Introducció

Es tractarà aquí la mida de l'Univers. Aquest univers en el que nosaltres hi vivim, que conté incomptables sistemes planetaris, estrelles, galàxies, ...

Observem la Via Làctia. Un cel estelat, en una nit ben fosca, sense lluna i lluny de la ciutat. En un desert, al mar, a la muntanya, podem observar aquesta munió d’estrelles, aquesta franja lluminosa. Sense tenir, però, cap sensació de profunditat. Quantes estrelles n’hi ha? Quin espai ocupen? Cóm són de grans? A quina distància estan?

Totes aquestes preguntes se l’has ha fet la humanitat des dels inicis dels temps. Els grecs són el poble del que tenim més constància de plantejar respostes (hipòtesis) científiques.

L’època antiga. Els grecs.

Pitàgores de Samos i Filolao de Crotona

Els nostres avantpassats no entenien l’Univers com l’entenem avui en dia. Pitàgores de Samos, 586-569 aC,  Filolao de Crotona (o de Tarent), 470-390 aC, i altres, en el món grec,  plantegen que hi ha al centre un foc que ho il·lumina tot.

Els estels són fixes, immòbils i incomptables, en una cúpula llunyana que ho envolta tot. El Sol, la Lluna, la Terra i els planetes es mouen al voltant del foc central.

Tant Pitàgores com Filolao pensen que la Terra és esfèrica i que es desplaça per l’espai. Creuen també que hi ha una anti-Terra (Antichton) ^[1], una antítesi de la Terra que es mou al voltant del foc central i a la mateixa velocitat. No és possible veure-la perquè és sempre situada al cantó oposat del foc central.

Plató i Aristòtil

Més tard, Plató, 427 aC al 347 aC, o l'Aristòtil, 384 aC al 322 aC, plantegen que és la Terra la que és al centre i que tot gira al seu voltant.

Aristòtil planteja la seva teoria de les esferes homocèntriques. La teoria s’explica en el capítol vuit del llibre XII de la Metafísica i Aristòtil construeix les esferes a partir de les proposades anteriorment per Eudox de Cnidos, 390 aC al 337 aC, i Cal·lip de Cízic, 370 aC al 300 ac.

Es fonamenta en l’existència del primer motor ^[2], i en que tot el que es mou per sota d’ell ha de ser mogut per quelcom diferent a sí mateix. Per tant, sosté la necessaria existència d’altres tipus d’entitats mòbils–eternes, com el primer motor– que expliquin les translacions dels planetes: les esferes.

Les seves esferes no s’han de confondre mai amb el concepte modern d’òrbita. Les esferes són cossos físics, immenses estructures sòlides i translúcides, amb un determinat gruix on els planetes hi són clavats. Tot el moviment observable en el mundo supralunar era producte de combinacions dels seus girs.

Aristòtil calcula el nombre exacte d’esferes a partir del càlcul de les translacions necessàries per explicar els moviments observats, segons opinions d’altres (Eudox i Cal·lip) i de ell mateix. Segons Aristòtil, són necessàries 47 esferes homocèntriques. ^[3]

Les estrelles segueixen situant-se fixes en l’esfera més llunyana.

Aristòtil reprodueix, en certa manera, el dualisme platònic: Planteja un món sublunar, format pels quatre elements (terra, aigua, aire, foc) i sotmès a la generació i a la corrupció, és a dir al canvi i al moviment. I un món supralunar, constituït per una matèria especial i incorruptible, l'èter o quinta essència, únicament sotmès al moviment circular, que, com Plató, considera una forma perfecta de moviment.

Aristarc de Samos

Aristarc de Samos, 310 aC al 230 aC, és el primer en proposar una teoria heliocèntrica, amb el Sol com a centre de l’Univers. Ho argumenta en base a que, el Sol, és el cos més gran i brillant observable. Tanmateix, les estrelles continuen sent fixes, únicament es mouen la Lluna i els planetes.

Aristarc és també el primer en fer mides i càlculs matemàtics. Intenta mesurar la distància entre la Terra i el Sol, comparant la distància entre la Terra i la Lluna.  Raona que quan la Lluna es troba en quart creixent o minvant, el Sol la Lluna i la Terra dibuixen un angle recte (β), en un triangle rectangle, amb l’angle contrari al catet major (α) igual a 87°. ^[4]

Aleshores, calcula que,

• α = 87 🠒 sin⁡(90 - α) = sin ⁡3 = 1 / TS = (3·π) / 180 🠒 TS ∼ 180 / (3·π) ∼ 19

El concepte és correcte, però el càlcul de α lleugerament equivocat pel que el resultat final resulta força incorrecte. En realitat, segons càlculs moderns,

• α ∼ 89.8528 🠒 sin ⁡(90 - 89.8528) = sin ⁡0.1472 = 1 / TS ∼ (0.1472·π) / 180 🠒 TS ∼ 180 / (0.1472·π) ∼ 389

Distància Terra-Lluna ∼ 384.400 km; Distància Terra-Sol ∼ 149.600.000 km

Proporció Terra-Sol/ Terra-Lluna ∼ 149.600.000/384.400 ∼ 389

Eratòstenes de Cirene

Eratòstenes, 276 aC al 194 aC, és el tercer director (bibliotecari) de la Biblioteca de Alexandria, després de Zenòdot d'Efes i Apol·loni de Rodes.

Considerat estudiant perpetu, rep el malnom despectiu de beta, per ser alumne de tot i mestre de res. Per l’estudi de les Matemàtiques, la Poesia, l’Astronomia, la Geografia i la Filosofia l’anomenen també pentathlon (πένταθλον), per ser campió de cinc disciplines. És doncs admirat per uns i repudiat per altres.

Famós per ser el primer en calcular la circumferència de la Terra (l’any 235 aC). Altres treballs seus són: calcula les distàncies al Sol i a la Lluna i la inclinació de la Terra respecte al seu eix de rotació, elabora un calendari amb els anys de traspàs, un catàleg de 675 estrelles i escrits sobre poesia i ètica.

El càlcul del diàmetre terrestre

Eratòstenes té notícies dels habitants de Siena (actual Assuan) que afirmen que un cop a l’any, sota el Sol del migdia, les columnes i els obeliscs no projecten cap ombra ^[5]. El mateix succeeix respecte una estaca clavada en el fons d’un pou. Aleshores consulta els mapes, conclou que Alexandria i Siena són en el mateix meridià ^[6], i afirma que, com el Sol és tan llunyà, es pot considerar que els seus raigs arriben tots paral·lels a la Terra i que mesurant l’ombra d’una columna d’Alexandria en el dia del solstici, quan el Sol és més elevat al cel, pot calcular la mida de la Terra.

Gracies a les caravanes que recorren el camí entre Alexandria i Siena, calcula una distància entre les dues ciutats de 5000 estadis ^[7].

Eratòstenes registra un angle de l’ombra (α) de 7.2°, que es correspon a 1/50 part de 360°. Per tant, la circumferència terrestre i la distància entre Siena i Alexandria són en la mateixa proporció, 50 cops 5.000 estadis, el que dona un valor de la mesura de la circumferència terrestre de 50·5000·157.5 m = 39375000 m = 39375 km. ^[8]

Claudi Ptolemeu

Fem ara un salt en el temps a 150 anys dC, és aleshores quan Claudi Ptolemeu, 100 al 170 dC, fa la proposta de que els moviments dels astres s’han de poder descriure segons lleis matemàtiques senzilles.

El model que planteja és un model geocèntric, amb la Terra com a centre de l’Univers. Model que explica força bé les òrbites observades en els moviments del Sol, la Lluna i els planetes interiors (Mercuri i Venus) però no resulta senzill per explicar el moviment aparentment retrògrad ^[9] dels planetes.

Aquests semblen invertir la direcció del moviment orbital, en determinats períodes, com a conseqüència de les diferents velocitats orbitals respecte l’observador (la Terra).

Els planetes exteriors, per exemple Mart, es desplacen tots més lentament que la Terra. Aleshores, quan la Terra els avança, sembla que  es mouen cap enrere. Els planetes interiors també mostren moviments retrògrads però són molt més difícils d’observar en el temps per la lluïssor del Sol que els oculta.

