Teorias Del Universo Vol II

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TEORÍAS DEL UNIVERSO Volumen II

DE GALILEO A NEWTON Ana Rioja y Javier Ordóñez

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TEORÍAS DEL UNIVERSO Volum en

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DE GALILEO A NEWTON Ana Rio ja y Javier Ordóñez

EDITORIAL

SINTESIS

Dueño gráfico esther morcillo • femando cabrera © Ana Rioja y Javier Ordénen © E D IT O R IA L S Í N T E S I S , S . A . Vallehermoso 3 4 2 8 0 1 5 Madrid Tel 91 5 9 3 2 0 9 8 http://www.slntesls.com IS B N General: 8 4 -7 7 3 8 -6 2 7 -7 IS B N Volumen 2: 8 4 -7 7 3 8 -6 2 9 -3 Depósito Legal: M. 3 1 .5 5 4 -1 9 9 9 Impreso en España - Printed in Spain Reservados todos los derechos. E stá prohibido, bajo las sanciones penales y el resarcimiento civil previsto en las leyes, reproducir, registrar o transmitir esta publicación, íntegra o parcialmente por cualquier sistema de recuperación y por cualquier medio, sea mecánico, electrónico, magnético, electroóptico, por fotocopia o por cualquier otro, sin la autorización previa por escrito de Editorial Síntesis, S . Á.

A mi padre, cuyo tiempo de vida se cumplió cuando este volumen esta­ ba próximo a ser concluido. N o pudo leerlo, pero sé que, por ser mío, le ha­ bría gustado.

A. R.

A Mariano Rioja, in memoñam

J.O .

índice

Prólogo ........................................................................................

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1 El uso del telescopio en el siglo XV II .......................................................................

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1.1. Acerca de la relevancia de los instrumentos de observación en astronom ía............................................................................... 1.2. Una mirada retrospectiva a los constructores de los prime­ ros anteojos................................................................................... 1.3. La construcción de telescopios y su perfeccionamiento des­ pués de G alileo ............................................................................ 1.3.1. E l telescopio galileano y la mejora propuesta por Kepler, 27. 1.3.2. Los problemas de la refracción y la reflexión, 34. .4. Sobre telescopios y libros: la relevancia de las publicaciones para la astronomía barroca........................................................ 1.5. La generación intermedia .......................................................... . . Las nuevas observaciones de los cuerpos celestes .................. 1.6.1. La Luna y el Sol, 51. 1.6.2. Estrellas fijas, 54. 1.6.3. P lan etas y saté lite s, 5 6 . 1 .6 .4 . C om etas, 5 9 . 1 .6 .5 . Astronomía observacionaly cosmología, 63.

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2 La Tierra es un planeta y pertenece al rey:

cartografía y astronom ía ................................................................. 2.1. Geografía, cartografía y astronomía: cuestiones introducto­ rias ................................................................................................. 2.2. La Tierra se convierte en objeto de estudio: Estado, carto­ grafía y cosmología con anterioridad al siglo XVII ................ 2.3. Las nuevas formas de organización del conocimiento. Los observatorios del Barroco............................................................ 2 .3 .1 . E l O bservatorio R eal de P arís, 8 9 . 2 .3 .2 . E l Observatorio de Greenwich, 91. 2.4. Los mapas de la Tierra: la determinación de la longitud....... 2 .4 .1 . Nuevas form as de determinación de la latitud, 93. 2.4.2. Astrónomos y relojeros, 95. 2.4.3. Tiempo verdadero y tiempo bcal, 98. 2.4.4. La longitud en tierra firm e y en el mar: los mapas celestes, .

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3 La gran maquinaria del mundo

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3.1. Heliocentrismo, atomismo y mecanicismo............................ 3.1.1. Las observaciones celestes, el espacio vacío y los átomos, . 3 .1 .2 . E l resurgim iento del atomismo, 113. 3 .1 .3 . Animismo, mecanicismo y teoría corpuscular, 115. 3.2. La filosofía mecánica de René Descartes ............................... 3.2.1. De El Mundo o el Tratado de la Luz a Los Principios de la Filosofía, 123. 3.2.2. M ateria y movimiento, 127. 3.2.3. Las leyes de la Naturaleza, 132. 3.2.4. La fábrica del mundo, 138. 3-2.5. Descartes y el movimiento de la Tierra, 145.

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Inercia, gravedad y fuerza centrífuga ........................................ 4.1. El movimiento de los planetas, la gravedad y la fuerza cen­ trífuga ........................................................................................... 4.2. Movimientos planetarios sin gravedad ni fuerza centrífuga en Copérnico, Galileo y K epler............................................... 4.3. Inercia rectilínea, gravedad y tendencia centrífuga en Descartes ..................................................................................... 4.4. La astronomía en el seno de las nuevas sociedades y acade­ mias científicas ...........................................................................

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índice

4.5. Giovanni Alfonso Borelli .......................................................... 4.6. Christiaan Huygens y la fuerza centrífuga............................. 4.7. Robert Hooke y la fuerza centrípeta.......................................

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La filosofía natural de Isaac N ew ton ......................................... 5.1. La polémica biografía de Isaac N ew to n ................................. 5.2. La cara oculta de Newton ........................................................ 5.3. El problema planetario con anterioridad a la redacción de los Principia.................................................................................. 5.4. Phibsophiae Naturalis Principia M athem atica........................ 5-4.1. D efiniciones y leyes del movimiento, 199. 5 .4 .2 . M ecánica racional (Libro I). De la fuerza centrípeta a la atracción, 206. 5 .4 .3 . M ecánica celeste (Libro III). De la atracción a la gravitación universal, 213. 5-4.4. E l problema de la acción a distancia, 218.

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tiem po

y ................................................................................. . . El sistema del mundo y el espacio vacío ................................ 6.2. Henry More e Isaac Barrow ..................................................... 6.3. La concepción del espacio en el joven Newton: De Gravitatione et aequipondio flu id oru m .............................................. 6.4. Espacio, tiempo y movimiento en los P rincipia.................... 6.5. Espacio, tiempo e inercia en Leonhard Euler ....................... . . Aceleración y fuerza en los Principia ...................................... 6.7. La Tierra acelera: en defensa del realismo heliocéntrico...... . . Consideraciones finales cosmológico-teológicas ...................

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Epílogo ......................................................................................... Bibliografía .................................. Indice de autores y materias .......................................................

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Prólogo

Reanudamos aquí el relato de las principales teorías acerca del universo que el volumen primero interrumpió tras exponer parte de las aportaciones de Galileo a la cuestión. El conjunto de la obra se compone de tres volúmenes y abarca desde los antiguos pitagóricos hasta el astrónomo americano de nues­ tro siglo Edwin Powell Hubble. Concretamente, este segundo concluye con la muerte de Isaac Newton, mientras que el tercero cubrirá los dos siglos que separan a Newton de Hubble, presentando el desarrollo de la astronomía ilus­ trada, así como el nacimiento y evolución de la astrofísica decimonónica has­ ta alcanzar las primeras décadas del siglo XX. Tal como ya se mencionó en el Prólogo contenido en el volumen primero, este libro surge por iniciativa de la Editorial Síntesis, la cual nos propuso escribirlo con la intención de que pudiera servir de referencia para todos aquellos, estudiantes o profesores, que desde sus respectivas especialidades se interesan de una u otra forma por el universo como tema de investigación planteado a lo largo de los siglos por filósofos, matemáticos, astrónomos y físicos, entre otros. Insistimos en el carácter interdisciplinar con que nos hemos planteado la rea­ lización de esta empresa. En efecto, inevitablemente se pierde gran parte de la riqueza que dicho tema tiene cuando se pretende encerrarlo dentro de los límites de la filosofía o de la ciencia, una vez que los sucesivos planes de estudio nos han malacostumbrado a considerar ambos ámbitos del saber como independientes uno de otro y, a veces, incluso como excluyentes. El desarrollo y evolución de la astronomía y de la cosmología hablan por sí solos en contra de esta tesis. En con­ secuencia, aspiramos a interesar a un tipo de lector amplio, cuyo perfil de perso­ na de “letras” o de “ciencias” no tenga en este caso la menor relevancia. El volumen primero se inició con la concepción del mundo gestada en Grecia desde el siglo VI a. C. y que conoció sus momentos de máxima fecun­ didad, primero en torno a la Academia de Platón y al Liceo de Aristóteles en ii

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Atenas durante los siglos V-VI a. C ., y posteriormente en el Museo de la ciu­ dad greco-egipcia de Alejandría, lugar en el que Ptolomeo llevó a cabo su gran sistematización de la astronomía geocéntrica en el siglo II d. C. La cosmología aristotélica y la astronomía ptolemaica son los dos ejes sobre los que se asentó un influyente modelo de universo que, a partir del siglo XII, heredaron los europeos a través de los musulmanes venidos a Europa tras sus conquistas de buena parte del Imperio romano de oriente o Imperio bizanti­ no (así denominado a partir del siglo XI). Cerca de cuatro siglos transcurrie­ ron hasta que tuvo lugar la primera gran modificación del cosmos griego lle­ vada a cabo por Nicolás Copérnico a mediados del siglo XVI. A partir de entonces protestantes y católicos, reformistas y contrarreformistas, astróno­ mos y filósofos se entregaron con pasión a la tarea de dirimir si la hipótesis heliocéntrica debía ser considerada como una herramienta simplemente útil a los cálculos astronómicos (y sobre todo capaz de contribuir a la imprescindi­ ble reforma del calendario juliano), o si además era necesario plantear el pro­ blema de su verdad, o sea, si realmente el mundo es como Copérnico lo había descrito. De modo anacrónico, podemos denominar “instrumentalistas” a unos y “realistas” a los otros. En el primer caso, el alcance de la reforma copernicana era muy limitado puesto que, en el marco de una concepción instrumentalista de la astronomía, no era necesario plantear la compatibilidad o incompatibilidad de lo enseña­ do por Copérnico con la doctrina física de Aristóteles y con lo que podía leer­ se en la Biblia. Ni la física ni la cosmología tradicionales se verían puestas en entredicho. En el segundo caso, en cambio, quedaba abierta la caja de los true­ nos en la medida en que la aceptación de la verdad del movimiento de la Tie­ rra y de la posición central del Sol obligaba a un total replanteamiento de los supuestos físicos y cosmológicos sobre los que se había basado el modelo grie­ go y medieval de cosmos. Dejando aparte los problemas teológicos que todo ello suscitaba en la tensa época del Concilio de Trento, el hecho es que fue la minoría de los realistas copemicanos la que se atrevió a iniciar las modificacio­ nes exigidas por la nueva astronomía. Es entonces cuando puede empezar a hablarse de un auténtico cambio de modelo con respecto al universo. La fundamental obra de Copérnico, De Revolutionibus Orbium Coelestium, se publicó en 1543, coincidiendo con la muerte de éste. Durante las primeras décadas posteriores a su aparición apenas hallamos, ni desde el lado protes­ tante ni desde el católico, autores convencidos de la verdad del sistema copernicano. Giordano Bruno (1548-1600) es una de las excepciones bien conoci­ das. Sin embargo, entre los nacidos más de veinte años después de la publicación 12

Prólogo

del De Revolutionibus, empiezan a sobresalir nombres tan ilustres como los de Johannes Kepler (1571-1630) o Galileo Galilei (1564-1642). Con ellos nos introducimos ya en la primera mitad del siglo X V II , al tiempo que llegamos al final del volumen primero de la presente obra sin haber agotado toda la infor­ mación de interés concerniente a este periodo. El volumen segundo comienza, pues, ocupándose de nuevo de las prime­ ras décadas del siglo del Barroco, pero ahora desde una doble perspectiva muy diferente. Por un lado, importa atender al desarrollo de una astronomía observacional estrechamente ligada a la construcción de los primeros telescopios. Por otro lado, conviene dar cuenta del nuevo marco teórico de carácter mecanicista desde el que se abordará la cuestión de la estructura del universo. En concreto, sus páginas se abren con el mismo autor con el que se cerró el volumen primero: Galileo. Allí interesó la contribución de este filósofo italiano a la concepción heliocéntrica del mundo mediante la formación de una física, opuesta a la aristotélico-escolástica, cuyos supuestos fundamentales fueran com­ patibles con la idea de una Tierra móvil. Al analizar el proceso que condujo a la defensa galileana del copernicanismo, hallamos el destacado papel que juga­ ron los nuevos datos empíricos por él obtenidos acerca de los seres celestes gra­ cias el uso del telescopio. Pues bien, lo que ahora interesa es analizar la impor­ tancia de este instrumento óptico en astronomía, para lo cual se tomará como fecha de partida , año de publicación de la obra de Galileo Sidereus Nun­ cios, en la que se contienen esas nuevas observaciones telescópicas. Lo cierto es que este acontecimiento había de marcar un antes y un des­ pués en la historia de la astronomía, puesto que por primera vez el ojo huma­ no era auxiliado por un aparato óptico capaz de “aproximar” los cuerpos celes­ tes permitiéndole ver lo antes nunca visto. Las fronteras del universo visible comenzaban a extenderse dando paso una inquietante evolución que no es desconocida para el lector actual, acostumbrado a oír hablar de importantes observatorios astronómicos con potentes telescopios capaces de alejarnos en el espacio y de retrotraernos en el tiempo de modo insospechado. Sin menos­ preciar el papel jugado por los instrumentos pretelescópicos de observación, especialmente en casos como el de Tycho Brahe, no cabe duda de que la intro­ ducción del telescopio iba a suponer el comienzo de una manera nueva de hacer astronomía en la que teoría (astronomía geométrica) y práctica (artesanal) caminarían mucho más próximas de lo que habían estado hasta entonces. Recuérdese que la astronomía era uno de los saberes que integraba el Quadrivium junto con la aritmética, la geometría y la música; a su vez, el Trivium y el Quadrivium constituían las llamadas artes liberales, ajenas por completo al

