El Sol III

El sistema heliocéntrico suministró resultados algo más precisos y simplificó el aparato matemático, pero tampoco era un modelo exacto: Copérnico seguía concibiendo las órbitas planetarias como combinaciones de circunferencias perfectas, concepción que resultó ser totalmente inadecuada.

En 1609 se estableció por fin un modelo exacto. Habiendo estudiado las excelentes observaciones que sobre la posición del planeta Marte realizara su antiguo mentor, el astrónomo danés Tycho Brahe (1546 - 1601), Johannes Kepler (1571 - 1630), astrónomo alemán, decidió por último que la única figura geométrica que podía concordar con las observaciones era la elipse. Kepler demostró que el Sol ocupaba uno de los focos de la órbita elíptica de Marte.

Más tarde se comprobó que esta misma afirmación era válida para todos los planetas que giraban alrededor de la Tierra, así como para la Luna en sus evoluciones alrededor de ésta. En todos estos casos la órbita era una elipse y el cuerpo central ocupaba siempre uno de los focos de la misma.

En 1619 Kepler descubrió que la distancia media entre cualquier planeta y el Sol guardaba una relación matemáticamente muy simple con el tiempo que el planeta invertía en describir una vuelta completa alrededor del Sol. Medir los tiempos de revolución no presentaba grandes problemas y, comparándolos entre sí, tampoco resultaba difícil calcular la distancia relativa de los diferentes planetas.

En resumen, se podía trazar un modelo muy preciso del sistema solar, especificando con exactitud la proporción entre las distintas órbitas. Sin embargo, existía un inconveniente; comparando los tiempos de revolución lo único que podía decirse era que un planeta dado se hallaba, por ejemplo, dos veces más alejado del Sol que otro, pero era imposible especificar a qué distancia exacta del Sol se hallaba uno u otro planeta. Existía el modelo, pero faltaba la escala sobre la que estaba construido. Pese a ello, el modelo dio una idea del tamaño del sistema solar: ahora se sabía que Saturno, el planeta más lejano de los que conocían los griegos (o Kepler), se hallaba a una distancia del Sol aproximadamente diez veces superior a la de la Tierra.

Ahora bien, en el momento en que se lograse determinar la distancia entre la Tierra y un planeta cualquiera, la escala quedaría fijada y podría calcularse la distancia de todos los planetas. El problema estribaba, pues, en determinar correctamente una distancia planetaria.