Els propers moviments retrògrads (2023-2024) seran:

• Mercuri. Del 23/8 al 15/9 de 2023 i del 13/12 al 1/1 de 2024.
• Venus. Del 22/7 al 4/9 de 2023.
• Mart. Del 6/12 del 2024 al 24/2 de 2025.
• Júpiter. Del 4/9 al 31/12 de 2023.
• Saturn. Del 17/6 al 4/11 de 2023.
• Urà. Del 29/8 de 2023 al 27/1 de 2024.
• Neptú. Del 30/6 al 6/12 de 2023.

L’epicicle

Claudi Ptolemeu explica el moviment retrògrad amb la introducció de l'epicicle, constructe geomètric dissenyat, ja a finals del segle III aC, per Apol·loni de Pèrgam. Segons aquest model, tots els cossos celestes es desplacen al voltant de la Terra sobre petits cercles, anomenats epicicles. Cada epicicle es desplaça sobre cercles majors, els cercles deferents, centrats en la Terra.

Ptolemeu, introdueix en el model d’Apol·loni de Pèrgam el punt equant i desplaça el centre del cercle deferent del centre de la Terra. L’equant es situava en un punt oposat al centre de la Terra, respecte del centre del deferent. D’aquesta manera, l’epicicle es desplaça més ràpid sobre el cercle deferent quan és més a prop de la Terra que quan n’és més lluny.

El model de Ptolemeu era força complicat, però funcionava bé. És per això que va perdurar durant segles. Fins la teoria heliocèntrica de Nicolau Copèrnic i les òrbites el·líptiques de Johannes Kepler.

Vegem-ho en un vídeo molt il·lustratiu del programa Nostra nau de TV3: epicicles.

L’Edat Mitjana i el Renaixement.

Nicolau Copèrnic (Polònia, 1473 – 1543)

En la seva època, a Cracòvia, i a la resta de les universitats europees, la teoria astronòmica s’exposa per dues vies diferents: pels cosmòlegs físics o naturals, inspirats en Aristòtil i les esferes homocèntriques, o pels mathematici, interessats al càlcul de les posicions dels cossos celestes, fidels a l’Almagesto de Ptolemeu i al sistema dels excèntrics i els epicicles.

Es pot parlar així d’un sistema aristotèlic-ptolemaic:

• La Terra és el centre de l’univers i aquest és limitat per l’esfera dels estels fixes.
• El moviment natural dels cossos celestes (les esferes, i per tant els planetes, entre els quals es compta la Lluna) és el circular uniforme, a diferencia del moviment dels cossos al món sublunar, que no és circular uniforme, sinó un moviment rectilini accelerat de caiguda cap al centre de la Terra, en el cas dels cossos pesants.
• El moviment erràtic dels planetes exteriors s’explicava amb complexos mecanismes d’excèntrics i epicicles, amb continues teories ad hoc.

En general, els contemporanis de Copérnic accepten el sistema aristotèlic en quant a descripció verdadera del sistema del món, i el sistema ptolemaic, en quant a instrument de càlcul per a explicar i preveure els moviments celestes.

El nucli comú és: la Terra immòbil i central, la perfecció del moviment circular i la finitud de l’univers. Dins el marc general de que Déu ha creat un univers centrat al servei de la humanitat.

Copèrnic proposa una teoria heliocèntrica on tot es mou seguint trajectòries circulars amb moviment uniformement accelerat.

Representa un nou paradigma o gran teoria alternativa, que al principio no sembla aportar massa avantatges i ni tan sols és molt més senzilla que la de Ptolemeu. Però conté previsions (semblança entre els planetes i la Terra, les fases de Venus, un univers més gran, ..., que més tard seran confirmades per Galileu. El De Revolutionibus, segons Kuhn, «va arribar a ser el punt de partida d’una nova tradició astronòmica i cosmològica i, al mateix temps, la culminació d’una antiga tradició».

Copérnic proposa dues tesis fonamental:

• El moviment aparent del Sol es deu al moviment real de la Terra, la qual gira, como els altres planetes al voltant del Sol.
• Els moviments complexos i aparents dels planetes es deuen al moviment real de la Terra, admetent el qual, tots els moviments reals resulten senzills i desapareixen totes les disharmonies aparents del cel.

Tycho Brahe (Dinamarca, 1546 – 1601)

És l’astrònom més important de la segona meitat del segle XVI. Frederic II de Dinamarca és el seu gran protector. El concedeix uns honoraris fixos i l’illa de Hven a l’estret de Copenhaguen. Brahe mana construir un castell, un observatori, diversos laboratoris, una impremta privada. Allà, auxiliat per nombrosos col·laboradors, hi treballa entre 1576 i 1597, recollint gran quantitat d’observacions precises. A la mort de Frederic II, el seu successor no es comporta com un mecenes en relació a Brahe. El 1599 es trasllada a Praga, al servei de l’emperador Rodolf II. Brahe crida a Praga al jove Kepler, qui, al morir Brahe (1601), el succeeix en el càrrec de matemàtic imperial.

Tycho Brahe és, sobre tot, un virtuós de l’observació astronòmica. Transforma les tècniques d’observació i de mesura, aconseguint un elevat nivell de precisió. Projecta i construeix nous instruments, més grans, més estables, i amb un millor ajust. D’aquesta manera aconsegueix corregir nombrosos errors causats per la utilització d’instruments menys perfeccionats que els seus. En particular, introdueix la tècnica d’observació dels planetes en moviment. Fet nou i de gran rellevància, anteriorment només es podien observar quan eren en una configuració favorable. Les seves observacions, a simple vista, foren realment excepcionals. En efecte, «l’observació realitzada amb telescopis moderns ens mostren que, quan Brahe determinava la posició d’una estrella fixa, s’aproximava fins a un minut, o menys: (···) un resultat excepcional per a observacions fetes a simple vista ^[10].» Tycho Brahe i els seus col·laboradors solucionen molts problemes astronòmics originats per observacions errònies en el passat.

El 1577 Brahe estudia el moviment d’un cometa. En mesura la seva paral·laxi ^[11], i demostra que el cometa, que gira al voltant del Sol en una òrbita exterior a la de Venus, es troba a major distància que la Lluna i la seva trajectòria talla les òrbites planetàries ^[12].

Aquest desconcertant resultat significa que les esferes cristal·lines de la cosmologia tradicional, concebudes com a físicament reals i destinades a traslladar els planetes, no existeixen en realitat. Brahe escriu a Kepler: «En la meva opinió, la realitat de totes les esferes (···) ha d’excloure’s dels cels. Això ho he après de tots els cometes que han aparegut als cels (···). En efecte, no s’ajusten a les lleis de cap esfera, sinó que actuen més bé en contradicció amb elles (···). El moviment dels cometes prova amb claredat que la màquina del cel no és un cos dur i impenetrable, compost per diverses esferes reals, com fins ara havien cregut molts, sinó que és fluït i lliure, obert a totes direccions, de manera que no oposa en absolut el més mínim obstacle al lliure desplaçament dels planetes, regulat d’acord a la saviesa legislativa de Déu, sense que hi hagi una maquinària o un rodament d’esferes reals (···) aquestes, les esferes, no existeixen realment als cels, sinó que s’admeten en exclusiu benefici de l’ensenyament i de l’aprenentatge.» Les esferes són reemplaçades per les òrbites, enteses com a trajectòries. Brahe defensa també que el cometa manté una òrbita oval, i no circular.

Ni Ptolemeu ni Copérnic

Tycho Brahe s’oposa tota la vida a Copérnic, i «el seu immens prestigi que va fer endarrerir la conversió dels astrònoms a la nova doctrina ^[13].» Brahe «era encara massa familiaritzat amb el mode de pensar aristotèlic com per a poder evadir-se de l’influx dels arguments en contra de la possibilitat d’un moviment de la Terra, que havien estat adoptats per Ptolemeu i refutats per Oresme i Copérnic ^[14].» Vegem-ne alguns dels seus arguments anti-copernicans:

• «Donat que, Copérnic, estableix que el cos de la Terra, voluminós, maldestre i inhàbil per a moure’s, és mogut per un moviment, triple, que ja no forma part del dels altres astres eteris, Copérnic, no només xoca amb els principis de la física, sinó també amb l’auctoritas de les Sagrades Escriptures, que confirmen a diversos passatges l’estabilitat de la Terra, per no parlar de l’espai vastíssim que s’interposa entre l’orbe de Saturn i l’Octava esfera, que aquesta doctrina, Copérnic, deixa buit fins les estrelles (···).»
• A l’epistolari amb l’astrònom copernicà alemany Christopher Rothmann, astrònom de Guillem IV de Hesse, especifica una argumentació que serà destinada més endavant a convertir-se en molt popular: si fos cert que la Terra gira d’occident a orient, el trajecte d’una bala disparada per un canó cap a l’Oest hauria de ser més llarg que el d’una bala disparada pel mateix canó cap a l’Este. La raó seria que, en el primer cas, la Terra es mouria en contra de la direcció de bala, mentre que en el segon cas ho faria a favor, de manera que el recorregut de la bala hauria de ser més curt que el de la bala disparada cap a l’Oest. Donat que a la pràctica no es registra aquesta diferència de longitud als recorreguts, es conclou que la Terra resta immòbil.
• Si la Terra es mou, com és que no sortim expulsats cap a l’espai?
• Si llencem una pedra des de dalt d’una torre, com és que cau just a la base i no es desvia cap a l’occident?

