La astronomía antigua. En los apartados 1.2 y 1.3 se han descripto los fenómenos celestes visibles a simple vista y presentado dos modelizaciones alternativas. En el apartado 1.4 desarrollamos esquemáticamente la cosmología y física aristotélicas. Nos dedicaremos de aquí en más a las explicaciones ofrecidas por la astronomía antigua de los movimientos celestes en el denominado “universo de las dos esferas”, el cosmos aristotélico. Que la Tierra era esférica, como ya hemos dicho, jamás estuvo en disputa dentro del ámbito científico. Esta idea era apoyada por numerosas observaciones: cuando un barco se aleja de un puerto, lo último que desaparece es su mástil; cuando nos alejamos de una montaña lo último que desaparece de nuestra vista es su pico, etc. La esfera celeste, a la que hemos hecho referencia en la sección 1.4, rodeaba la terrestre teniendo en su superficie a las estrellas que vemos durante la noche. Los principios fundamentales de la astronomía antigua eran dos: la circularidad de los movimientos y la constancia de su velocidad. Dicho de otro modo, las trayectorias atribuidas a los cuerpos celestes debían tener forma circular –o poder conformarse a partir de la combinación de círculos, como veremos más adelante– y las velocidades de los cuerpos siguiendo en esas trayectorias debían ser siempre las mismas –los cuerpos no podían acelerarse ni desacelerarse. Estos principios se encontraban en perfecta armonía con la concepción aristotélica del cosmos y sustentando asimismo el modelo explicativo geocéntrico y geostático. Por otra parte, estos principios ofrecían la explicación más sencilla para el movimiento diario de las estrellas fijas, que constituyen la abrumadora mayoría de las luces que se observan en los cielos. Las estrellas fijas se mueven a velocidad angular constante, en órbitas circulares cuyo tamaño depende de su ubicación con respecto al polo Norte y al Sur celestes. Si bien, como hemos dicho, el movimiento anual del Sol describía una doble espiral, este podía ser explicado analizándolo como resultado de la composición de dos movimientos circulares de velocidad constante (un círculo diario y uno anual, la eclíptica). La explicación de los movimientos de los planetas sería análoga: se comprenderían mediante la combinación de movimientos circulares. La explicación de las retrogradaciones suponía un grave problema: los planetas parecen detenerse y retroceder, y eso parecía ser una clara violación de los dos principios que acabamos de mencionar. Por otra parte, ¿qué podría cambiar su estado de movimiento si se suponía que nada hay en los cielos fuera de estrellas fijas y planetas? Es decir: ¿por qué acelerarían o disminuirían su velocidad cuando nada se interponía en su camino? En el siglo II antes de nuestra era, los astrónomos Apolonio (c.262 a.C.- c.190 a.C.) e Hiparco (c.190 a.C.- c.120 a.C.) elaboraron el modelo de epiciclos y deferentes. Este modelo era una variación, significativa, de la explicación dada al movimiento del Sol, pero en esencia consistente con ella: ambos suponían la explicación de un movimiento aparentemente anómalo en un movimiento regular a partir de la combinación de movimientos circulares. Los planetas se hallaban montados en un círculo cuyo eje estaba fijado a la esfera que describía su órbita original. El movimiento de los planetas, así, era un movimiento compuesto: el planeta se movía en un círculo superficial llamado “epiciclo” (que justamente quiere decir, en griego, “círculo-apoyado-encima”), y el epiciclo se desplazaba a lo largo de la circunferencia llamada “deferente”. El centro del epiciclo estaba siempre sobre el deferente y este tenía su centro en el de la Tierra. Al variar los tamaños de los epiciclos, se podían reproducir retrogradaciones de distintas magnitudes; cuanto más grande el epiciclo, mayor la retrogradación. De este modo, se ofrecía una explicación cualitativa, general, de las retrogradaciones. Pero para dar una explicación detallada de los fenómenos observados era necesario introducir mayores precisiones: no era idéntica la retrogradación de Marte que la de Venus, por ejemplo. Lo más importante, sin embargo, fue que a partir de esta teorización pudo aumentarse enormemente la exactitud de las observaciones, comparando los datos reales con las predicciones ofrecidas por el sistema teórico. De este modo, el modelo explicativo, además de recoger la evidencia de observaciones previas establecía predicciones de observaciones nuevas, predicciones cuya determinación requería nuevas y más precisas observaciones. Fueron Ptolomeo (100-178) y sus sucesores quienes se encargaron de esa tarea. Sin embargo, el progreso trajo consigo nuevos desafíos; para dar cuenta de los datos obtenidos a partir de las observaciones más precisas posibilitadas por la teoría y ajustar a ellos las predicciones, fueron necesarios nuevos epiciclos. Se incorporaron entonces los llamados “epiciclos menores”, que servían para eliminar pequeños desacuerdos entre teoría y observación. Estos epiciclos menores, círculos montados sobre los epiciclos previos, se distinguían de los antes mencionados (conocidos como epiciclos mayores) cuya función era la de explicar grandes irregularidades como las retrogradaciones, en que solo cumplían un rol de ajuste y corrección de errores. A este mismo fin se emplearon las llamadas ”excéntricas”, círculos en los que el centro de la órbita básica no coincidía con el centro de la Tierra, y los “ecuantes”. No es importante aquí entrar en detalles acerca de estos últimos. Lo esencial es distinguir los epiciclos mayores de los epiciclos menores y otros recursos. Los primeros cumplían una función cualitativa (dar cuenta del porqué de las retrogradaciones); los últimos, cumplían una función de ajuste y precisión cuantitativa (respondiendo no ya a por qué, sino a los detalles del cómo). Veremos, luego, que la propuesta de Copérnico permitió eliminar los epiciclos mayores (también conoceremos por qué), pero que, además, necesitó de una serie de recursos adicionales (epiciclos menores y excéntricas) para dar cuenta con precisión de las observaciones. Veremos, asimismo, que a partir del trabajo de Kepler, podrá prescindirse de los epiciclos menores, obteniéndose así una descripción cualitativamente aceptable, cuantitativamente precisa y bastante s