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quehacer manual de los artesanos, es decir, de los cultivadores de esas artes y oficios mecánicos que denominaron artes mecánicas. Durante el siglo XVII, en cambio, los problemas técnicos derivados de la necesidad de perfeccionar la actividad artesanal de los constructores de telesco­ pios ocupan un lugar destacado, incluso antes de la aparición de los importan­ tes observatorios astronómicos ligados a las sociedades científicas que se crea­ ron en la segunda mitad de siglo. Así, estudiar el uso del telescopio con anterioridad a la década de los sesenta tiene varios propósitos. En primer lugar, se pretende dar cuenta de los trabajos en astronomía observacional que permi­ tieron la obtención de nuevos e importantes datos relativos al Sol, la Luna, las estrellas y los cometas. Pero, además, conviene conocer cómo se formó una tupi­ da colectividad de sabios, deseosa de establecer una red de información supranacional mediante la cual intercambiar datos y opiniones. Dicha red sirvió asi­ mismo de vehículo a las fecundas polémicas que se suscitaron en la época como consecuencia de las diferentes ¡deas defendidas por esa heterogénea comunidad de expertos, en la que no todos eran copernicanos (hasta finales del siglo XVII existieron partidarios del sistema de Tycho Brahe). De todo ello se ocupa el capí­ tulo 1, que lleva por título “El uso del telescopio en el siglo XVII”. Pero no es sólo el conocimiento de los cuerpos celestes el que se benefició de la utilización del telescopio. También la Tierra como planeta fue objeto de atención preferente. En este caso vemos confluir el estudio del comportamiento de los astros con el arte de trazar cartas geográficas de una parte de la superfi­ cie terrestre, de modo que se produce una provechosa alianza entre cosmolo­ gía y cartografía. A su vez, no es difícil adivinar la relación entre cartografía y política, puesto que es manifiesto el interés que los soberanos de los países europeos habían de mostrar por disponer de mapas fiables de sus reales domi­ nios. De ahí el tema del capítulo 2: “La Tierra es un planeta y pertenece al rey: cartografía y astronomía”. En la medida en que la elaboración de dichos mapas terrestres suponía una correcta determinación de la longitud (distancia de un lugar respecto al primer meridiano) y de la latitud (distancia de un punto de la superficie terrestre al Ecuador), ello remitía a su vez a cuestiones astronó­ micas como la elaboración de mapas estelares. Por tanto, la necesidad de afi­ nar los procedimientos de observación astronómica fue compartida por cos­ mólogos y cartógrafos, recibiendo un notable impulso de los observatorios de Greenwich y París, vinculados a dos importantes sociedades científicas que se crearon en el siglo XVII, la Royal Society (1662) y la Académie Royale des Sciences ( ), respectivamente. Ahora bien, dichos procedimientos no con­ sistían sólo en la determinación precisa de medidas angulares, sino también

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Prólogo

temporales; de ahí que los instrumentos cuyo perfeccionamiento se exigía fue­ ran telescopios y relojes. Ello dio ocasión a una nueva alianza entre artesanos, matemáticos, astrónomos y filósofos no característica de los siglos anteriores. Tras los dos capítulos primeros de este volumen, dedicados a cuestiones de astronomía observacional o de posición, el capítulo 3, titulado “La gran maqui­ naria del mundo”, aborda una cuestión diferente como es la relativa a la nueva concepción mecanicista de la Naturaleza que comienza a abrirse camino en la primera mitad del siglo XVII. Lo cual enlaza con el tema de la interpretación rea­ lista de la astronomía tratado en el volumen anterior. En efecto, si la hipótesis copernicana es verdadera, siendo así que el heliocentrismo no es compatible con supuestos básicos de la física y de la cosmología tradicionales, será preciso bus­ car nuevos caminos. Y se da la circunstancia de que estos nuevos caminos van a conducir a posiciones atomistas y mecanicistas, en cuyo contexto el universo será entendido por analogía con una máquina. Pese a no defender el atomismo como teoría válida de la materia, el filósofo francés René Descartes fue uno de los principales artífices de un nuevo sistema cosmológico, de carácter mecáni­ co, erigido explícitamente con la intención de sustituir al construido por Aris­ tóteles en el De Cáelo (obra estudiada todavía en las facultades de artes de la época de Descartes y de Newton, e incluso posteriormente). Después de haber analizado las aportaciones del mencionado filósofo a la renovación de la física y de la cosmología (en la que la formulación de un prin­ cipio de inercia rectilínea jugará por primera vez un importante papel), el capí­ tulo 4 se propone examinar el problema de la explicación de los movimientos planetarios, que ahora hace intervenir, bien nociones nuevas como las de iner­ cia y fuerza centrífuga, bien conceptos antiguos como el de gravedad (aunque no con el mismo significado). “Inercia, gravedad y fuerza centrífuga” es, pues, el título de este capítulo 4. En él asistimos a un fundamental cambio de pers­ pectiva en lo que se refiere a la razón por la que los planetas se mantienen en sus órbitas describiendo círculos, según todavía pensaban muchos, o elipses, si nos atenemos a lo enseñado por Kepler. Pues el caso es que, una vez aban­ donados los movimientos celestes naturales y circulares defendidos por Aris­ tóteles, era necesario explicar por qué los planetas no se desplazan en línea rec­ ta alejándose más y más de sus centros de rotación. En definitiva, la estructura del sistema solar exigía una teoría de fuerzas o una dinámica celeste. La segunda mitad del siglo X V II verá surgir esa dinámica celeste, que no es otra que la teoría newtoniana de la gravitación universal. De ella se ocupa el capítulo 5, dedicado a “La filosofía natural de Isaac Newton” , especialmente en los apartados en los que se analiza su gran obra, Philosophiae Naturalis Prin­

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cipia Mathematica. Se trata de atender a la génesis de una noción tan contro­ vertida como la de “atracción gravitatoria” y su aplicabilidad a lo que Newton denominó el “sistema del mundo” , esto es, al conjunto organizado que for­ man el Sol, los planetas y sus respectivos satélites, así como los cometas que cada cierto tiempo lo recorren. Dada la extraordinaria importancia que la mecá­ nica newtoniana tendrá durante los más de dos siglos que la separan de la mecá­ nica relativista de Einstein, parece justificado examinarla con cierto detalle. Pero tal vez al lector le interese no sólo conocer la obra de Newton, sino tam­ bién asomarse al extraño personaje que fue este ilustre autor, a su biografía sembrada de polémicas o a sus oscuras e inconfesadas convicciones en mate­ ria de religión, filosofía, alquimia, estudios bíblicos, historia, teología. Si así fuera, en este capítulo encontrará la referencia a todo ello. El capítulo , último de este volumen, trata monográficamente uno de los temas tradicionales de la cosmología: el espacio y el tiempo. En contraposi­ ción al antiguo cosmos, continente de todo espacio (relativo) y de todo tiem­ po (relativo) sin ser él mismo espacial ni temporal, la hipótesis heliocéntrica abre la puerta a la posibilidad de que las estrellas se hallen diseminadas en un espacio vacío infinito mucho más acorde con lo defendido por Demócrito que por Aristóteles. Tal vez espacio y tiempo precedan al universo material de modo que éste haya tenido que comenzar existiendo en alguna región del espacio (previamente existente desde siempre), en algún instante de un tiempo eter­ no (sin principio ni final). Por el contrario, todos los cuerpos podrían ser ani­ quilados sin que ello afectara en lo más mínimo a la realidad inmutable de espacio y tiempo. Ello querría decir que uno y otro son independientes, caren­ tes de toda limitación derivada de las características de la materia, desprovis­ tos de toda relación. Y puesto que absoluto es lo que excluye toda relación, espacio y tiempo son absolutos. Al menos esto es lo que sostuvo Isaac New­ ton contra viento y marea, propiciando con ello una polémica que no finali­ zaría hasta que Einstein llevara a cabo la más completa relativización de estas nociones que ningún detractor de Newton pudo sospechar en la época. Éste es, en líneas generales, el contenido del volumen segundo de Teorías del Universo. En él, por un lado, se da cuenta del enorme progreso que para la astronomía observacional supuso la invención y el posterior perfeccionamiento del telescopio, además de otros instrumentos como relojes capaces de un cóm­ puto más exacto del tiempo. Por otro lado, se presentan los dos modelos mecá­ nicos del universo, el cartesiano y el newtoniano, cuya rivalidad heredará el siglo XVIII. Y con ello daremos por finalizado el siglo del Barroco para dar paso, en el volumen tercero, al siglo de la Ilustración.

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1 El uso del telescopio en el siglo XV// i .i .

Acerca de la relevancia de los instrumentos de observación en astronomía

En relación a los fenómenos naturales, celestes o terrestres, el siglo del Barroco apostará claramente en favor de un tipo de conocimiento mecánico. Si arte mecánica es el arte de construir ciertos ingenios o máquinas, el modo mecánico de acercamiento a la Naturaleza es aquel que manifiesta una doble característica. Por una parte, considera legítimo y pertinente, en contra de la tradición física aristotélica, intervenir artificialmente sobre los seres naturales (esto es, sobre los seres, animados o inanimados, que son producto de la Natu­ raleza y no de la mano del hombre) mediante el uso de máquinas. Tiene pues una finalidad técnica o práctica que no hallamos en la física antigua heredada por los medievales. Por otra parte y por extensión, llegará a considerar que el comportamiento de esos seres naturales, y sobre todo de los inertes, debe ser entendido por analogía con el modo de funcionamiento de las máquinas. A partir del capítulo tercero de este volumen se dará cumplida cuenta de las razones por las que se generó y consolidó la denominada concepción mecanicista de la Naturaleza, así como sus repercusiones físicas y cosmológicas, has­ ta el punto de poder afirmar que el cosmos barroco es ante todo un universo mecánico. Pero antes de entrar en estos asuntos de filosofía natural, conviene dedicar alguna atención a un tema que suele estar ausente de los libros que se ocupan de la astronomía y cosmología de este periodo. La formulación de teorías acerca del universo ha requerido desde siempre el concurso de la observación de los ciclos, de modo que el elemento teórico y el observacional han debido caminar necesariamente juntos en esta parcela del conocimiento. Observar los cuerpos celestes significa descubrir el mayor número posible de ellos y poder determinar su posición y movimiento. En esta tarea los astrónomos han procurado servirse de algunos instrumentos que les 17

Teorías del Universo II

facilitaran su localización en la bóveda celeste a simple vista. Es el caso del gno­ mon, la pínula, la alidada, el astrolabio, el cuadrante, el sextante, etc., de los que tan buen uso supo hacer el gran Tycho Brahe (sobre este tema puede con­ sultarse Teorías del Universo, vol. I, cap. 3.°, epígrafe 3.2.1). Sin embargo, la aparición de un nuevo aparato de observación, a princi­ pios del siglo XVII, habría de revolucionar el conocimiento del cielo, no sólo porque aportó nuevos y más precisos datos de relevancia para los estudiosos, sino porque modificó la forma misma de concebir las teorías astronómicas des­ de el momento en que el propio instrumento científico pasó a formar parte de dichas teorías. Como el lector habrá fácilmente adivinado, nos estamos refi­ riendo al telescopio. Es propio de la concepción moderna o barroca del saber acerca del mundo admitir que ingenios construidos por el hombre puedan ser un elemento de la construcción teórica con la que tratamos de entenderlo mejor. En el caso del telescopio, se trata de un instrumento que incluye lentes capaces de aumentar la imagen de los objetos, auxiliando así el sentido de la vista hasta el punto de permitir descubrir objetos que se hallan más allá del umbral de nuestra percepción. Pero no todo son ventajas. El verbo ver tiene un sentido mucho menos inmediato que el habitual cuando se interpone una lente entre el ojo y el objeto, pues en ese caso ha de “interpretarse” lo que se ve de un modo que depende estrechamente tanto de la teoría óptica en la que sustenta la construcción del aparato, como de la teoría astronómica (geocén­ trica o heliocéntrica) en cuyo marco se opta por explicar las nuevas observa­ ciones. Es por ello que la obra de Galileo Sidereus Nuncios (La Gaceta Sideral En: Galileo-Kepler, 1984), en la que publica por vez primera los nuevos datos celes­ tes obtenidos mediante la utilización del telescopio, tiene una importancia que no debe minimizarse. En el volumen primero se analizó en detalle el papel juga­ do por el telescopio en la defensa galileana del copernicanismo (cap. 4.°, epí­ grafes 4.1.2 y 4.1.3). Allí el objetivo era poner de manifiesto el modo como este filósofo italiano “interpretó” las observaciones telescópicas en favor del sistema heliocéntrico. Ahora se trata de abordar el telescopio mismo como instrumen­ to de observación, cuya invención y posterior perfeccionamiento jugará un deci­ sivo papel en la construcción de la emergente ciencia barroca. Sólo en los tiempos recientes los instrumentos científicos han recibido la atención que merecen en una historia de la ciencia cada vez más ligada a la de la tecnología. El hecho es que, desde la modernidad, dichos instrumentos han tenido un peso decisivo en la explicación de los fenómenos y en la construc­ 18

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ción de las teorías. Si en su significado literal instrumento es un conjunto de piezas que facilita el ejercicio de las artes y los oficios, a partir del siglo XVII amplía su radio de influencia hasta convertirse en un elemento integrante de la descripción teórica. Deja así de ser una mera “causa instrumental” y, por tanto, secundaria, que puede omitirse en toda presentación teórica, tal como defendió la tradición aristotélico-tomista. Telescopios, microscopios, relojes mecánicos, barómetros, máquinas de vacío, termoscopios o artefactos capaces de producir electricidad por frota­ miento son algunos de los nuevos aparatos que incidirán decisivamente en el nuevo conocimiento de la Naturaleza. Aquí interesan sólo aquellos que se rela­ cionan con las teorías del universo: el telescopio, al que se dedica este capítulo, y el reloj mecánico, capaz de medir con precisión tiempos menores que la dura­ ción del día solar, del que se hablará en el capítulo siguiente. De todos modos, en términos generales puede hablarse de “familias de ins­ trumentos” con una diferente función en la comprensión de los fenómenos naturales. Sin pretender presentar una taxonomía completa, nos referiremos a tres de ellas: las de los instrumentos matemáticos, filosóficos y ópticos. Son instrumentos matemáticos los destinados a medir magnitudes geomé­ tricas, tanto angulares como lineales. De esta clase son todos los utilizados en la observación astronómica desde la Antigüedad para determinar la posición y la distancia de los astros en el cielo. Es el caso de los cuadrantes, reglas y astrolabios, entre otros, que, usados a ojo desnudo, permitían alinear al observador con el cuerpo celeste y calcular así las alturas del Sol, la Luna o las estrellas (figura 1.1). Interesa destacar que el ritual de medida podía ser repetido por cualquier persona que estuviera suficientemente adiestrada para realizarlo de acuerdo con determinadas rutinas (si bien hay casos de especial pericia, como el de Tycho Brahe). Al igual que los aparatos geodésicos o cartográficos que se construyeron en el Renacimiento, estos instrumentos pretelescópicos fueron considerados filosóficamente neutrales. Ello significa que suponían una ayu­ da para la observación, pero sin que se temiera que alteraran la naturaleza del objeto a medir o situar. Mucho más problemáticos fueron los instrumentos filosóficos, puesto que en este caso sí se pensaba que modificaban las condiciones bajo las cuales se manifiesta la Naturaleza. El ejemplo más elocuente de este tipo de ingenios fue la máquina de vacío. Hay, sin embargo, otros artilugios construidos en el siglo XVII que ofrecían el mismo perfil polémico, como son la máquina eléc­ trica, el barómetro o el termoscopio, precedente del termómetro. Su interés radicaba, no tanto en que sirvieran para medir magnitudes físicas, cuanto en