Tampoc és vàlid, per Brahe, el sistema ptolemaic. Encara que a Brahe no es doni el pathos neoplatònic que anima els escrits de Copérnic i que guiarà l’obra de Kepler, no és tan ingenu com  per a no adonar-se de «que la vella distribució ptolemaica dels orbes celestes no és prou coherent, i que resulta superflu recórrer a tan nombrosos i tan grans epicicles, pels quals es justifiquen els comportaments dels planetes respecte al Sol, els seus retrocessos i les seves detencions, i les altres aparents irregularitats».

El sistema de tychònic

«···després de meditar-ne una alternativa als sistemes proposats. Finalment, d’un mode quasi inesperat em va venir a la ment quina era la forma en que havia de disposar oportunament l’ordre de les revolucions terrestres, per a eliminar qualsevol ocasió en que es poguessin presentar totes aquestes incongruències.»

La Terra és al centre de l’univers. Tanmateix, és al centre de les òrbites del Sol, de la Lluna i de les estrelles fixes; el Sol, en canvi, és al centre de les òrbites dels cinc planetes.

La Terra segueix sent el centre de l’univers. El Sol i la Lluna giren al seu voltant. Els altres cinc planetes giren al voltant del Sol.

Aquest sistema no convenç Kepler ni Galileu. Al morir confia a Kepler [el seu jove ajudant] el seu sistema, però aquest és més atret per la simetria de Copérnic. Galileu, per la seva part, al Diàleg sobre els dos sistemes màxims, confrontarà el sistema aristotèlic- ptolemaic amb el copernicà i ni tan sols prendrà en consideració «el tercer sistema del món», el de Tycho Brahe. Tanmateix, té un èxit important. És abraçat per la major part dels astrònoms no copernicans que es senten descontents amb el sistema ptolemaic. El sistema de Brahe conserva els avantatges matemàtics del de Copérnic i n’evita les crítiques de caràcter físic i les acusacions d’ordre teològic.

A Uraniborg, illa de Hven, Brahe hi té també un laboratori químic. Encara que critica les pràctiques astrològiques, «era convençut de que existia una essencial afinitat entre els fenòmens celestes i els esdeveniments terrestres ^[15].»

Thomas Digges (Anglaterra, 1546 – 1595)

Ja en el segle XVI, a mitjans finals del segle XVI,  en Thomas Digges  és el primer que representa un mapa de l’Univers amb les estrelles que s’estenen fins l’infinit, més enllà dels planetes.

Digges intenta determinar la paral·laxi de la supernova observada per Tycho Brahe el 1572, i conclou que ha d’estar més enllà de l’òrbita de la Lluna. Fet que contradiu la visió acceptada de l’Univers, segons la qual no pot haver cap canvi en les estrelles fixes.

Digges representa, per primer cop, el model d’un univers obert que es contraposa a l’univers tancat del model ptolemaic.

Johannes Kepler (Alemanya, 1571 – 1630)

La ciència avança amb ments creatives, d’hipòtesis i teories, i, al mateix temps, amb rigor i control. Kepler n’és el paradigma. Afronta el misteri de l’irregular moviment de Mart ^[16]. Hi dedica deu anys de la seva vida amb un ritme esgotador. Intent rere intent, sense defallir. Arriba a la conclusió de que és impossible resoldre el problema amb combinacions circulars. No es correspon amb les dades de l’observació directa. Per tant, les òrbites proposades han de ser equivocades. Utilitza aleshores esferes ovals, sense cap resultat correcte. Finalment utilitza òrbites el·líptiques i observa que teoria i observació encaixen si els planetes es mouen en òrbites el·líptiques a velocitats variables que es poden determinar d’acord a una senzilla llei. És un descobriment sensacional: queda definitivament superat l’antic dogma de la naturalitat i perfecció del moviment circular.

• Primera llei de Kepler: Les òrbites dels planetes formen el·lipsis, amb un dels focus ocupat pel Sol. L’excentricitat d’aquestes el·lipsis és molt pètita, les òrbites son quasi bé cercles.
• Segona llei de Kepler: La velocitat orbital de cada planeta varia de forma tal que la línia que uneix al Sol amb el planeta cobreix, a intervals de temps iguals, porcions iguals de la superfície de l’el·lipsi. Aquesta llei, de les àrees, és equivalent a la constància del moment angular, el que vol dir que quan el planeta és més allunyat del Sol, l’afeli, la seva velocitat és menor que quan és més a prop, el periheli. A l’afeli i al periheli, el moment angular [L] del planeta  és el producte de la massa del planeta [m] per la seva velocitat [v] i per la seva distància [r] al centre del Sol:
• L = m·r₁·v₁ = m·r₂·v₂

S’eliminen de cop la multitud d’excèntrics i epicicles. «Per primer cop, una única corba geomètrica, no combinada amb cap altra corba, i una única llei del moviment són suficients per a poder preveure la posició dels planetes. I per primer cop aquestes previsions resulten tan precises com les observacions. El sistema astronòmic de Copérnic que ha heretat la ciència moderna, per tant, és un producte conjunt de l’obra de Kepler i de Copérnic ^[17] .»

El 1618, a l’Epitome astronomiae copernicanae, Kepler estén les dues lleis a altres planetes, a la Lluna i als quatre satèl·lits de Júpiter descoberts feia pocs anys. El 1619, a les Harmonies del món, Kepler anuncia la seva tercera llei.

• Tercera llei de Kepler: Els quadrats dels períodes de revolució dels planetes es troben a la mateixa relació que els cubs de les seves respectives distàncies al Sol. Si T₁ i T₂ són els períodes de temps necessaris per a que dos cossos recorrin una òrbita completa al voltant d’un altre; i si R₁ i R₂ són les respectives distàncies entre els cossos que orbiten i el centre del cos al voltant del qual orbiten; aleshores, per la tercera llei de Kepler:
• (T₁ / T₂)² = (R₁ / R₂)³
•  

Segons Kuhn, es tracta «d’una llei plena de fascinació, perquè estableix una regla que mai havia estat observada al sistema planetari.» A partir d’ara el sistema solar es representava amb un seguit de clares i senzilles relacions matemàtiques, en funció de les distàncies al Sol i dels períodes de revolució ^[18].

El Sol com a causa dels moviments planetaris

A l’Harmonia del món, Kepler parla d’un frenesí diví i d’un rapte inefable a través de la contemplació de les harmonies celestials. A aquesta harmonia el Sol hi juga un paper fonamental. Kepler busca sense defallir l’ordre que ha d’existir, perquè Déu l’ha posat allà. Investiga sempre amb el pathos de la cerca de la veritat.

Al quart capítol de l’Astronomia nova, Kepler descriu al Sol com a «l’únic cos apte, en virtut de la seva dignitat i potència (per a moure els planetes a les seves òrbites), i digne de convertir-se en morada del mateix Déu, per no dir el primer motor». A l’Epitome astronomiae copernicanae llegim: «El Sol és el cos més bell; en certa manera, és l’ull del món. En tant que font de la llum o fanal resplendent, adorna, pinta i embelleix els altres cossos del món (···). Pel que respecta al calor, el Sol és la llar del món, que serveix per a escalfar els globus existents a l’espai intermedi (···). Pel que respecta al moviment, el Sol és la causa primera del moviment dels planetes, el primer motor de l’univers, a causa del seu propi cos.» A Kepler hi ha una metafísica del Sol. Kepler suposa que al Sol hi ha una intel·ligència motora [anima motrix] que mou els planetes enviant una mena de rajos magnètics. D’aquesta manera els rajos de l’anima motrix que cauen sobre un planeta que es troba a una distància doble del sol es redueixen a la meitat, i per tant la velocitat del planeta també es redueix a la meitat, en comparació amb la velocitat orbital quan és més a prop del Sol. Kepler suposa que «al Sol existia un intel·lecte motor capaç de moure totes les coses al seu voltant, però sobre tot les més properes, debilitant-se en canvi respecte les més allunyades, ja que al augmentar les distàncies s’atenua la seva influència». Així, és la fe neoplatònica el que porta Kepler fins la segona llei.

