e importantísimos puntos de 
quiebre con una cosmovisión que había subsistido a lo largo de los siglos. La 
necesidad de una física distinta es tan solo una de las demandas que esta 
nueva astronomía impuso. A su vez, el tamaño de los círculos tuvo que ser 
extendido en proporciones gigantescas	 –para que los cálculos permitiesen 
predicciones exitosas– y se dio así el primer paso hacia la concepción de un 
universo infinito; y si el universo es infinito, es inexplorable en su totalidad. 
La descentralización de la Tierra implica un cambio sustancial en la forma 
de concebir el lugar del ser humano en el universo. El ser humano es 
desplazado del centro y la Tierra deja de ser un objeto especial rodeado de 
astros: ella pasa a ser un astro más. Y si la Tierra es un planeta más, entonces 
los otros planetas también podrían ser portadores de vida. De ser el centro, se 
pasa a ser una periferia más entre infinitas periferias; de ser inmóviles, a 
vagabundos; de ser el único espacio habitado, a la incertidumbre sobre la vida 
42 Aunque es dudoso que efectivamente haya llevado adelante dicho experimento. 
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en el resto del universo. Y las sorpresas continúan. De hecho, ahora mismo 
estamos viviendo otro momento interesante de cambio en la cosmología; nos 
referimos a la teoría de los multiversos, en la que se redobla la apuesta: no 
solo hay un universo; podría haber infinitos. 
Ejercicio 12 
Complete las siguientes oraciones de modo que resulten ser verdaderas: 
a. La teoría de las esferas homocéntricas fue propuesta por …………. 
b. ……….. procura otorgarle realidad física a la teoría de las esferas
homocéntricas. 
c. De acuerdo con ………….. las órbitas planetarias podían ser descriptas 
combinando epiciclos y deferentes. 
d. ………… desarrolló un sistema astronómico basado en una Tierra en
movimiento. 
e. ………… fue quien propuso que las órbitas planetarias eran elípticas.
Ejercicio 13 
Determine la verdad o falsedad de las siguientes afirmaciones: 
a. El sistema ptolemaico no lograba explicar el movimiento retrógrado de los
planetas.
b. La aceptación de la astronomía copernicana exigía el desarrollo de una
nueva física.
c. El sistema copernicano lograba explicar las observaciones prescindiendo de
todos los recursos empleadospor sus antecesores.