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Teorías del Universo II

su capacidad para poner de manifiesto fenómenos sometidos a discusión tales como el vacío en la máquina de pneumática (ver Shapin y Shaffer, 1985) o la existencia de una atmósfera que rodea y oprime a la Tierra mediante el baró­ metro. En definitiva, mientras que los instrumentos matemáticos proporcio­ naban un conocimiento cada vez más preciso de las posiciones de los cuerpos celestes, los instrumentos filosóficos permitían el acceso a nuevos órdenes de fenómenos en el marco de una recién estrenada manera de interrogar a la Natu­ raleza que debía ser pública y acreditada. La tercera familia de instrumentos estuvo formada por los instrumentos ópti­ cos, esto es, por el telescopio y el microscopio. Limitándonos al primero de ellos, único que aquí interesa, se advierte que es un aparato bifronte debido a que participa de las características de los dos anteriores. En principio se sitúa entre los filosóficos, puesto que permitió la observación de nuevos objetos o fenó­ menos celestes, como los satélites de Júpiter o los anillos de Saturno, y sobre todo propició la discusión sobre si el telescopio modificaba o no la naturaleza de lo que se ve. Esto es lo que ocurrió tras la publicación del Sidereus Nuncius de Galilco en 1610, pudiendo afirmarse que en los comienzos de) siglo XVII su uso fue exclusivamente filosófico. Ello quiere decir (tal como sucedió en el caso del propio Galileo) que permitió un mejor conocimiento únicamente cualita­ 20

E l uso del telescopio en el siglo XVII

tivo de los cielos, ya que permitió acceder a cuerpos hasta entonces inaccesibles a la vista, pero en nada mejoró la astronomía de posición. Para que el telescopio pudiera llegar a convertirse en instrumento mate­ mático, algo que ocurrió en la segunda mitad de siglo, fue necesario su pro­ gresivo perfeccionamiento gracias a un mejor conocimiento de las leyes ópti­ cas que rigen el paso de la luz a través de las lentes, así como la eliminación de las aberraciones o imperfecciones del sistema óptico que impiden la adecuada correspondencia entre un objeto y su imagen. Sólo entonces pudo comenzar a ser utilizado para determinar la posición de los astros con más precisión de la que se alcanzaba con los instrumentos pretelescópicos. En las páginas que siguen se expondrá el desarrollo del telescopio a lo lar­ go del Barroco, desde su uso prioritariamente filosófico hasta su progresiva transformación en aparato matemático. Pero también interesa considerar la comunidad de astrónomos usuaria de este instrumento óptico, así como las nuevas informaciones que permitió obtener de estrellas, planetas, satélites y cometas. Para ello convendrá tomar como punto de partida el año , fecha de su presentación pública, con la aparición de la mencionada obra de Galileo, y a partir de ese momento iniciar una mirada retrospectiva antes de abor­ dar de lleno el tema objeto de este capítulo.

1610

1.2.

Una mirada retrospectiva a los constructores de los primeros anteojos

Pese a que en vida de Galileo muchos creyeran lo contrario, este filósofo no fue el inventor del anteojo (según el nombre con el que bautizó al nuevo instrumento). Incluso aunque algunos de sus enemigos, con la intención de desacreditarle, llegaran a difundir que el propio Galileo se había así presenta­ do a la Señoría de Venecia para obtener mayor prestigio como mecánico y mejor sueldo como profesor de la Universidad de Padua, lo cierto es que él mismo indica en las primeras páginas de su Sidereus Nuncius que lo tomó pres­ tado para utilizarlo en una investigación eficaz de los cielos (y aún hubo de volver a repetirlo dieciséis años más tarde en IISaggiatore). Cerca de diez meses hace ya que llegó a nuestros oídos la noticia de que cierto belga había fabricado un anteojo mediante el que los objetos visibles muy alejados del ojo del observador se discernían claramente como si se hallasen próximos (Galileo-Kepler, 1984: 38).

ii

Teorías del Universo l l

Mucho ha dado que hablar a los historiadores esta mención de Galileo a “cierto belga”. Dada la repercusión pública de las descripciones astronómicas de este último, no es de extrañar que sus contemporáneos se preguntaran quién había sido el inventor de tan maravilloso aparato. Las pesquisas de algunos de ellos nos conducen a un país con gran capacidad comercial e industrial en com­ paración con su tamaño: los Países Bajos. Entonces bajo el dominio español, dicho país se hallaba dividido por una guerra de religión que creaba dos zonas de influencia económica, una católi­ ca y otra protestante. A pesar de la tensión política, la república del norte (el núcleo de lo que hoy es Holanda) supo desarrollar una actividad económica que situó al pequeño Estado entre los más influyentes de su época. Marino y en cierta medida submarino, ya que gran parte de él estaba situado por deba­ jo del nivel del mar, sólo pudo sobrevivir con una gran dosis de ingenio y labo­ riosidad. Su organización artesanal e industrial mantuvo un cierto paralelis­ mo con la que había en Inglaterra. Ambos desarrollaron un sistema de patentes por medio del cual los parlamentos respectivos permitían registrar inventos supuestamente rentables y daban a los autores de esos inventos el privilegio de la explotación comercial durante un tiempo. Establecían, además, la garantía por ley de que nadie, dentro de los límites del Estado correspondiente, pudie­ ra fabricar inventos parecidos. La documentación que generó la inscripción de esos artefactos fue el material que permitió a los historiadores de la época y a los posteriores reconstruir la historia del inventor del telescopio. Para los propósitos de esta narración, interesa aquí destacar sólo dos aspec­ tos. En primer lugar, el que se refiere a la identidad del belga inventor del teles­ copio. No se trata de entrar en el detalle de la discusión historiográfica que pue­ de leerse en el excelente trabajo de van Helden (van Helden, 1977), sino sólo de dar cuenta del tipo de argumentos que se emplearon para defender a cada uno de los candidatos. Durante casi dos siglos se barajaron varios nombres posi­ bles: Jacob Metius de Alkmaar (?-l628), Hans Lipperhey (ca. 1570-ca. 1618) y Zacarías Janssen (1588-07. 1631), estos dos últimos de Middelburg. Los tres pertenecieron a una generación de artesanos asentados en Holan­ da en una época en la que la curiosidad y el interés por los nuevos artilugios se incrementó extraordinariamente. Sin embargo, entre ellos había algunas diferencias. El primero y el tercero eran hombres reconocidos por su habili­ dad en una técnica de gran importancia en aquella época, el pulido de lentes. Jacob Metius pertenecía a una familia de ingenieros militares, cartógrafos y matemáticos que tuvo una gran influencia en la Holanda de entonces. Pare­ ce que él mismo se dedicó a desarrollar una industria de producción de vidrio 22

E l uso del telescopio en el siglo XVII

y que puso en práctica procedimientos para pulir lentes con especial perfec­ ción. Por ello, Descartes le atribuye el invento del telescopio en la primera página de su Dióptrica (Descartes, 1981: 59) y, aunque le denomina con cier­ to desprecio “hombre sin estudios”, le atribuye el mérito de haber consegui­ do “por fortuna” construir un artefacto para la visión lejana. Por su parte, Janssen tuvo defensores entre sus descendientes, que reclamaron la autoría del primer telescopio aduciendo como curioso argumento su heroico comporta­ miento ante los ejércitos españoles y el sufrimiento que eso le acarreó. En todo caso, parece que sus trabajos como óptico estuvieron más bien relacionados con la construcción de los primeros microscopios que con la fabricación de telescopios. Com o puede comprenderse, era difícil combatir la autoridad de Descar­ tes o el prestigio social de un comportamiento heroico en tiempos de guerra. El tercero en la discordia, Hans Lipperhey, no podía ofrecer una biografía asen­ tada en el prestigio familiar ni tampoco en una conducta patriótica. Sin embar­ go, ya en el mismo siglo XVII, Huygens, quien no tenía demasiada pasión his­ tórica, encontró pruebas documentales de que el propietario de la patente pata . la fabricación de telescopios había sido precisamente este último. Efectiva­ mente, en octubre de 1608 se otorgó en La Haya una patente a Hans Lipper­ hey, fabricante de gafas, residente en Middelburg. Aunque eran éstas artilugios muy apreciados en la época y con gran aceptación general, la posición social de un fabricante de gafas era claramente inferior a la de un pulidor de lentes. Este holandés, no obstante, debió experimentar con ellas y sus dife­ rentes formas de asociación para conseguir no sólo una visión suficientemen­ te clara, sino, además, un aumento de tamaño razonable. De hecho, se sirve de la misma palabra que utiliza Galileo para referirse a su instrumento, ante­ ojo, lo cual es sobre todo apropiado para describir unas gafas potentes aptas, por ejemplo, para mejorar la visión del escenario de un teatro o para inspec­ cionar el movimiento de las tropas. Es decir, el anteojo de Lipperhey era un instrumento de observación terrestre. Por ello, su autor pudo vender su pro­ ducto al Ejército de su país, de forma que la noticia de la capacidad del ante­ ojo para ser usado como instrumento militar se difundió rápidamente hasta llegar a oídos de Galileo. El estudio de los orígenes del telescopio puede permitir reconocer otro hecho todavía más interesante que una mera determinación de la identidad de la persona a la que se refería el filósofo italiano. Cuando, en los años 16081609, Jacob Matius intentó patentar un anteojo, supo que ya existía la paten­ te de Lipperhey. Reconoció la prioridad de este último y con gran honradez

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Teorías del Universo II

admitió, además, que el de aquél era mejor que el suyo. Pero, además, advir­ tió que su anteojo estaba inspirado en otro artefacto italiano construido al menos en la década anterior. Es razonable suponer, por tanto, que en Italia, si no había una industria muy desarrollada, al menos sí existían personas que tenían curiosidad por el comportamiento de las lentes y una cierta habilidad para la construcción de instrumentos semejantes a los de los holandeses. Para entender mejor el asunto conviene regresar a Italia, uno de los ámbi­ tos políticos, sociales e industriales más activos del Renacimiento. Allí se pue­ de encontrar una gran cantidad de libros editados desde la segunda mitad del siglo X V que estudiaban los dos defectos de la visión más llamativos, la presbyopia y la myopia, es decir, la presbicia o vista cansada y la miopía. Se ensaya­ ron soluciones para corregirlas por medio de lentes cuyo uso se popularizó un siglo después. No es difícil imaginar que quien lograba poseer unas gafas ade­ cuadas no se las quitara para mirar el cielo. En general, se sabe que fueron úti­ les de lectura que se vendieron por toda Europa, por lo que existen muchas referencias de astrónomos y médicos que reflexionaron sobre el poder de estos cristales no solamente en Italia, sino también en el resto del continente y en Inglaterra. Pero es en Italia donde fueron objeto de una especial atención. • La razón de esta proliferación de lentes y gafas en el mundo renacentista se halla parcialmente en algo con lo que en apariencia no guarda ninguna rela­ ción. En efecto, además de los estudios sobre la teoría de la visión de los medie­ vales, tanto islámicos como cristianos, hay que referirse al papel jugado por los magos naturales del Renacimiento, que constituyen un auténtico precedente de los filósofos naturales, mecánicos y experimentales del Barroco. Según ellos, era posible escrutar la naturaleza por procedimientos diferentes a los de las causas finales de Aristóteles, que sólo aspiraban a una contemplación sin mani­ pulación de los seres naturales. En el contexto de lo que podemos denominar una filosofía de la transgresión para la mentalidad de la época, se atrevieron a investigar los fenómenos naturales de una forma especialmente peligrosa, esto es, mediante la experimentación. Se puede encontrar esta filosofía de la trans­ gresión en ámbitos tan dispares como el religioso, con el insólito hecho de que la Biblia fuera traducida a las lenguas vernáculas, o el político, donde Maquiavelo ofrece a los súbditos la imagen de sus gobernantes en tanto que príncipes-hombres llenos de pasiones y no como depositarios de la voluntad divina. La magia natural fue, por tanto, una construcción a medio camino entre la teoría y la experiencia, interesada en tópicos que hoy pondríamos bajo la rúbrica de química, física, metalurgia y óptica, entre otros. Es esta última la 24

E l uso del telescopio en el siglo XVII

que aquí nos concierne. En términos contemporáneos, podríamos decir que la óptica fue un tema de investigación privilegiado para los magos naturalés, tal como pone de manifiesto una de las obras más difundidas en la Italia rena­ centista: la M agiae naturalis del napolitano Gianbattista della Porta (15361615). Concretamente en su capítulo XVII ofrece una consideración relevan­ te para la prehistoria del telescopio: Por medio de cristales cóncavos se verán con mucha claridad objetos dis­ tantes pequeños; con cristales convexos, se agrandan las cosas próximas aun­ que se vean algo borrosas. Si se conociera cómo combinarlos exactamente se verían tanto los objetos que están distantes como los próximos, a la vez de mayor tamaño y con más claridad (citado por van Helden, 1977: 15). Con las palabras “si se conociera” se estaría refiriendo al programa que pre­ suntamente se intentó realizar entre la publicación de la mencionada obra de Porta, en 1589, y la patente de Lipperhey de 1609- Parte de dicho programa fue llevado a cabo por él mismo en su obra de 1593 denominada De refractione. Como prueba del importante papel jugado por Porta en cuestiones ópti­ cas, cabe considerar muy probable que fuera esta obra sobre la refracción, la que proporcionara a Gal ileo el soporte teórico con el que pudo abordar la difí­ cil tarea de construir su anteojo. [Todo ello] me indujo a aplicarme por entero a la búsqueda de las razo­ nes, no menos que a la elaboración de los medios por los que pudiera alcan­ zar la invención de un instrumento semejante, lo que conseguí poco después basándome en la doctrina de las refracciones (Galileo-Kepler, 1984: 38). Aunque no es imposible que la mencionada doctrina de las refracciones fuera la contenida en la obra del alemán Johannes Kepler, A d Vitellionem paralipomena, quibus astronomiae p a n óptica traditur (Añadidos a Vitelo, de los que se trata en la parte óptica de la Astronomía), de 1604, todo apunta a que se estu­ viera refiriendo a la M agiae naturalis de Porta, extensamente difundida en los medios intelectuales italianos y europeos. En resumen, la protohistoria del telescopio muestra la dificultad de iden­ tificar a su “inventor” . Pues el hecho es que resulta igualmente inadecuado decir que se trata de una colectividad de artesanos que trabajaron todos con el objetivo común de solucionar un problema práctico, como señalar a algún geómetra que pretendiera con ello resolver una cuestión teórica bien definida.