«Ell creia que les lleis matemàticament simples eren a la base de tots els fenòmens naturals i que el Sol era la causa de tots els fenòmens físics ^[19].» Influenciat per la lectura del De Magnete, que ha publicat el 1600 el metge anglès William Gilbert (1540-1603), Kepler esbossa una teoria magnètica del sistema planetari. Parla de la força amb la que la Terra atrau els cossos, i a la introducció a l’Astronomia nova parla també d’una atracció recíproca. A les notes al seu Somnium (redactat entre 1620 i 1630), atribueix les marees «als cossos del Sol i de la Lluna que atrauen les aigües del mar amb una força semblant a la magnètica». Tanmateix, no és una anticipació de la teoria de la gravitació universal de Newton. En realitat, com va escriure W. Whewell, «si els grecs no haguessin estudiat les seccions còniques, Kepler no hauria substituït Ptolemeu; si els grecs haguessin desenvolupat la dinàmica, Kepler s’hagués pogut anticipar a Newton».

Galileu Galilei (Itàlia, 1564 – 1642)

El 1597, en una carta dirigida a Kepler, Galileu afirma haver-se adherit «des de fa ja molts anys (···) a la doctrina de Copérnic». El 1609 comença a acumular tot un seguit de proves al respecte. La primavera de 1609 Galileu rep la noticia de que «un flamenc havia fabricat una lent amb la qual els objectes visibles, per molt lluny que hi fossin, es veien amb tant de detall como si fossin propers». Un ex deixeble seu, Jacopo Badovere, ho confirma des de París, «cosa que em portà a aplicar-me del tot a buscar les raons i a idear els medis pels quals pogués jo arribar a crear un instrument similar». Galileu prepara un tub de plom, als extrems del qual hi col·loca dues lents, «ambdues planes, per un costat, mentre que per l’altre una era convexa i l’altra còncava; després, apropant l’ull a la lent còncava, vaig veure els objectes prou grans i propers, ja que semblaven tres cops més a prop i nou cops més grans del que es veia a ull nu. Després vaig construir altre de més perfecte, que representava els objectes amb un augment de més de seixanta cops». Finalment, «(···) les coses vistes al seu través semblaven quasi mil cops més grans i més de trenta cops més properes (···)». El 25 d’agost de 1609 Galileu presenta aquest aparell, com a invenció de la seva propietat, al govern de Venècia. L’entusiasme és tan gran que se li augmenta la retribució anual de 500 a 1000 florins i es proposa una renovació vitalícia del contracte com a professor que hauria caducat l’any següent.

Galileu introdueix el llarga vistes a la ciència, com a instrument científic potenciador dels nostres sentits. La filosofia medieval havia ignorat les lentes per aquest us, eren objectes propis per a malalts, ancians o per a fer trucs durant les fires populars. Francesco Maurolico va estudiar-ne les lents i Giambattista della Porta [Magia naturalis, 1589] les rescata del món dels artesans i les inclou a la filosofia. Tant Porta com Kepler [Paralipomena ad Vitellionem, 1604) no arriben a fabricar el llarga vistes. Es pensava que les lents eren enganyoses. Els ulls amb que Déu ens va dotar havien de ser suficients per a veure les coses del món. A més dels prejudicis contra les arts mecàniques, «vil mecànic» era utilitzat com a insult. El mateix Porta, el 28 d’agost de 1609, quatre dies després de que Galileu escriu al dux Leonardo Donato per presentar-li el llarga vistes, escriu des de Nàpols a Federico Cesi, fundador de l’Accademia dei Lincei, una carta en la que es llegeix: «He vist el secret de les lents i es tracta d’un ardit pueril, pres del meu llibre novè De refractione, i se’l descriuré, per a que fent-lo V.E. es diverteixi (···)»

Supera els obstacles epistemològics, d’idees que veten altres idees i noves investigacions. Es deia que el llarga vistes no proporcionava imatges verídiques, però Galileu realitza, i verifica, cents de milers d’observacions astronòmiques com a prova de la seva exactitud per tal d’avalar l’ús de l’instrument,  ignorat i menyspreat per la ciència acadèmica i oficial. Per la majoria dels savis de l’època, mirar el cel a través del telescopi era un acte molt poc raonable.

Observa que a la Lluna hi ha muntanyes i valls i de seguida comprèn que pot representar una ofensiva sense precedents en contra dels peripatètics. El telescopi passa a ser un element decisiu pel coneixement, no un simple aparell sense significat científic. A diferència de Kepler, Galileu té fe, raonada i justificada, en el llarga vistes. Pensa que potencia els nostres ulls:  «Fins i tot aquelles estrelles que no solen aparèixer a la nostra vista, per la seva petitesa i per la debilitat de la nostra vista, poden veure’s per medi d’aquest instrument.» No n’hi ha prou amb mirar, «s’ha de mirar amb ulls que vulguin veure, que creguin el que veuen i que creguin veure coses que tenen valor ^[20].»

El 12 de març de 1610 Galileu publica a Venècia el Sidereus Nuncius. Aquestes són les noves propostes de Galileu, amb l’ús del telescopi:

1. Al afegir a la multitud de les estrelles fixes, visibles a simple vista, «altres innumerables estrelles, mai abans vistes», l’univers es fa més gran.
2. «Amb la certesa que ens dona l’experiència sensible» es pot saber «que la Lluna no es troba de cap manera revestida d’una superfície llisa i plana, sinó escarpada i desigual, i del mateix mode que la faç de la Terra, és coberta a tot arreu per grans prominències, valls profunds i anfractuositats». Descobriment d’enorme transcendència que destrueix la distinció entre cossos terrestres i cossos celestes,  pilar de la cosmologia aristotèlica-ptolemaica.
3. La galàxia no és «altra cosa que una acumulació d’innumerables estrelles, disseminades en grups; si es dirigeix a qualsevol regió el telescopi, enseguida es presenta davant la vista una ingent multitud d’estrelles». Galileu considera que es solucionen «amb la certesa que ve dels ulls totes les disputes que durant tants segles turmentaren als filòsofs, i nosaltres quedem alliberats de discussions verbalistes».
4. «A més, meravella encara més gran, les estrelles que els astrònoms havien nomenat fins ara “nebuloses” són ramats de petites estrelles disposades d’un mode admirable».
5. Però, «l’argument més important» del Sidereus Nuncius consisteix per a Galileu en el descobriment dels satèl·lits de Júpiter, que nomena «estrelles dels Medici» en honor de Cosme II de Medici, en la possibilitat de «revelar i divulgar quatre planetes, que des dels orígens del món mai havien estat vistos, l’ocasió d’haver-los descobert i estudiat, i a més, les seves col·locacions i les observacions realitzades durant els dos últims mesos sobre el seu comportament i les seves mutacions». Descobriment que ofereix a Galileu la inesperada visió al cel d’un model a escala reduïda de l’univers de Copérnic.

El món aristotèlic-ptolemaic s’ensorra: no hi ha diferència de naturalesa entre la Terra i la Lluna. Si la Lluna es mou, per què no ho ha de fer també la Terra? S’observen galàxies, nebuloses i moltes altres estrelles fixes, molt més lluny de Saturn. Júpiter i els seus satèl·lits serveixen de model a escala reduïda del sistema solar.

Poc abans d’abandonar Pàdua per a traslladar-se a Florència i immediatament després de començar el seu període a Florència, l’11 de setembre de 1611, Galileu observa l’aspecte tri-corpori de Saturn, l’anell de Saturn no és podia distingir amb la ullera de Galileu. Descobreix les fases de Venus, similars a les de la lluna, i les taques del Sol. «(···) ens hem (···) assegurat de que tots els planetes reben la llum des del Sol, al ser tenebrosos per pròpia naturalesa (···) estic seguríssim de que les estrelles fixes són per sí mateixes lluminosíssimes i no necessiten la irradiació del Sol; la qual Déu sap si arriba tan lluny». En una carta a Frederic Cesi, el 12 de maig de 1612, escriu que «l’existència de taques solars, és el funeral o, més bé, el judici extrem i final de la pseudofilosofia». També al Sol es produeixen mutacions i alteracions.

Els aristotèlics es defensen. Per exemple, el jesuïta Cristóbal Klau, professor de matemàtica al Col·legi Romà, emet la hipòtesis de que les muntanyes i valls de la Lluna són recoberts d’una perfecta i llisa esfera cristal·lina totalment transparent. Galileu respon a Clavio: «(···) es tracta d’una imaginació molt ermosa... l’únic que li falta és no estar demostrada ni ser demostrable.» «(···) la revolució científica efectuada per Galileu no només es basa en les novetats dels seus descobriments, sinó també i sobre tot en la nova maduresa metodològica que revela ^[21].»

Thomas S. Kuhn escriu: «La teoria de Copérnic (···) suggeria que els planetes eren semblants a la Terra, que Venus presentava fases i que l’univers tenia que ser molt més ampli del que abans s’havia suposat. Per tant, quan seixanta anys després de morir, el telescopi revela sobtadament l’existència de muntanyes a la Lluna, les fases de Venus i un nombre immens d’estrelles d’existència insospitada, tals observacions convertiren a nombrosos científics a la nova teoria, sobre tot a aquells que no eren astrònoms.» Molt pocs el defensen obertament: Campanella és  un dels que sí que ho fa.

La Il·lustració

Isaac Newton (Anglaterra, 1642 – 1727)

El 1671 el francès Jean Picard (1620-1682) efectua unes mides molt perfectes de les dimensions de la Terra. El 1679 Newton utilitza el diàmetre terrestre que Picard ha calculat. Refà els resultats sobre la gravitació, a les seves notes de Woolsthorpe, i aleshores els càlculs resulten  correctes, la idea de la gravitació passa així a ser una teoria científica. Tanmateix, no publica encara els seus resultats. Continua amb les seves lliçons d’òptica, publicades el 1729 amb el títol de Lectiones Opticae. Publica les lliçons d’àlgebra (1707) com a Arithmetica Universalis.

A principis de 1684 el gran astrònom Edmund Halley (1656-1742) es reuneix amb Sir Christopher Wren (1632-1723) i amb Robert Hooke (1635-1703) per a debatre la qüestió dels moviments planetaris. Hooke afirma que les lleis del moviment dels cossos celestes s’ajusta a la llei de la força inversament proporcional al quadrat de la distància. Wren dona a Hooke dos mesos de per a formular una demostració d’aquesta llei i Hooke no compleix el termini previst.

L’agost Halley es trasllada a Cambridge per a escoltar l’opinió de Newton. Al preguntar Halley quina seria l’òrbita d’un planeta atret pel Sol amb una força gravitacional inversament proporcional al quadrat de la distància, Newton contestà d’immediat: una el·lipse. I que ho sabia perquè ja n’havia fet els càlculs corresponents, càlculs que en aquell moment no troba.

Quan lliura, més endavant, els càlculs a Halley van acompanyats d’un opuscle, el De motu corporum. Halley convenç Newton d’escriure un tractat per a fer públics els seus descobriments (1685). Neixen així els Philosophiae naturalis principia mathematica ^[22].

El manuscrit del primer llibre és enviat el mes d’abril de 1686 a la Royal Society ^[23].  A continuació en redacta els llibres segon i tercer. El mateix Halley publica l’obra.

Hi ha una gran controvèrsia amb Hooke, que reclama el descobriment de la llei de la força inversament proporcional al quadrat de la distància. Newton s’ofèn terriblement: amenaça amb no lliurar a la impremta el tercer llibre de l’obra, que fa referència al sistema del món.

El conflicte s’apaivaga i Newton inclou a la seva obra una nota on deixa constància de que la llei de l’invers del quadrat ja havia estat proposada abans per Wren, Hooke i Halley. Els Principia és publiquen el 1687.

Newton descriu les seves tres famoses lleis de la dinàmica i planteja que els estats de repòs i de moviment rectilini uniforme només es poden determinar en relació a altres cossos que siguin en repòs o en moviment, l’estat e moviment és relatiu.

Donat que no es pot arribar fins l’infinit en la referència a nous sistemes de comparació, Newton introdueix les nocions de temps absolut i d’espai absolut, que provoquen grans debats i una viva oposició, fins Einstein ^[24].

«[Newton] El temps absolut verdader i matemàtic, en sí i per la seva pròpia naturalesa, flueix de manera uniforme sense relació amb res extern, i se’l nomena també duració; el temps relatiu, aparent i comú, és la mesura sensible i externa (···) de la duració a través del medi del moviment, i se’l utilitza comunament en lloc del temps verdader: és l’hora, el dia, el mes, l’any (···) L’espai absolut [sensorium Dei], que per la seva pròpia naturalesa no té cap relació amb res extern, roman sempre semblant a sí mateix i immòbil.»

Es tracta de conceptes sense significat operatiu, incontrolables empíricament . És cèlebre la crítica d’Ernst Mach a La mecànica en el seu desenvolupament històric-crític: ... l’espai i el temps absoluts de Newton són «monstruositats conceptuals».

A l’espai absolut actua també la llei de la gravitació universal. (al llibre tercer dels Principia). Aquesta s’expressa com:

F = G·(m₁·m₂) / d²

On,

• F és el mòdul de la força de la gravetat,
• G és la constant gravitacional [(6.6742 ± 0.001)·10^-11 N·m²·kg^-2],
• m₁ i m₂ són les masses dels dos objectes que originen la força
• d és la distància entre els dos centres de gravetat de les dues masses, que es consideren concentrades en un punt.

Amb la llei de la gravetat, Newton arriba a un únic principi capaç d’explicar una quantitat indefinida de fenòmens. La caiguda d’una pedra, les marees, la vinculació de la Lluna o del Sol, ...

«[Newton] explica els moviments dels planetes, dels satèl·lits, dels cometes, fins els seus detalls més petits, així com el flux i el reflux, el moviment de precessió de la Terra: tot un treball deductiu de grandesa única ^[25].»

«[Newton] unifica la física terrestre amb la física celeste. Cau definitivament el dogma d’una diferència essencial entre els cels i la terra, entre la mecànica i l’astronomia, i també el mite de la circularitat, la perfecció del cercle,  que havia condicionat durant més d’un mil·lenni el desenvolupament de la física i que havia pesat fins i tot sobre el raonament de Galileu: els cossos celestes es mouen d’acord a òrbites el·líptiques, perquè actua sobre ells una força que els allunya contínuament de la línia recta segons la qual, per inèrcia, continuarien el seu moviment ^[26].»

William Herschel (Alemanya, 1738-1822) i Carolina Herschel (Alemanya, 1750-1848).

Friedrich Wilhelm Herschel va ser un músic germànic que amb 35 anys d’edat s’interessa per l’astronomia. En particular dissenya i construeix els seus propis telescopis reflectors. Conjuntament amb la seva germana Carolina Lucrecia Herschel varen fer moltes observacions i comptatges d’estrelles.

El 13 de març de 1781 descobreix el planeta Urà ^[27], que inicialment pensa que és un cometa, i és elegit membre de la Royal Society, el 7 de desembre de 1781.

Conjuntament amb la seva germana Carolina Lucrecia Herschel, 1750-1848, i en un període de 20 anys, construeix més de 400 telescopis i descobreixen unes 2.500 noves nebuloses i cúmuls d'estrelles ^[28] i elaboren un mapa estel·lar de la Via Làctia. Herschel, amb l’ajut inestimable de la seva germana,  hi aplica un mètode estadístic: compta les estrelles en cents de direccions diferents. Quan hi havia poques, intuïa que era a prop del límit de la Galàxia i, com més estrelles hi havia, més a prop del nucli les situava. De manera que va poder obtenir una imatge aproximada, en tres dimensions, de l’estructura de la Via Làctia (tal com es veu a la imatge anterior)^[29].

En aquella època no sabien encara com calcular les distàncies a les estrelles i, per tant,  no podien saber exactament com era de gran la Via Làctia.

Va identificar també centenars d’estrelles binàries, estenent la llei de la Gravitació Universal més enllà del Sistema Solar. El 1787, descobreix dos nous satèl·lits d'Urà, Titània i Oberó. El 1789 construeix un telescopi reflector d'1.26 metres d'obertura, el més gran del món durant 50 anys ^[30], amb ell descobreix dos nou satèl·lits de Saturn, Encelade i Mimes.