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Teorías del Universo II

Más bien fue el fruto de la conjunción de tradiciones tanto artesanales (hoy diríamos tecnológicas) como científicas, que confluyeron en un momento y lugar determinados. Ahora bien, en todo caso, lo interesante es el impulso que la introducción del telescopio imprimió al desarrollo de una óptica específica que permitiera el mejor uso de este instrumento.

1.3.

La construcción de telescopios y su perfeccionamiento después de Galileo

Desde los inicios de la observación telescópica hasta la fundación de los grandes observatorios de París y Londres (a partir de la década de los sesenta del siglo XVH), es decir, desde Galileo a Domenico Cassini y John Flamsteed, puede afirmarse que el uso del telescopio fue fundamentalmente filosófico, esto es, empleado como instrumento para conocer la naturaleza del universo. Sólo cuando se dispuso de telescopios aptos para la localización de los cuerpos celes­ tes dentro del campo de visión, se utilizó también como instrumento mate­ mático. Se compatibilizaron así ambos usos, el filosófico y el matemático, sin que el segundo eliminara al primero. En efecto, su aplicación filosófica se man­ tuvo cuando lo que se pretendía era ver “más” en vez de “ver mejor”, algo que ocurría con ocasión de la observación de la cola de un cometa o de un objeto nuevo, como era una nebulosa. Todavía a finales del siglo XVIII, William Herschel reivindicaba el interés de su investigación en tanto que filosófica. Y lo mis­ mo pensaron los astrofísicos del siglo XIX que se adentraron en las profundida­ des del espacio de la mano del mencionado astrónomo. Se insiste en este aspecto para indicar su vigencia en los siglos posteriores al Barroco. A partir de la publicación del Sidereus se plantearon muchos problemas relacionados con el proceso de observación telescópica. Al menos se pueden enumerar cuestiones de cuatro tipos. Las primeras se referirían a la visión, con­ cretamente al modo como afecta la interposición del telescopio entre el ojo y lo que se ve. Otras trataban de aclarar los problemas de la construcción de un telescopio y las dificultades intrínsecas que pueden encontrarse en su proceso de diseño geométrico. Es decir, se planteaba cuál es la óptica de un telescopio. Las terceras provendrían del criterio de autoridad imprescindible en el uso del telescopio. Efectivamente, la observación telescópica es individual y requiere, por una parte, un adiestramiento y, por otra, un reconocimiento público de que lo que se ve es lo que realmente es. Por último, un cuarto grupo concer­ nía a la posibilidad de construir un telescopio que pudiera transformarse en un instrumento matemático. z6

E l uso del telescopio en el siglo XVII

Las cuatro clases de cuestiones, con más o menos fuerza, se plantearon a lo largp del siglo XVII. N o preocuparon de la misma forma, pero siempre estu­ vieron presentes. Frecuentemente las dos primeras se suscitaron de forma simul­ tánea y son las que se pasará a considerar en el siguiente epígrafe.

1.3.1. El telescopio galileano y la mejora propuesta por Kepler Antes de nada debe reconocerse que el anteojo de Galileo era un aparato relativamente poco refinado. Todavía hoy se puede contemplar en el Museo de la Ciencia de Florencia el objetivo que utilizó en 1609, que no es sino una lente de 30 mm y de escasa calidad. Galileo empleó dos lentes que eran de uso común, una convexa y otra cóncava, la primera como objetivo, más cercana al objeto que se deseaba observar, y la segunda como ocular, es decir, más pró­ xima al ojo. Para que el artilugio funcionara era necesario que los focos de ambas coincidieran en un punto situado detrás del ocular (figura 1.2). Su capa­ cidad para aumentar el tamaño del objeto venía dada por el cociente entre el foco del objetivo y el foco del ocular. Ahora bien, la imagen de los cuerpos celestes que proporcionaba la óptica de ese aparato estaba afectada funda­ mentalmente por dos distorsiones ópticas, que hoy se conocen como aberra­ ción esférica y aberración cromática.

La primera provenía de la forma de la lente, tallada como un sector esfé­ rico, así como de la manera de comportarse la luz cuando pasa del aire al vidrio y luego de nuevo al aire, esto es, cuando sufre una serie de refracciones. El paso 27

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de un medio de una refringencia como el aire a otro de una refringencia dife­ rente como el vidrio suponía una variación de la trayectoria. Imagínense los rayos que llegan a una lente desde un cuerpo celeste. Al estar tan lejano se pue­ de suponer que son paralelos. La aberración esférica de la lente hace que la imagen de ese punto celeste no sea otro punto, sino una mancha, ya que no se reúnen todos en el mismo lugar (figura 1.3). Ello produce en el observador el efecto de una imagen borrosa. La segunda aberración tenía su origen en lo que podría denominarse “efecto arco iris”, que décadas posteriores al primer uso del telescopio sería explicado en la Óptica de Newton. Tanto la luz que se recibe directamente del Sol, como la que reflejan los planetas o la de las estre­ llas, es luz blanca compuesta de los colores que aparecen en el arco iris. Una lente produce un efecto de descomposición de los colores debido a la diferen­ te refracción de éstos de forma similar a la que se efectúa en las gotas de llu­ via (figura 1.4). Así, las figuras observadas por Galileo estaban orladas de colo­ res que entorpecían la identificación de los objetos celestes observados. La aberración esférica depende, por tanto, de la forma geométrica de la lente, mientras que la cromática de su naturaleza física.

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E l uso del telescopio en el siglo XVII

Se mencionan estos asuntos para recalcar que la visión del telescopio de Galileo no era limpia, lo que en cierto modo explica algunas de las dificulta­ des que tuvo para que se aceptara su descripción de los cielos. Se observaban los astros bastante borrosos y con los extremos coloreados. En estas circuns­ tancias, ¿cómo puede sorprender la suspicacia ante este instrumento? Es por eso que llama la atención el interés que tuvo Kepler por analizarlo desde el punto de vista de su funcionamiento. Su actitud fue el ejemplo más elocuen­ te del afán por relacionar astronomía y óptica, sobre todo siendo como fue el astrónomo más relevante de ese primer tercio del siglo X V II. Leyó con curiosidad un ejemplar del Sidereus Nuncius que Galileo le había remitido. Dicha curiosidad se convirtió en pasión cuando conoció en detalle su contenido, y ello a pesar de que no pudo confirmar por sí mismo las nue­ vas observaciones galileanas de los cuerpos celestes por carecer en un princi­ pio de telescopio. El hecho es que en muy poco más de una semana, Kepler redactó un escrito que esperaba que sirviera como defensa de Galileo frente a los ataques de los aristotélicos. Evidentemente, muestra un talante poco ren­ coroso puesto que llevaba doce años intentando sin éxito mantener corres­ pondencia con el arisco filósofo de Pisa. El título de la obra es suficientemen­ te expresivo: Ioannis Kepleri M atematici Caesarei Dissertatio cum Nuncio Sidéreo nuperad mortales misso á Galilaeo Galilaeo Mathematico Patavino ( Conversa­ ción de Juan Keplero Matemático Imperial con el Mensajero Sideral recientemen­ te enviado a los mortales por Galileo Galilei Matemático Paduano. En: GalileoKepler, 1984: 92-152). La lectura de dicha obra pone de manifiesto numerosas referencias de con­ texto. En ella Kepler menciona a contemporáneos suyos, como Bruno y Gilbert, y se refiere a la diferente interpretación que tienen los problemas trata­ dos por Galileo en el Sidereus en casos como el de las manchas de la Luna. Pretende encuadrar las cuestiones astronómicas en la discusión del momento enlazando con preocupaciones mostradas en obras anteriores. Despliega una retórica persuasiva para aumentar la confianza en la obra del filósofo, pero también con la intención de mostrar que sus reflexiones pudieran ser merece­ doras de entrar en la gran corriente de innovación descubierta por aquél. Es en este contexto donde destaca la atención que Kepler otorga al telescopio. Se acoge a las escasas indicaciones que Galileo da sobre su anteojo y convierte casi la mitad de su Dissertatio en una reflexión sobre la luz y sobre los problemas que tiene la reproducción de figuras. Esta orientación dada a la mencionada obra es de gran relevancia a la hora de entender las teorías sobre el universo posteriores. Así como Galileo descri­

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be los cuerpos celestes con un anteojo al que presta casi ninguna atención teó­ rica, Kepler se comporta como un matemático que toma en consideración muchos problemas ópticos que a su juicio se conectan precisamente en el teles­ copio. Leyendo a Galileo parece que el problema de cómo lograr ver a través de este aparato sea una cuestión puramente técnica, que afecta sólo al arte de montar adecuadamente las lentes. Kepler, por el contrario, considera que la óptica de un telescopio exige un conocimiento del comportamiento de la luz. Su mejora depende de ello. Acude a la M agia naturalis de Gianbattista delta Porta, obra en la que se estudia el efecto de las lentes. En concreto, menciona extensamente los capítulos 10 y 11 del libro XVIII, donde se encuentran esas reflexiones. Y fue Kepler quien al citar profusamente ese libro le dio para la posteridad la importancia que merece. En todo caso, en su Dissertatio de respuesta a la de Galileo, Kepler establece una relación entre la obra de Porta y la suya propia publicada en 1604 Ad Vitellionem Paralipomena. Es éste un escrito poco conocido, que, sin embargo, ocu­ pó un puesto relevante en uno de los temas que le preocuparon toda su vida: la descripción geométrica de la luz y su relación con la teoría de la visión. Así, la premura en la redacción de la Dissertatio no impidió a Kepler dar­ se cuenta de que en la observación astronómica estaba involucrado un pro­ blema relacionado con la teoría de la visión o de la percepción visual, profu­ samente tratado por una tradición que llegaba hasta el Renacimiento. Por ello se vio obligado a traer a colación su obra de 1604, que pretendía ser una con­ tribución a esa discusión filosófica. Fue escrito como un “añadido” a las ideas de Vitello, a quien Porta denominaba “mono de Alhazen”, para señalar, de una forma bastante injusta, que era un mero repetidor de las ideas del filósofo ára­ be. Pero Kepler tenía mejor opinión de él; y si lo menciona en el título de su obra es porque lo consideraba uno de los discípulos más significativos de Roger Bacon. Recogía Kepler así en esta obra una tradición medieval a la que se suma­ ba todo el interés renacentista por el estudio de la formación de imágenes en el ojo. Fue con la lectura del Sidereus cuando probablemente percibió la importancia que tenía el telescopio para comprender mejor estas cuestiones, lo que explicaría su interés teórico, y no sólo práctico, por dicho instrumento. Sería difícil aventurar qué le cautivó más, si las fascinantes descripciones de los nuevos satélites de Júpiter descubiertos gracias al telescopio o la posibi­ lidad de construir un artefacto semejante mediante el conocimiento de su modo de funcionamiento, cuestión que remite a la óptica y a la teoría de la visión.

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En cierto modo, en la Dissertatio muestra una cierta incomodidad al reco­ nocer su autor no haber sabido valorar antes la importancia de los anteojos que se usaban entonces en muchos lugares de Europa. Por ello se disculpa diciendo: Preciso es reconocer que desde el momento en que escribí la Óptica [se refiere a los Paralipomena], el Emperador me preguntó muy a menudo acerca de los mencionados artilugios de Porta en los que no tenía ninguna fe. No es de extrañar, pues mezcla lo increíble con lo probable y el título del capítulo , literalmente “Otear mucho más lejos de todo lo imagina­ ble”, parecía entrañar un absurdo óptico, como si la visión tuviera lugar por emisión y las lentes agudizasen las emanaciones del ojo de manera que alcanzasen más lejos que si no se sirviesen de lente alguna (Galileo-Kepler, 1984: 110).