El segle XIX

La fotografia i el càlcul de distàncies estel·lars

El comptatge i catalogació d'estrelles es facilita molt durant el segle XIX amb l’invent i millora de la fotografia astronòmica. Aquesta tècnica permet visualitzar amb comoditat estrelles no visibles a ull nu, augmentant-ne el temps d’exposició al mateix temps que es compensa el moviment de la Terra.

A la segona meitat del segle XIX es dona també el gran avanç de la mesura de distàncies entre les estrelles per l’efecte perspectiva.

 

Suposem que volem calcular la distància a la columna P des del punt O. Situats en el punt A  veurem la columna P projectada sobre l’arbre del fons A'. Situats en el punt B veurem la columna P projectada sobre el conill del fons B'. Situats en el punt O  veurem la columna P projectada sobre les muntanyes del fons O'.

El canvi de posició entre A i B, punts equidistants del punt O, ens dona, per la columna P, una paral·laxi de valor α en al triangle ABP.

Coneixent la distància OB, calculem  OP = OB / tan α

Traslladem ara la mateixa situació anterior al càlcul de la distància de la Terra a una estrella visible (imatge de la dreta). Observem l’estrella des de la Terra en dos moments en que la terra és en posició oposada respecte el Sol. En totes dues posicions la Terra és a una unitat astronòmica del Sol (1 UA). Aleshores, la distància de la Terra a l’estrella es pot calcular com 1 UA/sin α.

Per exemple, si observem un angle de dos segons d’arc en la posició de l’estrella (una paral·laxi d’un segon), tindrem:

• 1 UA = 149597870700 m = 499.0047838362 segons llum
• 1 segon d’arc = 1/3600 graus d’arc
• Distància a l’estrella = 499.0047838362 / sin⁡(1/3600) segons llum = 102927125.1 segons llum = 3.2616 anys llum = 1 parsec

El mètode ja va ser proposat per Aristarc de Samos i Edmund Halley, a mitjans del segle XVII i principis del segle XVIII, va proposar que la distància entre la Terra i el Sol es podria mesurar amb aquest efecte de perspectiva, durant el trànsit de Venus per davant del Sol.  No és però fins al segle XIX que l’astrònom alemany Friedrich Bessel el fa viable utilitzant telescopis de gran precisió, capaços d’obtenir desviacions de menys d’un segon d’arc. A finals del segle XIX ja es coneixia la distància a 60 estrelles. També a finals del segle XIX (1890) es va poder efectuar el càlcul proposat per Edmund Halley, durant el trànsit de Venus. Un cop coneguda amb precisió la distància al Sol es van poder calcular totes les distàncies dins el sistema solar, distàncies conegudes ja anteriorment com a proporcions.

El segle XX

Durant el segle XX es perfecciona molt la tècnica de construcció de telescopis de reflexió, cada cop de més diàmetre. Es coneix així, cada cop més, l’estructura dels objectes còsmics, cada cop més distants.

Els avanços de la física faciliten el disseny i construcció de nous instruments sensibles a una amplia gamma de longituds d’ona (rajos gamma, rajos X, ultraviolats, infrarojos i ones de radio de l’espectre electromagnètic. Instruments que es col·loquen sovint en  satèl·lits que orbiten la Terra.

S’estudien planetes, estrelles i galàxies, tant com plasmes, regions interestel·lars, pols còsmic, forats negres i radiació de fons de microones. Es coneixen cada cop millor les fases inicials de l’Univers i la seva possible evolució.

Alguns dels personatges que hi han col·laborat en tots aquests avenços són:

Konstantin Eduárdovich Tsiolkovsky (Rússia, 1857 - 1935)

Físic i matemàtic.

Va publicar més de 500 treballs sobre viatges espacials (disseny de coets de propulsió líquida, de cabines pressuritzades, giroscopis, etc.).

El 1883 projecta una nau retro-propulsada per viatges interplanetaris.

El 1920, un coet de mòduls integrats per etapes. Va dissenyar també motors espacials, amb hidrogen i oxigen com a combustible líquid. En gran part, els primers satèl·lit artificial rus i la seva primera nau tripulada per Yuri Gagarin es basen en els seus treballs.

Max Karl Ernst Ludwig Planck (Alemanya, 1858-1947)

El 1900 formula la seva teoria quàntica: l’energia radia en unitats petites i discretes, anomenades quants (quantum). Idea que, segons Albert Einstein, és la base de la física moderna (la mecànica quàntica). Planteja la constant de Planck, constant universal.

La Llei de Planck estableix que l’energia de cada quant és igual a la freqüència de la radiació multiplicada per la constant de Planck.

Va rebre el Premi Nobel de Física l’any 1918.

Annie Jump Cannon (EEUU, 1863-1941)

El 1986 és contractada per William Pickering del Harvard College Observatory, com a part de les conegudes "dones de Pickering", per tractar dades i realitzar càlculs astronòmics.

Abans que ella, Williamina Fleming havia estudiat més de 10000 estrelles, classificades en 22 classes espectrals. Antonia Maury continua l’estudi fins que se’n fa càrrec Annie Jump Cannon. Aquesta reordena les classificacions anteriors en la seqüència de classes espectrals denominades O, B, A, F, G, K, M ^[31].

Estudia més de 250000 estrelles, reunides en el catàleg Draper (avui en dia amb més de 400000 objectes catalogats). Va catalogar també 300 estrelles variables.

Henrietta Swan Leavitt (EEUU, 1868-1921)

Coneguda pels seus estudis sobre estrelles de lluïssor variable en períodes regulars, les "variables Cefeides". Va treballar també per Charles Pickering a l’Observatori de Harvard, on va acabar sent la cap del Departament Fotogràfic, estudiant imatges d’estrelles per determinar-ne la magnitud.

Va descobrir més de 2400 cefeides i la relació entre el període i la lluïssor de l’estrella. Com més brillant és l’estrella, més temps dura el seu pols (la Llei de Levitt). De manera que és pot catalogar la lluïssor de l’estrella determinant el seu període de pulsació. La seva llei va permetre calcular distàncies a objectes molt llunyans, com les galàxies. Shapley i Curtis varen mesurar la distancia a la galàxia M31.

També va desenvolupar un patró de mesures fotogràfiques, utilitzant 299 plaques de 13 telescopis, ordenant les estrelles sobre 17 magnituds de lluïssor. També va descobrir quatre estrelles nova i estudiar alguns tipus d’estrelles binàries i asteroides.

Pedro Paulet Mostajo (Perú, 1874 - Argentina, 1945)

Considerat per Wernher von Braun com l’autèntic pare de l’astronàutica i de l’era espacial. El 1902, sent cònsol peruà a Anvers, Bèlgica, va dissenyar la primera nau espacial (l"Avión Torpedo") impulsada per coets a reacció.

Prèviament, havia experimentat amb un motor impulsat amb combustible líquid, peròxid de nitrogen i gasolina, el primer sistema modern de propulsió de coets.

En honor seu, es celebra al Perú el 2 de juliol el "Dia de la Tecnologia Aeroespacial". Es poden veure part de les seves obres al Museu de l'Aviació de Lima

Walter Sydney Adams (Síria, 1876 - EEUU, 1956)

Astrònom especialitzat en espectroscòpia estel·lar. Va estudiar també les taques i la rotació solars i demostrar la presència de diòxid de carboni en la superfície de Venus.

També va trobar diferències entre estrelles gegants i nanes segons el seus espectres i demostrar que era possible determinar la lluminositat i la lluïssor d’una estrella a partir del seu espectre.

Desenvolupà un mètode de paral·laxi espectroscòpica per determinar distàncies estel·lars.

El 1915 va determinar que la companya de Siri (Sirius B) era molt més calenta que el Sol i que com era només a una distancia de 8 anys llum, s’hauria de veure a ull nu. El fet de no ser visible únicament era degut a la seva mida reduïda, amb una gran densitat. Descrivint així la primera estrella nana blanca.

L'any 1925 va confirmar la teoria de la relativitat general al descriure com la llum de les estrelles es desvia lleugerament cap al vermell per la seva gran força de gravetat.

Albert Einstein (Alemanya, 1879 – EEUU, 1955).

Probablement el científic més conegut del segle. Les seves teories revolucionaren la física i el Món. Autor de les teories general i restringida de la relativitat i per les seves hipòtesis sobre la naturalesa corpuscular de la llum.