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El comentario de Kepler se refiere a una cuestión física, y no geométrica, como es la del mecanismo de la visión. Algunos comentaristas medievales men­ cionaron las lentes en tanto que apoyo a la interpretación emanacionista y ésta es la razón por la cual Kepler no se interesó por ellas hasta que Galileo le mos­ tró las potencialidades del nuevo anteojo. [...] como si las lentes aumentasen o procurasen la luz para permitir ver las cosas, cuando en realidad ocurre más bien que ninguna lente podrá detec­ tar nunca las cosas que no emitan por su parte alguna luz hacia nuestros ojos y gracias a las cuales podamos ver (Galileo-Kepler, 1984: 110). Así, las nuevas observaciones de Galileo inclinaron a Kepler a ocuparse de un tema al que el sabio de Pisa había dedicado muy poca atención: la com­ prensión del funcionamiento óptico del anteojo a fin de poder perfeccionar­ lo. Puesto que él mismo aún no había tenido la oportunidad de tener entre sus manos un anteojo galileano, las dificultades que intentó superar no eran de orden empírico, sino óptico-matemático, aunque con implicaciones físi­ cas. De ahí que propugne lo siguiente: [...] si la fortuna me es propicia permitiéndome intentar su construcción tras vencer las dificultades, pondré diligentemente manos a la obra por pro­ cedimientos similares [a los de Galileo]. En efecto, o bien utilizaré muchas lentes de delgadísima curvatura y de superficie esférica por ambas caras, disponiéndolas en el tubo a determinados intervalos, siendo las exteriores

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un poco más anchas, por más que el ojo se haya de poner en el límite de la intersección de los rayos de intersección de todas las lentes [buscaría por lo canto así una distancia focal a la que pudiera enfocar el ojo después de haber­ se unido los rayos, pero conociendo la dificultad que entraña la superpo­ sición de lentes procuraría una lente equivalentcjo bien, a fin de poder corregir con mayor facilidad el error (si lo hubiere) en una única superfi­ cie, tallaré una sola lente o pinjante, una de cuya superficies sea casi plana, pues tendrá una curvatura esférica convexa de sólo medio grado o treinta segundos mientras que la otra que está hacia el lado del ojo no será esféri­ ca, no me vaya a ocurrir lo que muestra la figura 81, página 251 de mi óptica, haciendo que las partes del objeto aparezcan distorsionadas y con­ fusas (tema tratado en la proposición 18) (Galileo-Kepler, 1984: 113). Con esta construcción se intentaría eliminar las aberraciones esféricas des­ critas más arriba. La escasa curvatura del objetivo haría que los rayos incidie­ ran sobre la lente con un ángulo de incidencia muy pequeño, es decir, muy cerca de la perpendicular y, por consiguiente, se lograría reducir la impreci­ sión en la imagen que producen esos rayos cuando su ángulo de incidencia es demasiado grande. El inconveniente que iba a surgir, según se comprobó cuan­ do se intentó construir este nuevo tipo de telescopio, era el excesivo alejamiento del foco con respecto a la lente del objetivo. Seguía Kepler con la explicación del nuevo telescopio al dar información sobre cómo debería ser el ocular: [...] por el contrario [el ocular] tendrá la curvatura de un pinjante, como se muestra en la figura 83, de manera semejante al humor cristalino del ojo. Está torneada según una superficie hiperbólica, que es la que buscaba en la figura 69 para los instrumentos ópticos, como aparece en las páginas 188 y 196, a fin de que la visión no se distorsione, sino que las partes del objeto observado se aumenten proporcionalmente, tal y como propuse en la página 193 (Galileo-Kepler, 1984: 113). Para impedir la distorsión, según la opinión expresada por Kepler, era nece­ sario que el ocular tuviera una geometría que guardara una cierta analogía con la forma del ojo, de tal forma que los rayos, [...] al verse refractados por el cristalino, tendrán sus puntos de reunión en la misma retina, lo que constituye la definición de la visión clara; cosas todas ellas que he demostrado en la página 256 de mi Óptica (GalileoKepler, 1984: 115).

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E l uso del telescopio en el siglo xvn

Diseñó así sobre el papel un telescopio en el que el objetivo tuviera muy poca curvatura, de modo que los rayos habían de recorrer una gran distancia antes de llegar a converger en el foco y se unían posteriormente por medio de un ocular de forma mucho más complicada que en el galileano. Prometía mejo­ ras en la eliminación de las aberraciones esféricas y el aumento de la lumino­ sidad. Sin embargo, debía ser un telescopio de gran tamaño y, por lo tanto, más complicado de manejar. Com o problema añadido, las imágenes tenían que aparecer invertidas, aunque éste no fuera un gran inconveniente para la observación de los cuerpos celestes. A pesar de proponer este telescopio, ópticamente mucho más refinado que el de Galileo, Kepler siempre estuvo deseoso de ver a través del modesto ante­ ojo galileano (si bien nunca lo recibió de las manos de aquél). N o obstante, con sus consideraciones, había abierto la puerta a otra manera de construir los nuevos telescopios. Su interés por la óptica ligada a estos instrumentos le lle­ vó a estudiar con detalle cómo se altera la trayectoria de la luz en la visión cuan­ do se interponen láminas delgadas, o bien vidrios o lentes de diferente curva­ tura. Esto lo hizo en la que es la obra más concisa y menos confusa de toda su literatura. Publicada en 1611 y titulada Dioptrice contiene un gran esfuerzo para analizar de forma rigurosa el comportamiento de la luz al atravesar dife­ rentes cristales. A lo largo de ciento cuarenta y una proposiciones presenta de forma deductiva la formación de imágenes a través de las formas de lente cono­ cidas en su época y explica geométricamente, sin ayuda de ninguna ley de carácter empírico (como la que después descubriría Snell, en 1621), los pro­ blemas de distorsión o aberración geométrica. El resultado de sus trabajos dio lugar a una nueva generación de telesco­ pios que se diferenciaban de los anteriores usados por Galileo en algo más que en la curvatura de la lente. Es verdad que se seguían asociando dos cristales, y que el objetivo continuaba siendo convexo. Pero el ocular ya no era cóncavo, sino que también era convexo. La marcha de los rayos de luz puede ahora repre­ sentarse de la forma que indica la figura 1.5. Como se ve, la imagen que reci­ biría el ojo se hallaría invertida, por lo que este telescopio estaría destinado casi exclusivamente a la observación astronómica, donde la alteración de la posición de las figuras podría molestar menos. Para convertirlo en un telesco­ pio apto para la observación terrestre fue necesario complicar la óptica intro­ duciendo nuevas lentes que volvieran a invertir la imagen. Pero, además, poseía otra propiedad óptica que lo hizo superior al galileano. Si se observa la figura 1.5, de nuevo se verá que se forma una imagen intermedia entre las lentes. Pues bien, es ahí donde se situó, a partir de la segunda mitad del siglo X V II, un entra-

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mado de hilos de metal que sirvió para situar la posición de los cuerpos celes­ tes. Según se comentará más adelante, éste fue el primer paso para convertir el telescopio en un instrumento geométrico capaz de aumentar la precisión de las observaciones celestes.

Así, en la Dissertatio Kepler realizó una primera aplicación del tratamien­ to matemático al mundo de la óptica de los anteojos, si bien no se encuentra en dicha obra una descripción pormenorizada de lo que después se llamaría el telescopio kepleriano. La difusión de ese nombre fue debida en parte a su enor­ me prestigio. Lo que sí parece claro es que escribió su Dioptrice de 1611 des­ pués de conocer en detalle cómo estaba construido el telescopio de Galileo. Y también que las conjeturas expuestas en la Dissertatio se vieron confirmadas al construir una teoría óptica más rigurosa.

1.3.2. Los problemas de la refracción y la reflexión A partir de la Dioptrice de Kepler fue manifiesto que los telescopios podían ser perfeccionados de dos formas. La primera era la tradicional para desarro­ llar artilugios, es decir, procurar una mejora técnica basada en el conocimien­ to empírico de los instrumentos y en las dificultades que imponía su uso. De antemano se ha de decir que este trabajo produjo excelentes telescopios, ya que el conocimiento de esos artesanos proporcionó información general acer­ ca del funcionamiento de las lentes de modo que prácticamente, hasta el siglo X V III, fue la forma más habitual de obtener instrumentos de alta calidad. Aho­ ra bien, además de esta vía de perfeccionamiento, conviene mencionar otra. Se trata de la que estudió las aberraciones ópticas de los telescopios desde un

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E l u so del telescopio en el siglo XVII

punto de vista geométrico. Destacan en esta segunda vía las aportaciones de René Descartes en su Dioptrique, publicada en 1637, y las de un corresponsal suyo llamado Marin Mersenne, en su obra Harmonie Universelle, de la misma fecha que la anterior. Si se pasa por alto la importancia general de la Dioptrique y se atiende úni­ camente a lo que afecta a este discurso, habría que detenerse en las últimas partes del libro, concretamente en sus discursos finales. En ellos aparece el inte­ rés del autor por la óptica de las lentes y su relación con los problemas de la visión. Así, llama la atención el título del Discurso Octavo, “Sobre las figuras que deben tener los cuerpos transparentes para desviar los rayos por refracción en todas aquellas formas que puedan ser útiles para la visión”. Se trata de deter­ minar cuál es la forma adecuada que debe tener una superficie refractante, la lente en este caso, para eliminar la aberración esférica. La conclusión de Des­ cartes es que nunca se podría suprimir ese defecto usando una superficie esfé­ rica, precisamente la habitual de las primeras lentes, de forma que:

En general, es necesario concluir de cuanto se ha afirmado que los vidrios hiperbólicos o elípticos son preferibles a cuantos puedan ser ima­ ginados. Así mismo, ios hiperbólicos son preferibles casi en todo a los elíp­ ticos (Descartes, 1981: 151). Para desarrollar su trabajo matemático, presumiblemente Descartes había usa­ do, sin citarlos, los resultados de Willebrord Snell (1580-1626), también llama­ do Snelius, un matemático holandés relacionado con Tycho Brahe y Kepler. Snell había estudiado la obra de este último, Ad VitelUonem, y, según se sabe ahora, apli­ có la geometría contenida en ella para realizar experimentos con la luz y determi­ nar cómo se desviaba de la normal a la superficie un rayo al pasar de un medio a otro, por ejemplo, del aire al agua o del aire a un vidrio o viceversa. Sus experien­ cias dieron como resultado una serie de mediciones que sugerían una relación entre los senos de los ángulos de incidencia y de refracción. Según se ha comen­ tado, Descartes no citó a Snell y por ello fue acusado de plagio. Sin embargo, esta omisión es objeto de controversia todavía hoy entre los historiadores, ya que, pese a ser muy probable que la curiosidad del filósofo francés le hubiera llevado a visi­ tar al holandés en Leyden, no es fácil probar que efectivamente llegara a conocer la obra de este último en todos sus extremos. En todo caso, el hecho es que a partir de la publicación de la Dioptrique de Descartes se dispuso de información suficiente como para superar las abe­ rraciones geométricas, si bien el problema residía en lograr tallar unas lentes

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Teorías del Universo ¡I

con forma de hiperboloide, elipsoide o paraboloide. Por eso no debe extrañar que, en el último capítulo de la mencionada obra, su autor se dedique a expli­ car el modo de hacerlo y los máquinas que se pueden usar para conseguirlo. De todas formas, el problema técnico siguió siendo un auténtico desafío. La otra aberración conocida, la cromática, también intentó resolverse en la misma época. Parecía razonable que, si dicha aberración aparecía en las refrac­ ciones, bastara con eliminarla para obtener un telescopio sin dispersión cro­ mática. Si las lentes tenían ya una larga historia en la óptica, mayor aún era la de los espejos, cuya capacidad de generar imágenes había intrigado a los mate­ máticos de la Antigüedad griega. Fue Marín Mersenne quien propuso supri­ mir al menos parcialmente las lentes de los telescopios y dibujó en su Harmonie Universelle los primeros prototipos para sustituir el objetivo por un juego de espejos que permitiera reunir la luz en el ocular (el cual era aún una peque­ ña lente). La propuesta era atractiva desde un punto de vista teórico, pero poco aplicable desde una perspectiva práctica. La dificultad técnica radicaba en la manera de pulir espejos con suficiente precisión como para obtener superfi­ cies con una simetría aceptable. El problema teórico, por su parte, consistía en la determinación de la forma exacta de los espejos, que no tenía que ser la misma que la de las lentes. A pesar de los obstáculos, la construcción de telescopios de reflexión fue un objetivo perseguido por los astrónomos, mecánicos y constructores de instru­ mentos. Las propuestas más relevantes que se hicieron a partir de la segunda mitad del siglo XVII son las siguientes. En primer lugar, la realizada por James Gregory (1638-1675), un ingenioso matemático escocés que aplicó la geometría cartesia­ na contenida en la Dioptriquc a fin de resolver los problemas de las formas de los espejos que podían integrar los objetivos de los telescopios. En su obra Optica pro­ mota, de 1663, proponía un telescopio de reflexión que conjurara la mayor parte de los defectos conocidos en los aparatos de refracción. Para ello desdobló el obje­ tivo. Según se puede ver en la figura . , los rayos serían recogidos por un gran espejo cóncavo con la superficie de un paraboloide, el cual los enviaría a otro de menor tamaño situado enfrente en forma de elipsoide cóncavo que formaría la imagen en el centro del espejo mayor. Al estar éste perforado, se podría observar la imagen por medio de un ocular situado en el eje de simetría del aparato. La solución podía ser de una extraordinaria brillantez matemática, pero la dificultad técnica era probablemente paralela a ella. Gregory no dispuso de espejos tan com­ plicados como para lograr construir un telescopio eficaz. De hecho, su modelo adquirió fama como “modo” posible de construir telescopios y recibió el nombre de “reflector gregoriano”.

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E l u so del telescopio en el siglo XVII

El gran matemático y mecánico Isaac Newton (del que se dará cumplida cuenta en el capítulo ) diseñó una solución capaz de aliviar la complicación de la propuesta de Gregory. Así, en una carta de 16 de marzo de 1671 a Henry Oldenburg -secretario de la Royal Society-, propuso un nuevo prototipo de reflector en el que se sustituye, según muestra la figura .7, el primer espejo por una superficie esférica, y el segundo espejo, en forma de elipsoide cónca­ vo, por un espejo plano que reúne lateralmente la luz de forma que el ocular se sitúa en la parte lateral del telescopio. A pesar de la mejora, el telescopio descrito por Newton tampoco consiguió desplazar los construidos por medio de lentes.

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Teorías del Universo 11

Finalmente, se dispuso en 1672 de otro modelo, debido a un francés de nombre Cassegrain, de cuya identidad poco se sabe. En realidad, dicho mode­ lo era una modificación del de Gregory, en el que se sustituía el pequeño espe­ jo secundario por otro convexo. Cassegrain tuvo tan poco éxito como los ante­ riores y los reflectores apenas se utilizaron, por más que algunos filósofos experimentales, como Robert Hooke, los usaran con alguna ventaja. Ya se ha comentado la dificultad de pulir espejos cuyo tamaño y perfección permitie­ ran obtener una luminosidad aceptable. De esta manera, los reflectores que­ daron en la memoria de los constructores de telescopios como prototipos que podían llegar a perfeccionarse lo suficiente como para convertirse en aparatos eficaces de observación. Pero esto es algo que no ocurrió hasta el siglo XVI11.

1.4.

Sobre telescopios y libros: la relevancia de las publicaciones para la astronomía barroca

Tras haber expuesto el proceso de perfeccionamiento del telescopio que con­ dujo a resolver algunas de las principales dificultades técnicas planteadas por este instrumento, conviene ahora insistir en otro tipo de problemática ya aludida en el epígrafe .1. Se trata del espinoso asunto relativo a la necesidad de tomar en cuenta el elemento interpretativo ligado indisolublemente a toda observación teles­ cópica, puesto que el acto mismo de mirar a través de una lente objetos lejanos exige traducir lo que se ha visto. En ese sentido recuérdese que Galileo propia­ mente no “vio” valles ni montañas en la Luna, ni satélites de Júpiter ni manchas en el Sol; más bien “interpretó” lo visto en esos términos (sobre este tema puede consultarse Teorías del Universo, vol. I, cap. 4, epígrafe 4.1.2). Pese a que cuantos miran a través de un telescopio (igual sucede con un microscopio) tienen ante sí los mismos objetos, no todos coincidirán en la des­ cripción de lo que han visto. Así, por ejemplo, en el caso de las manchas sola­ res, unos consideraron que se hallaban ante una perturbación atmosférica pro­ ducida por debajo de la Luna, otros, por el contrario, creyeron contemplar un fenómeno que se producía en la superficie de este astro. Desde luego, ningu­ na de estas explicaciones era enteramente neutral, pues, mientras que la pri­ mera convenía a la física y a la cosmología aristotélicas, la segunda era defen­ dida por los partidarios de una nueva concepción del mundo. El acto de mirar por un telescopio es individual. Pero, tras él, hay que comunicar a otros lo que se ha visto. Y con frecuencia las descripciones no son

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sólo verbales, sino que van acompañadas de dibujos explicativos. Resulta, sin embargo, que, al traducir una observación individual a un dibujo que, por su misma naturaleza, es público, inevitablemente se realiza ya una opción inter­ pretativa que condiciona lo que otros pueden ver. Ello quiere decir que, en el proceso de observación, el instrumento no puede desligarse de la teoría, sino que más bien forma parte de ella, lo cual representa toda una novedad propia del Barroco, frente a lo ocurrido con anterioridad. No es de extrañar, en consecuencia, que muchos reaccionaran con extre­ ma suspicacia y recelo ante la mediación de aparatos de observación y medi­ da, especialmente aquellos que estaban en disconformidad con la opción inter­ pretativa elegida (tal es el caso del jesuíta Ch. Clavius y otros astrónomos del Collegio Romano, por ejemplo, en relación a Galileo y su defensa del copernicanismo). Además, ha de tenerse en cuenta que, aunque el telescopio se difundió con cierta rapidez, durante mucho tiempo fue un aparato costoso y poco normalizado. Así, a lo largo de buena parte del siglo XVII, cada aparato era un ejemplar único con sus peculiaridades propias, tal como sucede con los instrumentos musicales de cuerda. Hasta la fundación de los grandes observatorios que logra­ ron un estándar razonable, los buenos astrónomos se fabricaban los suyos pro­ pios de forma análoga a como lo había hecho Galileo. También existieron cons­ tructores famosos y acreditados, tal cual es el caso de Fontana, pero sus aparatos no podían ser adquiridos si no se disponía de buenas sumas de dinero. Todo ello quiere decir que sólo unos pocos tenían acceso a estos instrumentos, mien­ tras que la mayoría había de fiarse de lo visto por otros. Evidentemente, ello propiciaba el criterio de autoridad, de modo que las divergencias que pudie­ ran surgir bien podían resolverse acudiendo a la persona con mayor crédito como matemático o como astrónomo. En resumen, el solipsismo de la observación y la singularidad del instru­ mento fueron elementos que generaron gran desconfianza con respecto a las afirmaciones que se realizaban sobre lo contemplado en el cielo. Según seña­ la Van Helden (1994: 16), esta desconfianza sólo se combatió con el prestigio de astrónomos acreditados y, sobre todo, con las ediciones de libros en los que se contenían grabados gracias a los cuales la imagen individual de lo observa­ do se hacía pública y podía circular entre una comunidad curiosa y ávida de novedades. En definitiva, proporcionaban pistas para “ver” mejor lo que se “debía ver”. Desde este punto de vista puede afirmarse que los mejores aliados de los telescopios fueron precisamente los libros y las publicaciones en gene­ ral (sin olvidar las cartas intercambiadas entre los interesados en el tema).

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Teorías del Universo II

Cada obra impresa relacionada con la astronomía solía tener al menos tres partes. La primera estaba dedicada a la instrumentación y en ella se daba cuen­ ta de la forma como se construían los aparatos y sus componentes. En la segun­ da se hacía un balance de los descubrimientos realizados por los demás astró­ nomos, con comentarios acerca de las cuestiones más discutidas. Finalmente, se analizaba la aportación que justificaba su publicación. A modo de puro ejemplo arquetípico de lo que se viene exponiendo, pueden citarse los libros de un astrónomo del que se hablará en el capítulo siguiente, Johannes Hevelius. Autor de obras como Selenographia: sive turne descriptio (1647), Cometographia ( ) y su gran obra en dos volúmenes de 1673 y 1679 respectivamen­ te, Machina coelestis, pars prior y Machina coelestispan posterior, Hevelius ofrece en ellas, junto a un esmerado estudio de la Luna, los cometas o la precisión en las obser­ vaciones, una detallada información del instrumental empleado, que incluye la des­ cripción de la maquinaria para pulir lentes o las partes constituyentes de los propios instrumentos ópticos de observación. Además, presenta una interesante clasificación de dichos instrumentos que va desde los telescopios a los microscopios, pasando por los helioscopios (aparatos adaptables a los telescopios que permiten observar el Sol sin daño para la vista al proyectar la imagen de éste sobre una pantalla) y los polemoscopios (aparatos para obtener imágenes de objetos que no se pueden ver direc­ tamente, a la manera como se obtienen imágenes en los periscopios; ver figura . ). Y todo ello sin olvidar los excelentes dibujos y grabados, tanto de los instrumentos ópticos y geométricos utilizados en su observatorio (situado en su propio domicilio de la ciudad de Danzig), como de los cuerpos celestes observados.

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Figura 1 .8 . 40

E l uso del telescopio en el siglo XVII

En resumen, los libros fueron los aliados naturales de los telescopios al poner a disposición de los astrónomos el imprescindible escaparate en el que hacer públi­ cas e intersubjetivas observaciones que eran resultado de una actividad estricta­ mente privada. Todo acto de ver es individual, pero, cuando se realiza a ojo des­ nudo, en principio todo el mundo puede mirar a la vez. Por el contrario, cuando se interpone un aparato ópticamente cada vez más complejo, esa sencilla acción de percibir objetos con la vista se convierte en una sofisticada actividad científica accesible a muy pocos. Ello permite conocer más y mejor lejanos objetos celestes. A cambio, obliga a tomar en consideración el nuevo protagonismo adquirido por el instrumento de observación, puesto que, en vez de ser un simple medio del que el astrónomo se sirve para sus fines, pasa a incorporarse al marco teórico en el cual y desde el cual ha de interpretarse lo que se ve. Es esta combinación de teoría y experiencia en forma de “visión interpretada” la que llega al atento y curioso lec­ tor de libros de astronomía, el cual “ve” lo que el experto en óptica y astronomía ha elegido, según su mejor criterio, que “debe verse”. En pocos contextos es tan aplicable como en éste la idea de la “carga teórica de la observación” barajada por algunos filósofos actuales de la ciencia.

1.5. La generación intermedia Oe los telescopios y su uso pasamos ahora a los usuarios de estos aparatos, es decir, a los astrónomos. Desde que en la primera década del siglo XVII Galileo inaugurara la contemplación telescópica de los cielos de modo estricta­ mente personal e individual, hasta que, en la década de los años sesenta del mismo siglo, esa tarea se hiciera institucional y colectiva en el marco de los nuevos observatorios creados en París y Greenwich (de los que se hablará en el capítulo siguiente), transcurrieron más de cincuenta años. Durante ese medio siglo recorrió Europa una verdadera pasión por inda­ gar la naturaleza de los cielos mediante el fascinante nuevo artilugio emplea­ do por el sabio de Pisa. En países tan distintos como Inglaterra, Países Bajos, Francia, repúblicas del norte y del sur de Italia, Polonia, Dinamarca o lugares de la actual Alemania, existieron matemáticos, astrónomos y físicos muy pro­ clives a ocuparse de estas cuestiones. La existencia de intereses comunes, sin embargo, no implicaba coincidencia desde el punto de vista teórico. Ello quie­ re decir que, si bien a todos unía el deseo de observar y conocer mejor el fir­ mamento, no por ello estuvieron de acuerdo en interpretar lo observado en términos copernicanos.

Teorías del Universo II

El relato de las vicisitudes de Galileo suele hacer concebir la errónea idea de que el telescopio sirvió al exclusivo fin de corroborar y confirmar esa con­ cepción heliocéntrica del mundo. La historia del siglo XVII, no obstante, mues­ tra algo muy distinto. Es verdad que, en el caso personal de este filósofo, lo observado telescópicamente acerca de los planetas o de nuestro satélite fue empleado como razonable argumento en favor del sistema de Copérnico. Pero no es menos cierto que el movimiento de la Tierra presentaba suficientes incon­ venientes, desde el punto de vista físico, como para que la elección de un mar­ co interpretativo distinto no fuera en modo alguno descabellada. Según se mostró con detalle en el volumen I de esta obra (cap. 4, epígra­ fe 4.1.6), para poder mantener su opción copernicana, Galileo tuvo que ini­ ciar la difícil tarea de sustituir la física aristotélico-escolástica imperante por otra compatible con una Tierra móvil. Muchos, sin embargo, optaron por un camino menos arriesgado. Es verdad que ciertos fenómenos celeste observa­ dos por este filósofo, como el de las fases de Venus, eran difícilmente conci­ liables con el sistema ptolemaico, pero en nada se oponían al de Tycho Brahe. En efecto, según este astrónomo danés, el Sol es el centro de las órbitas pla­ netarias, mientras que a su vez dicho centro traza un círculo en torno a la Tie­ rra, lo que quiere decir que se combina el reposo de ésta con el carácter helio­ céntrico de los movimientos de los planetas (sobre este tema puede consultarse el volumen I de Teorías del Universo, cap. 3, epígrafe 3.2.4). El sistema tychónico (también denominado “mixto”), al no introducir la hipótesis del movimiento terrestre, no exigía la modificación de la teoría físi­ ca entonces vigente. No es de extrañar, por tanto, que gran número de astró­ nomos, entre los que se encontraron los influyentes y cultos jesuítas, prefirie­ ran interpretar las nuevas observaciones celestes mediante telescopio en términos tychónicos, en vez de copernicanos. D e hecho, hasta que la teoría de la gravi­ tación de Newton no proporcionó un argumento dinámico decisivo en favor del sistema de Copérnico, ser tychónico era la opción más económica desde un punto de vista conceptual y, en ese sentido, en absoluto irrazonable. Inclu­ so encontramos también quienes se sintieron tentados por la tradición ptolemaica. Como se verá en el capítulo tercero de este volumen, en el que se reto­ ma un asunto ya planteado en el volumen anterior, fueron los denominados realistas copernicanos los que abrazaron la causa del sabio polaco. Entre ellos no abundaron los astrónomos (con honrosas excepciones, como Kepler y otros), sino más bien ciertos filósofos naturales interesados en una completa recons­ trucción de los fundamentos físicos y cosmológicos sobre los que se había basa­ do la descripción del mundo desde Aristóteles. El caso, sin duda, más relevante

E l uso del telescopio en el siglo XVn

de la primera mitad del siglo XVII es el de Descartes, cuyo pensamiento se ana­ lizará en detalle en el mencionado capítulo tercero. Lo dicho da cuenta de una variedad de planteamientos y posiciones que se aleja bastante de la presentación demasiado optimista que suele hacerse de la supuestamente triunfal victoria del copernicanismo tras la empresa galileana. Muy al contrario, los primeros observadores del Barroco mantuvieron opi­ niones heterogéneas en lo referente a la estructura y naturaleza del universo. En general constituyeron una comunidad muy activa que, lejos del aislamiento que caracterizó la vida de Copérnico y de tantos otros astrónomos en épocas pasadas, mostró una decidida intención de superar fronteras a fin de poder intercambiar observaciones y puntos de vista. Su nuevo talante, mucho más social y comunitario en lo que se refiere al modo de concebir la tarea de cons­ trucción de la ciencia, prepararía el camino al nacimiento de las primeras gran­ des sociedades y academias científicas europeas, la Roya! Society, de Londres (1662), y la Académie Royale des Sciences, de París ( ), a las que se vol­ verá en el capítulo siguiente (epígrafe . ). Pues bien, a esa generación (que más bien serían generaciones, en plural) de astrónomos y matemáticos, que desarrollaron su actividad aproximada­ mente entre la segunda década del siglo XVII (tras la publicación del Sidereus Nuncius de Galileo en 1610) y la fundación de los observatorios astronómi­ cos de París y Londres, en el último tercio de siglo, es a la que aquí se ha deno­ minado de forma genérica generación intermedia. Ella constituyó el funda­ mental eslabón entre la audaz obra galileana y el brillante desarrollo de la astronomía institucional de finales del siglo XVII. Hay una característica de los autores de este periodo que conviene destacar. Los estudios de astronomía y cosmología estaban encuadrados en un contexto general que abarcaba desde la óptica y la física hasta las matemáticas, de modo que no se daba esa separación disciplinar que se producirá a finales de la Ilustra­ ción y que caracterizará a todo el siglo XIX. Por otro lado, la práctica investigado­ ra en el campo de la astronomía, una vez introducidos los aparatos de observación como parte indispensable de esa práctica, habría de conducir a superar la rígida separación clásica entre artes liberales (a las que pertenecía la astronomía) y artes mecánicas. Ello supone que los propios astrónomos y físicos en ocasiones fueron también los constructores de sus propios aparatos, o al menos hubieron de traba­ jar en estrecha colaboración con artesanos-ingenieros. Éstos pasaron así a formar parte de la vida cotidiana de los estudiosos teóricos, no en las conservadoras uni­ versidades, pero sí en las nuevas academias que fueron surgiendo a lo largo del siglo. Ciencia y técnica, por tanto, habían comenzado a aproximarse.