El 1905 escriu la seva famosa fórmula: E = m·c², que demostra que massa i energia són intercanviables. El 1907 descriu el seu principi d’equivalència entre l’acceleració gravitacional i l’acceleració mecànica, que són indistingibles. El 1911, dins la seva Teoria General de la Relativitat, postula que el temps i l’espai es corben a prop d’un objecte massiu. Fet corroborat el 1919 per Arthur Eddington, al observar, durant un eclipsi, la desviació de la llum d’una estrella al passar a prop del Sol.

Va intentar trobar, sense èxit, una teoria que unifiqués les lleis de la física (la mecànica quàntica i la relativitat).

Robert Hutchings Goddard (EEUU, 1882 - 1945)

Físic pioner en el camp dels coets espacials, dissenyant motors per a coets amb propulsors de combustible líquid. Wernher von Braun va utilitzar els seus plànols per desenvolupar els coets V-2 durant la Segona Guerra Mundial.

El seu treball en aquest camp fou revolucionari, tanmateix, les seves teories eren molt per davant del seu temps i sovint fou ridiculitzat per elles.

Per tant, va rebre poc reconeixement en vida. Finalment, però, ha estat considerat com un de l'aviació espacial.

Arthur Stanley Eddington (Anglaterra, 1882 - 1944)

Astrofísic que va difondre la Teoria de la Relativitat dins el món anglosaxó i per demostrar que l’energia es transporta en l’interior de les estrelles per radiació i convecció. Proposant que es mantenen en equilibri per acció de tres forces: gravetat, pressió del gas i pressió de radiació.

El 1923, publica "Mathematical Theory of Relativity", on exposa les observacions sobre el desviament de la llum per efecte de la gravetat (veure l’apartat d’Albert Einstein).

Va defensar la teoria de l’univers en expansió; no era d’acord amb les teories dels forats negres proposades per Chandrasekhar; i va proposar una teoria per explicar la pulsació de les estrelles cefeides. El seu llibre més famós és "Constitution of Stars" (1926).

També va intentar, sense èxit, combinar la relativitat amb la mecànica quàntica.

Erwin Rudolf Josef Alexander Schrödinger (Àustria, 1887 - 1961)

Físic que va realitzar importants descobriments en els camps de la mecànica quàntica i la termodinàmica. El 1926 planteja la seva famosa equació d’ones. Treball amb el que compartirà el Premi Nobel de Física de l’any 1933 amb Dirac.

Inventa així la mecànica ondulatòria, que descriu matemàticament el comportament dels electrons i els àtoms independentment de la mecànica quàntica.

És famosa la paradoxa del gat de Schrödinger, plantejada durant una correspondència amb Albert Einstein.

Edwin Powell Hubble (EEUU, 1889 – 1953)

Considerat el pare de la cosmologia observacional. Astrònom i cosmòleg famós per descobrir que l’Univers és en expansió i estimar-ne la mida i l’edat.

El 1919 demostra que en l’interior de la Via Làctia existeixen núvols d’hidrogen que es fan lluminoses per les estrelles del seu interior.

El 1923 descobreix les estrelles individuals de la nebulosa de la regió externa de la galàxia d’Andròmeda, i demostra que Andròmeda és fora de la Via Làctia.

El 1929, compara les distàncies calculades per a diferents galàxies amb els desplaçaments cap el roig fixats per Slipher, i demostra  que com més llunyana és la galàxia, més gran és la velocitat de recessió. Llei coneguda com  la llei dels desplaçaments cap el roig o llei de Hubble. Aquesta determina que la velocitat d’una galàxia és proporcional a la seva distància. La constant de Hubble és la relació entre la velocitat de recessió d’una galàxia i la seva distància. Calculat entre els 50 i els 100 km/s per mega-parsec ^[32].

Aparentment les galàxies s’allunyen en totes direccions des de la Via Làctia, el que podria dur-nos a pensar que som al centre de l’Univers, en realitat l’Univers s’expandeix com un globus que s’infla ^[33].

Milton Lasalle Humason (EEUU, 1891 - 1972)

Ajudant de Hubble. Va col·laborar en el descobriment de la llei de Hubble, que demostrava l’expansió de l’univers a partir d’un punt inicial.

No tenia, curiosament, cap formació universitària. Va determinar la velocitat d’allunyament de fins a 620 galàxies.

Un cràter de la Lluna s'anomena Humason en honor seu

Hermann Julius Oberth (Alemanya, 1894 - 1989)

Físic considerat com un dels pares fundadors de l’astronàutica.

En concret, dels coets espacials amb motors de combustible líquid. És responsable d’una gran part dels estudis i experiments que en astronàutica han permès arribar a la Lluna i viatjar a l’espai interplanetari.

Jan Hendrik Oort (Holanda, 1900 – 1992)

Astrònom famós per posar nom al toroide de cometes que es troba envoltant el Sistema Solar (1950), conegut com a núvol d’Oort, situat aproximadament a un anys llum del Sol.

El 1927 va demostrar el moviment rotacional de la Via Làctia amb una exhaustiva observació i anàlisi del moviment de les estrelles. També va calcular que la distància del Sol al centre de la galàxia és de 30000 anys llum en la direcció de Sagitari i que la massa de la Via Làctia equival a 200 mil milions de vegades la massa del Sol, amb un diàmetre de 100000 anys llum.

Oort va ser pioner en el camp de la radio-astronomia durant la II Guerra Mundial. El 1954 publica un mapa de la distribució de núvols de gas inter-estel·lar on s’observen els braços en espiral generats per l’emissió d’hidrogen en la nostra galàxia. Va calcular que gira una volta complerta cada 225 milions d’anys.

El núvol d'Öpik-Oort és un hipotètic conjunt en forma esfèrica d'objectes sòlids congelats al límit més exterior del sistema solar, aproximadament a una distància d'unes 50000 UA (7.5 x 10¹² km), a un any llum del Sol.

És doncs pràcticament a una quarta part de la distància a Pròxima Centauri, l'estrella més propera al Sol. El cinturó de Kuiper i el disc dispers, les altres dues reserves d'objectes transneptunians, són a menys d'una mil·lèsima part de la distància al núvol d'Oort.

El límit exterior del núvol d'Oort defineix el límit cosmogràfic del sistema solar i la regió de domini gravitatori del Sol.

S'estima que el núvol d'Oort és la font dels cometes de període llarg (de més de 200 anys). S'han calculat estadísticament que conté entre 10¹² i 10¹⁴ nuclis de cometes. La interacció gravitatòria de les estrelles properes desvia els proto-cometes cap al Sol, on el vent solar els converteix en veritables cometes.

Werner Karl Heisenberg (Alemanya, 1901 – 1976)

Físic famós per la seva formulació del principi d’incertesa, contribució fonamental en el desenvolupament de la teoria quàntica. Principi fonamental que afirma que es impossible mesurar al mateix temps i de forma precisa la posició i el moment lineal d’una partícula.

Va rebre el Premi Nobel de Física l’any 1932 i va participar en el projecte de la bomba atòmica alemanya durant la II Guerra Mundial.

Gueórgui Antónovich Gamov (Rússia, 1904 – EEUU, 1968)

Va fer importants contribucions en molts camps (radioactivitat, cosmogonia, astrofísica o física nuclear). Defensor de la teoria de l’Univers en expansió.

Va proposar que el nucli atòmic pot ser tractat com a petites gotes de fluid líquid, hipòtesi que va portar a les teories de fusió i fissió nuclears. Utilitzant la física quàntica, explica com una partícula alfa pot escapar d’un nucli atòmic.

Entre 1929 y 1930 realitza estudis sobre les reaccions termonuclears en l’interior de les estrelles, utilitzant la fórmula que avui en dia encara és utilitzada en reaccions termonuclears controlades. El 1931 abandona l’URSS i, després d’un temps a Londres, es trasllada als EEUU. Durant la Segona Guerra Mundial, s’involucra en el projecte Manhattan, ajudant a desenvolupar la bomba atòmica. Estudia l’evolució estel·lar segons el model de Bethe, on es postula que el calor i la radiació es generen en el nucli estel·lar per reaccions termonuclears i dissenya un model de l’estructura interna de las gegants vermelles.

Recolza fermament la teoria de Lemaître sobre el Big Bang ^[34]. El 1948, amb Ralph Alpher, publica l’article: "L’origen dels elements químics", on argumenta a favor del Big Bang: l’expansió de l’Univers, la distribució actual dels elements químics i la radiació còsmica de fons de microones, que es verificarà posteriorment i la formació de nuclis d’heli a partir de nuclis d’hidrogen i neutrons.