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Téngase en cuenta, por otro lado, que la construcción de telescopios que incorporaran las mejoras introducidas por Kepler y otros constituía un verda­ dero desafío. Se trataba, en efecto, de lograr que tuvieran una gran distancia focal a fin de combatir la aberración cromática y poca apertura para evitar la aberración esférica. Las imágenes obtenidas así eran tenues, ya que recogían menos luz debido a esta poca apertura, pero tenían, en cambio, una nitidez aceptable. Ahora bien, mayor distancia focal significaba mayor tamaño, lo cual a su vez suponía mayor peso y menor maniobrabilidad a la hora de enfocar y mantener el aparato en la dirección adecuada. Puesto que el observador per­ cibe la bóveda celeste no en reposo, sino en movimiento circular constante, se podía elegir entre “ver pasar” los astros, o bien tratar de “seguir” su movimiento, pero el caso es que ambas opciones resultaban problemáticas con telescopios excesivamente grandes y pesados. En concreto, se puede dar una idea de la evolución de su tamaño si se com­ paran los descritos por Hevelius en su Selenogmphia (1647), de 12 pies de dis­ tancia focal, con el denominado telescopio nostro máximo que aparece en el capítulo de su M achime coelestius, pars prima, del que se dice que tiene 150 pies (figura 1.9)- Asimismo, en el libro Systema saturnium de Christiaan Huygens, de 1659, se menciona un telescopio de 135 pies de foco.

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Figura 1.9. 44

E l uso del telescopio en el siglo x v u

Nadie podía tener mayor interés que los propios astrónomos en solucio­ nar las dificultades técnicas planteadas por un instrumento de observación que, si bien por un lado les beneficiaba notablemente, por otro complicaba su tarea escrutadora de los cielos. Los miembros de la generación intermedia inten­ taron proveerse de esa nueva clase de grandes telescopios, al tiempo que ensa­ yaron soluciones diferentes para dos clases de problemas: la alineación de las lentes y el peso de los tubos. En efecto, los escollos básicos para construir telescopios de gran tamaño eran lograr que las lentes mantuvieran una alineación fija y simétrica y reducir el peso de los tubos hechos de hierro. Así, por ejemplo, Hevelius optó por fragmentar cada tubo en secciones hechas de madera que se ensamblaban para formar el cuerpo total del aparato. A continuación lo colgó de un mástil y consiguió mal que bien orientar dicho aparato hacia el cuerpo celeste elegido por medio de un sistema de poleas y cuerdas que manejaban personas entrenadas en subirlo y bajarlo (a modo de marineros de la investigación del cosmos). Otro ejemplo de esta simbiosis entre ciencia y técnica es el del astrónomo, filósofo mecánico y artesano-ingeniero holandés Christiaan Huygens (16291695). que, junto con su hermano Constantin, logró construir un telescopio sin tubo (llamado “telescopio aéreo”) que evitaba las complicaciones resultan­ tes del movimiento de la estructura cilindrica. Se limitó a procurar alinear el objetivo y el ocular, colocando el primero en una plataforma móvil en el extre­ mo superior de un poste y el segundo en el suelo. El observador precisaba poner en línea ambos por medio de una corredera para conseguir una imagen en una noche suficientemente clara (figura 1.10). Por otro lado, ideó un micrómetro en 1658 que, al emplearlo por primera vez de forma eficaz en un telescopio, logró mejorar extraordinariamente la precisión del aparato, ya que podía esti­ mar distancias angulares de segundos. En conjunto, Huygens fue, según se ha indicado, astrónomo, además de diestro e imaginativo artesano, que volverá a asomarse a las páginas de este libro por su contribución en asuntos tan dispares como la concepción y cons­ trucción de relojes mecánicos capaces de medir el tiempo con precisión (cap. , epígrafe 2.4.2) o la introducción y matematización de la fuerza centrífuga, tema que resultó fundamental en la resolución del problema del movimiento planetario (cap. 4, epígrafe 4.6). Constituye así uno de los personajes que mejor representa el espíritu filosófico, científico y técnico del Barroco. En efecto, partidario de las tesis de Descartes en filosofía natural (al que tuvo ocasión de tratar personalmente), profundamente interesado en cuestio­ nes de mecánica teórica y de óptica, tanto geométrica como física (como se

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Figura 1.10.

sabe, es el primer artífice de una teoría propiamente ondulatoria de la luz), dotado de una notable capacidad matemática, buen pulidor de lentes y cons­ tructor de telescopios, excelente observador de los cielos (descubrió el primer satélite de Saturno, al que denominó Titán, y contribuyó a desentrañar el mis­ terio de los anillos de este planeta observados por primera vez por Galileo), adquirió una merecida fama en toda Europa. Elegido miembro de la Royal Society en 1663 y llamado por Luis XIV para formar parte de la Académie Royale des Sciences, de París, tres años después, regresó a Holanda, su país natal, en 1681 después de haber permanecido ausente durante quince años. En realidad, Huygens perteneció sólo en parte a la aquí denominada genera­ ción intermedia puesto que, si bien la primera de su vida intelectual transcu­ rrió antes de la fundación de los grandes observatorios de París y Londres, en los últimos treinta años estuvo ligado a ellos en mayor o menor grado.

Éste es también el caso del im portante astrónomo Giovanni Domenico Cassini (1625-1712). Discípulo del astrónomo italiano Giovanni Battista Ric46

E l uso del telescopio en el siglo XVII

cioli (1598-1671) y del óptico y matemático de igual nacionalidad Francesco Maria Grimaldi (1618-1663), recibió una excelente formación tanto en astro­ nomía como en óptica de uno y otro, respectivamente. Es de destacar la influen­ cia de Riccioli en el siguiente sentido. Era éste un decidido detractor de la doc­ trina de Copérnico, así como partidario de Ptolomeo, razón por la cual orientó sus investigaciones al cuerpo que ofrecía menos problemas en el contexto de una teoría geocéntrica, la Luna (después de todo, tanto en el sistema ptolomaico como en el de copernicano, la Luna gira alrededor de la Tierra). Publi­ có, así, su Nuevo Almagesto, en el que ofrecía interesantes mapas de la superfi­ cie visible de ese cuerpo celeste. Esta militancia anticopernicana dejó, sin duda, huella en su discípulo Cassiní, quien siempre se sintió mucho más indinado a admitir no el sistema de Ptolomeo (más difícilmente justificable cuando se pasa de la Luna a otros astros), pero sí el de Tycho Brahe. Esta defensa del sistema tychónico no fue obstáculo, sin embargo, para que en 1650 le fuera concedida la cátedra de Astronomía de la Universidad de Bolonia, en sustitución de Bonaventura Cavalieri y, asimismo, para que en 1669 fuera elegido director del Observatorio Real de París (tal como se verá en el epígrafe 2.3.1 del próximo capítulo), ciudad en la que permaneció has­ ta el final de su vida. Ello pone de manifiesto algo ya aludido con anteriori­ dad. La conocida defensa galileana del copernicanismo fue sólo el principio de la historia que conduciría a la prioridad de este sistema cosmológico, pero de ninguna manera puede afirmarse de modo general que, en el siglo del Barro­ co, todos los estudiosos del cielo fueran copernicanos. Fundador de una dinastía de cinco generaciones de astrónomos, Giovanni Domenico Cassini ganó crédito por su habilidad para resolver problemas prácticos relacionados con los relojes solares. La exactitud de sus mediciones de los movimientos del Sol le permitió construir uno de estos relojes en la Catedral de San Petronio de Bolonia. Al igual que Huygens, fue también un gran observador de los cielos. Entre sus contribuciones más notables se halla el descubrimiento de cuatro satélites de Saturno (Japero en 1671, Rea en 1672, Dione y Tetis en 1684), que se añadieron al ya observado por Huygens, Titán, en 1655. Además, estableció que el anillo del mencionado planeta en realidad era doble y no simple (como había creído Huygens), determinó los periodos de rotación de Júpiter y Marte y calculó la paralaje de este último. Cassini estuvo en relación con excelentes artesanos, constructores de ins­ trumentos ópticos, como fueron Eustachio Divini (1610-1685) y Giuseppe Campani (1635-1715). Éstos no sólo mostraron una gran competencia en la técnica de pulido de las lentes, sino que llegaron a inventar aparatos nuevos 47

Teorías de! Universo II

consistentes en telescopios de gran distancia focal que permitían eliminar las aberraciones cromáticas mencionadas con anterioridad. La calidad de estos telescopios permitió a Cassini obtener uno de sus mejores resultados en astro­ nomía observacional: la realización de unas tablas del movimiento de los saté­ lites de Júpiter. También trabajó como ingeniero realizando cálculos hidráu­ licos y topográficos a fin de dirimir disputas de lindes entre ciudades y Estados. Todo ello da idea de este típico perfil del hombre barroco: mecánico, inge­ niero, astrónomo, óptico, etc., en el que teoría y práctica, a diferencia de los físicos de tradición escolástica, iban estrechamente unidas. Si nos mantenemos en el escenario italiano, cabe aún citar otros nombres menos conocidos de autores más jóvenes que Cassini. Es el caso de Antón Maña de Rheita (1597-1660), quien gracias a las mejoras que logró introdu­ cir en sus telescopios hizo interesantes descripciones de la Luna en 1642, y, sobre todo, el de Francesco Fontana (1580-1656). Oriundo de Nápoles, fue un artesano tan hábil como osado, puesto que reclamó la prioridad de la cons­ trucción y uso del telescopio al afirmar que había hecho observaciones desde 1608 (algo muy difícil de creer). En todo caso, realizó una importante apor­ tación al perfeccionamiento de este aparato debido a la aplicación de las ¡deas de Kepler al tipo de lentes a usar en su fabricación. Logró con ello un instru­ mento que resultó mucho más potente que el anteojo galileano al proporcio­ nar una mayor profundidad del campo de visión. Pero, una vez más, hay que insistir en la conjunción entre artesanía y astronomía. Fontana también orien­ tó sus esfuerzos a la observación del cielo mediante telescopio, si bien resultó ser mejor constructor que observador. N o obstante, una de las facetas de su trabajo que, por otra parte, más fama le reportó fue la realización de grabados en los que hizo públicas esas observaciones y que están contenidos en la que pasa por ser la primera obra de grabados de astronomía, Novae coelestium terrestriumqtte rerum observationes. Desde Italia procede ahora trasladarse al norte de Europa, comenzando por la patria de Tycho Brahe, Dinamarca. Allí cabe mencionar, en primer lugar, al que fue discípulo directo de dicho astrónomo, Christian Severinus (15621647), también conocido como Longomontanus. Profesor de astronomía y matemáticas de la Universidad de Copenhague desde 1607, publicó quince años más tarde una obra titulada Astronomía dánico, que constituyó una sis­ tematización del sistema de su maestro a fin de poner de manifiesto la capa­ cidad explicativa de éste. Nos hallamos ante un acérrimo defensor de la con­ cepción tychónica del mundo, que ejerció una enorme influencia en la astronomía del siglo XVII. Pese a que no pudo competir con la brillantez de su 48

E l uso del telescopio en el siglo XVII

contemporáneo y convencido copernicano, Johannes Kcpler, la mencionada obra conoció varias reimpresiones y con toda probabilidad sirvió de base a las interpretaciones de los astrónomos jesuítas, que, según se ha mencionado ante­ riormente, se decantaron en conjunto por el sistema de Tycho Brahe frente al de Copérnico. Aun cuando Longomontanus es anterior a la generación intermedia, ha parecido conveniente citarlo precisamente por esta influencia que ejerció sobre autores posteriores. Tal es el caso del también danés Erasmus Bartholin (16251698), que ocupó al igual que aquél, la cátedra de Matemáticas de la Univer­ sidad de Copenhague. Médico de profesión, es conocido sobre todo por sus estudios sobre el comportamiento de la luz al atravesar el espato de Islandia. En efecto, la observación de las diferentes trayectorias que se producen en su refracción le permitió descubrir el llamado fenómeno de la doble refracción. En el terreno de la astronomía fue un tychónico convencido, lo mismo que Longomontanus, de modo que no es de extrañar que trabajara en la publica­ ción de un manuscrito con las observaciones realizadas por el propio Tycho Brahe. Por su parte, realizó también ciertas observaciones de cometas duran­ te los años 1664 y 1665, siendo ayudado en esta tarea por un joven discípulo que pasaría a la historia de la ciencia por su determinación de la velocidad de la luz, Olaus Rómer (1644-1710). Si de Dinamarca pasamos ahora a Polonia, encontramos al que fue el mejor astrónomo observacional de su generación, Johannes Hevelius (1617-1687), cuyo nombre en su lengua materna era Hewelcke. Nacido en Danzig, recibió su primera formación en esa ciudad, en cuya escuela local tuvo la fortuna de ser discípulo del matemático y astrónomo Peter Krügel. Posteriormente estu­ dió derecho en Leyden, desde donde viajó a París y Londres, para regresar de nuevo a Danzig. Como resultado de sus viajes y de las numerosas personas con las que entró en contacto (Pierre Gassendi e Ismael Boulliau, entre ellas), fruc­ tificó en él tanto el interés por la astronomía como el deseo de no perder los lazos establecidos por expertos de toda Europa. Esto último se tradujo en el activo papel jugado por Hevelius en la constitución de una red supranacional de astrónomos, fermento de posteriores sociedades y academias científicas. Quizá inspirándose en el gran observatorio que Tycho Brahe había levan­ tado en la isla de Hveen (situada entre Dinamarca y Suecia) en el último ter­ cio del siglo XVI, Hevelius erigió un observatorio en su ciudad natal, al que denominó Stelleburg. Dicho observatorio llegaría a convertirse en el lugar de referencia para las observaciones astronómicas durante casi tres décadas. Allí organizó el trabajo de forma mucho más colectiva de lo que venía siendo habi­