Clyde Tombaugh (EEUU, 1906 – Mèxic, 1997)

Les nits del 23 al 29 de gener de 1930, va realitzar fotografies de la regió delta geminorum. El dia 18 de febrer va observar un canvi de posició d’un objecte de magnitud 17, un possible planeta més enllà de Neptú. El 13 de març de 1930 es va confirmar el descobriment del nou planeta del Sistema Solar, amb el nom de Plutó.

Va descobrir també 6 cúmuls estel·lars, dos cometes, cents d’asteroides, varies dotzenes de cúmuls galàctics i un supercúmul. El 1932 va descobrir una Nova en la constel·lació del Corb (TV Corvi).

A finals del segle xx i principis del segle xxi, es varen identificar més objectes similars a Plutó en el sistema solar exterior, en particular Eris, que es va catalogar en un primer moment com una mica més gros i massiu que Plutó. Aleshores, la Unió Astronòmica Internacional (UAI) va redefinir el concepte de planeta: Ceres, Plutó i Eris varen classificar-se com a planetes nans des del 24 d'agost del 2006.

Plutó es va convertir en el prototip d'una nova categoria d'objectes transneptunians dins el catàleg d'objectes menors.

La composició de Plutó és principalment de roques i gel de metà, però també de gel d'aigua. El seu diàmetre és aproximadament dos terços el de la Lluna.

Serguéi Pávlovich Koroliov (Ucraïna, 1907 - Rússia, 1966)

Un dels primers enginyers i dissenyadors de coets durant la carrera espacial soviètica.

Responsable del llançament, el 1933, del primer coet soviètic de propulsió líquida. Encarregat, el 1949, de dirigir la realització dels primers coets sonda de gran alçada, a més d’iniciar els vols soviètics amb animals a bord.

Va desenvolupar el primer míssil soviètic intercontinental i el disseny dels transportadors espacials utilitzats en el llançament dels primers satèl·lits artificials soviètics. L’any 1961 dirigeix els projectes de les astronaus Vostok, Voskhod i Soyuz.

Wernher Magnus Maximilian Freiherr von Braun (Alemanya, 1912 – EEEUU, 1977)

Responsable del disseny del coet V-22 (en col·laboració amb Hermann Oberth), del míssil balístic A-4, utilitzat durant el bombardeig d’Anglaterra, i del coet Saturn V, utilitzat en els programes Apolo i Skylab de la NASA.

El 1956, ja amb la nacionalitat estatunidenca, dissenya el coet Júpiter, un coet de quatre etapes que el 1956 assoleix 5300 kilòmetres d’alçada.

El gener de 1958 aconsegueix posar en òrbita l’Explorer I, el primer satèl·lit dels Estats Units. Dins la NASA, és nomenat director del Centre de Vols Espacials de Huntsville (Alabama). Allà desenvolupa els coets de la sèrie Saturn, Explorer i Ranger.

Joan Oró Florensa (Espanya, 1923 - 2004)

Bioquímic, fundador del Departament de Ciències Bioquímiques i Biofísiques de la Universitat de Houston.

Responsable dels estudis sobre els compostos orgànics de sediments terrestres, meteorits i mostres de roques de la Lluna. Precursor de la teoria de la panspèrmia, que sosté que la matèria orgànica responsable de la vida a la Terra va arribar en els cometes que impactaren sobre la Terra primitiva. El 1959 sintetitza adenina, un aminoàcid, a partir de l’àcid cianhídric.

Elabora un esquema des de les primeres transformacions termonuclears als estels fins a la vida a la Terra. A 'L’origen de la vida' escriu: "Alguns dels processos prebiòtics són reproduïbles, en línies generals en el laboratori i s’ha comprovat que el medi aquos o líquid és el més idoni pel seu desenvolupament. Per tant, es quasi segur que la vida va brotar en el que s’ha nomenat mar primordial o oceà primitiu."

Des del 1963, participa en els projectes de la NASA: Apolo (Lluna) i Viking (Mart). Com a membre de la Junta Espacial de la Acadèmia Nacional de Ciències, assessora al Govern dels Estats Units sobre els projectes d’exploració espacial: Estació Espacial Internacional i el viatge tripulat al planeta Mart.

Antony Hewish (Anglaterra, 1924 - 2021)

Radioastrònom que aporta importants millores als radiotelescopis.

El 1967, ell i la seva ajudant Jocelyn Bell, detecten impulsos de microones en un objecte situat entre les estrelles Vega i Altair.

El nomenen estrella polsant o púlsar i, per aquest descobriment, rep el Premi Nobel de Física del 1974, compartit amb l’astrofísic Martin Ryle i injustament no compartit amb Jocelyn Bell.

Un púlsar (pulsating radio source) és un estel de neutrons en rotació altament magnetitzada que emet feixos de radiació electromagnètica fora dels seus pols magnètics.

Aquesta radiació només es pot observar quan un feix d'emissió apunta cap a la Terra, de manera semblant a com es pot veure un far només quan la llum apunta en la direcció d'un observador, i és responsable de l'aparició polsosa de emissió.

Les estrelles de neutrons són molt denses i tenen períodes de rotació curts i regulars. Això produeix un interval molt precís entre polsos que va des de mil·lisegons fins a segons per a un púlsar individual. Els púlsars són una de les possibilitats per buscar raigs còsmics d'alta energia.

Allan Rex Sandage (EEUU, 1926 – 2010)

Astrònom estudiós dels espectres de cúmuls globulars. Va calcular que l’edat de l’Univers podria ser superior als 15000 milions d’anys. Creador d’un model cosmològic que considera l’expansió i la contracció de l’Univers en períodes de 80000 milions d’anys.

El 1952, descriu les primeres "estrelles blaves errants".

Cap al 1958 publica la primera estimació de la constant de Hubble al voltant dels 75 km/s/Mpc, un valor força ajustat al valor actualment acceptat. Descobridor de les emissions d’energia de la Galàxia M82, que es pensa que són provocats per explosions massives del nucli. Descobridor també de l’asteroide (96155) 1973 HA.

Arno Allan Penzias (Alemanya, 1933 - ) i Robert Wilson (EEUU, 1936 - )

Dos físics i astrònoms coneguts per la seva descoberta accidental de la radiació de fons de microones, una prova clau del Big Bang.

El 1964, Penzias i Wilson treballaven al Bell Telephone Laboratories als Estats Units, utilitzant una antena per a comunicacions per a realitzar investigacions en radioastronomia. Durant les seves observacions, van detectar un senyal de soroll persistent que no podien eliminar, independentment de les mesures i ajustos que realitzaven. Aquest senyal era present en totes les direccions de l'espai i era constant en tot moment.

Després de diverses comprovacions i descartar possibles explicacions, Penzias i Wilson van arribar a la conclusió que aquest senyal era la radiació de fons de microones, residual de l'explosió inicial del Big Bang. Aquesta radiació és una mena de ressò de l'explosió que va donar origen a l'univers, i la seva detecció va proporcionar una evidència important per a la teoria del Big Bang.

Per aquesta descoberta, Penzias i Wilson van rebre el Premi Nobel de Física el 1978. La seva troballa va ser fonamental per a la comprensió de l'origen i l'evolució de l'univers i va consolidar la teoria del Big Bang com a model dominant en cosmologia.

La prova de la radiació de fons de microones proporcionada per Penzias i Wilson ha estat fonamental per a la nostra comprensió actual de l'univers i ha obert la porta a un ampli camp d'investigació en cosmologia i física de partícules. ^[35]

El Big Bang

Segons la teoria del Big Bang (la gran explosió), l'univers va començar com una singularitat extremadament calenta i densa fa aproximadament uns 13.8 mil milions d'anys.

En un moment inicial, tota la matèria, l'energia i l'espai-temps estaven concentrats en un punt infinitesimalment petit.

A continuació, aquesta singularitat va experimentar una expansió explosiva, donant lloc a l'univers tal com el coneixem avui en dia.

Durant els primers instants després del Big Bang, l'univers era extremadament calent i dens. A mesura que es va expandir i refredar, les partícules subatòmiques van començar a formar àtoms i, posteriorment, molècules.

A mesura que l'univers continuava expandint-se, les regions més denses de matèria van començar a agrupar-se, donant lloc a la formació de galàxies, estrelles i planetes.