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Teorías del Universo II

tual hasta entonces, lo que permitió que emergiera la figura de los ayudantes (entre los que se encontraba su segunda mujer, Elisabeth). Ya se ha mencionado con anterioridad el papel jugado por Hevelius como constructor de telescopios y sus esfuerzos por lograr reducir el peso de estos aparatos, al sustituir el tubo de hierro por otro de madera fraccionado en sec­ ciones, con el fin de evitar que resultaran difícilmente manejables. Es impor­ tante, sin embargo, destacar una característica del uso del telescopio por par­ te del mencionado astrónomo. En el epígrafe se señaló la diferencia entre concebir este aparato como instrumento filosófico o geométrico. Dada la imper­ fección del anteojo de Galileo, éste sólo pudo servirse de él como instrumen­ to filosófico o cualitativo, lo que le permitió descubrir nuevos objetos celes­ tes, pero no calcular mejor su posición. Pues bien, a pesar de que las observaciones llevadas a cabo por Hevelius fueron realizadas décadas después de modo que el aparato se había perfeccionado notablemente, siempre consi­ deró el telescopio ante todo como un instrumento prioritariamente filosófi­ co, y no geométrico, lo que quiere decir, en su opinión, que era una herra­ mienta más adecuada para explorar la naturaleza de los astros que para mejorar la precisión con la que se determine su posición. En ese sentido fue partida­ rio de alinear el cuerpo celeste que se quisiera observar a ojo desnudo, auxi­ liado por una regla que recorriera un limbo graduado. Reglas y cuadrantes murales continuaron siendo, por tanto, los genuinos instrumentos de obser­ vación astronómica cuantitativa en el observatorio de Hevelius. En cuanto a los resultados obtenidos por este gran astrónomo observacional, cabe mencionar su estudio de la Luna, logrando dibujar la orografía de su cara visible con buena parte de las características con las que aún hoy se conoce. Incluso puso nombre a sus accidentes, algunos de los cuales perviven, como, por ejemplo, la denominación de “mares” a sus zonas más llanas. Publi­ có sus resultados en una obra ya mencionada con anterioridad, Selenographia: sive Lunae descriptio, de 1647. Asimismo escribió un importantísimo tratado sobre los cometas, Cometographia, de 1668, en el que se contiene la más com­ pleta información sobre los conocidos hasta entonces. Observó, además, las fases de Venus e hizo un catálogo de estrellas en el que recogía más de mil. Aun cuando podrían citarse otros muchos autores cuya actividad se desa­ rrolló en el periodo indicado al comienzo de este epígrafe, baste lo dicho para ofrecer una panorámica general sobre la variedad de intereses y puntos de vis­ ta que barajó la astronomía del siglo XVII. El periodo barroco se manifiesta así como una época dinámica de cambio y transformación, en la que artes libe­ rales y artes mecánicas, astronomía y artesanía, teoría y práctica, ciencia y téc­

1.1

E l uso del telescopio en el siglo x v il

nica iniciaron un fecundo camino de aproximación. Cada vez menos el cono­ cimiento del cielo podía ser tarea de un solo hombre. Así, astrónomos, físicos, matemáticos, pulidores de lentes, constructores de telescopios, etc., comenza­ ron a formar una heterogénea comunidad, en la que la dispersión geográfica de los protagonistas no fue obstáculo para el establecimiento de fecundas rela­ ciones entre ellos. Una mirada siquiera superficial al número y difusión de las publicaciones aparecidas a lo largo del siglo da cuenta del fluido intercambio de información que mantuvieron los colegas de diferentes países. Hay que reseñar, asimismo (tal como se comentará en el capítulo 4, epí­ grafe 4.4), que en general no fueron las universidades las que facilitaron esta nueva forma de proceder. Más bien resultó que los actores de esta historia comenzaron a constituir grupos informales de trabajo, fuera de las aulas uni­ versitarias, con el único propósito de discutir y divulgar sus ideas. Son estos grupos informales los que dieron lugar posteriormente a una nueva forma de organización del saber que alteró radicalmente la forma de concebir la cons­ trucción del conocimiento sobre la Naturaleza. Si hablar de la ciencia medie­ val es también referirse a esa fundamental institución que fue la universidad europea, a partir del siglo XVII el tema de la sociedades científicas extrauni­ versitarias y, en definitiva, el de la socialización del saber, es referencia obliga­ da de toda historia de la ciencia.

1 .6 .

Las nuevas observaciones de los cuerpos celestes

A lo largo de las páginas precedentes hemos asistido al proceso de perfec­ cionamiento de ese importante instrumento de observación astronómica que fue el telescopio desde comienzos del siglo XVII, así como a su uso, más filo­ sófico que geométrico, por parte de una comunidad cada vez más sólida, aun­ que heterogénea, de astrónomos observacionales. Es momento de considerar el tipo de información que reportó sobre los cuerpos celestes, comenzando por los más visibles, la Luna y el Sol.

1 .6 .

i. L a L u n a y el S o l

Ya en la antigua cosmología estos dos astros fueron los más relevantes, qui­ zá por el solo hecho de ser mucho mayores que el resto de cuantos pueden contemplarse en la bóveda celeste. Recuérdese el importante papel jugado por

Teorías del Universo II

la Luna en el cosmos griego, a modo de celoso guardián que impedía la mez­ cla de los terrestres elementos de nuestro mundo mortal con el celestial éter de las regiones superiores, o también el cierto culto al Sol de autores como Copérnico o Kepler. No es de extrañar, en consecuencia, que, cuando se dis­ puso de un anteojo capaz de agrandar el tamaño de objetos lejanos, éste fue­ ra orientado con especial interés hacia ambos cuerpos celestes. En relación con la Lunay dos fueron los campos de estudio que concen­ traron los esfuerzos de los astrónomos. En primer lugar, hay que mencionar todo lo concerniente a la orografía lunar, tema de investigación iniciado a par­ tir de la publicación del Sideretts Nuncius de Galileo en 1610. En efecto, según se puso de manifiesto en el volumen I (cap. 4), fue el mencionado filósofo ita­ liano el que destapó la caja de los truenos con respecto a este cuerpo celeste al suponer que, lejos de la perfección cuasi-divina que le habían atribuido los antiguos, todo apuntaba a una sospechosa similitud con la imperfecta Tierra. Concretamente, había fundados motivos para poner en cuestión su impeca­ ble esfericidad desde el momento en que el conjunto de luces y sombras que se apreciaba en su superficie bien podía interpretarse en términos de valles y montañas. Ello suscitó una auténtica pasión por un tema hasta entonces inexplora­ do: la posibilidad de levantar un mapa de la superficie de la Luna. Se abrió así el camino a una suerte de cartografía lunar que, naturalmente, a diferencia de la superficie terrestre, tenía que contar con la distancia que nos separa de ella. El telescopio, como es obvio, habría de jugar en esto un papel fundamental. Hay que señalar, sin embargo, que las manchas lunares, observables a simple vista, fueron ya objeto de atención durante el Renacimiento, como lo ponen de manifiesto los dibujos hechos por Leonardo da Vinci (1452-1519), por ejemplo. Pero los más llamativos de la era pretelescópica se deben a William Gilbert (ca. 1544-1603), el primer selenógrafo en opinión de Whitaker (1989: 119). Éste dibujó un mapa lunar hacia 1600, en el que dichas manchas se interpretan como accidentes geográficos (islas, bahías, montañas), si bien no lo publicó hasta , cuando la selenografía era ya una ciencia acreditada. En todo caso, es a finales del tiempo de la generación intermedia cuando la Luna pasa a ser un cuerpo celeste bien conocido en sus detalles cartográfi­ cos y geográficos, tal como pone de manifiesto la profusión de grabados que aparecen a partir de los años cuarenta. Una vez más hay que mencionar, en relación con este tema, la importantísima obra de Hevelius, Selenographia (1647), que, como su propio nombre indica, no es sino un tratado astronó­ mico dedicado a la descripción de la Luna. En ella se pueden contemplar, ade­

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E l uso del telescopio en el siglo XVI/

más de la mejor colección de grabados de la época, los primeros mapas de la Luna llena. Especialmente admirables son los señalados con las letras P, Q y R, que proporcionan un estudio topográfico muy detallado, incluida la nomen­ clatura de los accidentes que se observan. Junto a la orografía de la Luna, un segundo tema de investigación fue el relativo a un mejor conocimiento de su irregular comportamiento. Desde la Antigüedad se había tratado de estudiar del modo más exacto posible, entre otras razones porque dicho movimiento había servido para computar el tiem­ po en los calendarios lunares. El siglo del Barroco, sin embargo, tenía un moti­ vo añadido de interés cuyo alcance sólo se pondrá de manifiesto en el próxi­ mo capítulo. Baste de momento con indicar lo siguiente. Por causas tanto técnicas como políticas, los astrónomos de este periodo se vieron especialmente involucrados en el problema cartográfico de fijar las coordenadas que permiten localizar cualquier punto en la superficie terrestre. La determinación de la longitud (mucho más problemática que la referida a la latitud, según se verá posteriormente), en la medida en que está asociada a la medición del tiempo, exigía encontrar un “buen reloj celeste”, esto es, un cuerpo que describiera movimientos periódicos. La Luna, debido a su proxi­ midad a la Tierra, pareció el más adecuado. En efecto, ya Hiparco de Rodas, en el siglo II a. C., había elegido los eclipses de Luna como el fenómeno astro­ nómico que pudiera servir de referencia para establecer las diferencias hora­ rias. Sin embargo, era preciso llevar a cabo un trabajo de observación mucho más constante y preciso a fin de poder convertir este astro en un “reloj” con el que poder calcular la longitud. En resumen, hacia la década de los años sesenta, la Luna era un cuerpo celeste bien conocido en sus detalles geográficos. Pero una cosa era disponer de una información detallada de su orografía, y otra muy distinta dar cuenta de su irregular movimiento de modo que pudiera ofrecerse una predicción de sus futuras posiciones. Se precisaría una inteligente combinación de observa­ ción, consideraciones geométricas y explicaciones dinámicas (ligadas al plan­ teamiento físico newtoniano) para que el desafío que desde siempre había representado el comportamiento de la Luna pudiera comenzar a afrontarse con éxito no antes del siglo X V II I. Pasando ahora del satélite de la Tierra al Sol, hay que decir que la infor­ mación que el telescopio proporcionó con respecto a este astro se centró de modo casi exclusivo en el fenómeno conocido como manchas solares (núcleos oscuros rodeados cada uno de una aureola más clara), que aparentemente se observan en su superficie y que presentan un aspecto cambiante. Puesto que

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Teorías del Universo II

en el caso de producirse efectivamente en la superficie del Sol se ponía en entre­ dicho una tesis física tradicional como es su inmutabilidad (o imposibilidad de todo cambio), hubo quien trató de encontrar explicaciones alternativas que no involucraran dicha superficie. Así, los más conservadores las interpretaron en términos de fenómenos atmosféricos que en realidad debían producirse en la zona de las nubes, o bien como pequeños planetas que girarían en torno al Sol por debajo de Mercurio. En todo caso, al interponerse entre la Tierra y el propio Sol, obstaculizarían la visión de este último produciendo esa impresión de zona oscura envuelta por otra más clara. El jesuíta y contemporáneo de Galileo Christoph Scheiner fue uno de los principales artífices de esta posición conservadora, que, por otro lado, se ajus­ taba al sistema astronómico elegido por los jesuítas, el tychónico. Su conser­ vadurismo físico, sin embargo, no le impidió medir la evolución de las man­ chas con una precisión muy superior a la de aquél y calcular la inclinación de su eje de rotación con respecto a la eclíptica, 7 ° 30’ (frente a los datos calcu­ lados hoy, 7o 15’). Entre 1626 y publicó estos resultados en su obra Ex admirando facularum et macularum suarum phaenomena. N o obstante, fue Galileo el que ensayó la interpretación más audaz, y también más correcta, al proponer que las manchas solares están en la superficie del Sol e incluso que su periodicidad se debe a un movimiento giratorio de este astro. El problema de las manchas solares en el fondo remitía a otro de mucho mayor alcance que el siglo XVII no estaba en condiciones de poder resolver. Se trata de la naturaleza física del Sol. ¿De qué está hecho? ¿Por qué emite luz? Se sabía desde antiguo que ilumina la Luna y es responsable de sus fases. Asimismo, Galileo mostró que Venus es visible por reflejar la luz solar, generalizando con ello la idea de que es reflejada la que se aprecia en los planetas. Pero quedó sin acla­ rar el gran misterio que encierra ese radiante cuerpo celeste. Habrá que aguar­ dar a los estudios espectroscópicos del siglo XIX, al descubrimiento del helio y especialmente a las nuevas teorías atómicas del siglo XX para empezar a res­ ponder estos interrogantes. Pero parte de eso será ya materia del volumen III de esta obra.

1630

1 .6 .2 .

Estrellas fijas

Todavía en los libros del siglo XVII se habla de estrellas englobando las estre­ llas fijas y las móviles, que no son otras que los planetas, lo que quiere decir que sólo consideraron diferentes unas de otras por su movimiento. Dos son

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E l uso del telescopio en el siglo XVII

los tipos de cuestiones que abordaron fundamentalmente los astrónomos en relación a las estrellas fijas: la detección de su paralaje (el cual se ha de produ­ cir en el caso de que la Tierra se mueva) y la fluctuación del brillo de algunas de ellas. Con respecto a la paralaje, ya Aristóteles había argumentado que la posi­ ción aparente de las estrellas en la bóveda celeste debería variar en el caso de que la Tierra se moviera. Ahora bien, en la medida en que tal fenómeno no se observaba, ello constituía una prueba en favor del reposo de nuestro planeta. En el fondo de esta argumentación subyacía el supuesto de que dicho cambio de posición aparente habría de poderse contemplar a simple vista. Natural­ mente, Aristóteles no tenía la posibilidad de pensar en el telescopio como alter­ nativa, pero en todo caso estaba admitiendo distancias interestelares suficien­ temente pequeñas como para que la paralaje hubiera de resultar visible. Copérnico, por su parte, vio frustradas sus esperanzas de poder emplear esto como prueba del movimiento terrestre. La verdad es que se requiere un telescopio tan potente, que la paralaje estelar no fue detectada hasta el siglo XIX por el astrónomo alemán Friedrich Wilhelm Bessel. Ahora bien, en la medida en que este efecto disminuye cuanto más alejados están los objetos del observador, la única manera de poder compatibilizar heiiocentrismo y ausen­ cia de paralaje es agrandar el tamaño del universo. Esto fue lo que ya hizo el propio Copérnico en el siglo XVI y lo que hubo de volver a hacerse en el siglo siguiente, una vez comprobado que también al anteojo galileano escapaba este fenómeno. Las estrellas, en consecuencia, se adentraron cada vez más en las profundidades del espacio. Pero no sólo se alejaron. También se dispersaron, perdiendo la equidis­ tancia del centro del universo establecida por los antiguos. En el volumen I (cap. 3» epígrafe 3.1) se analizaron las razones por las que ya diversos autores en el siglo XVI osaron poner en cuestión este principio cosmológico heredado. Aquí sólo interesa constatar que, para un astrónomo de la primera mitad del siglo XVII, era ya perfectamente razonable admitir que las estrellas no estaban todas localizadas a igual distancia del observador, entre otras razones porque ello permitía explicar la segunda de las cuestiones anteriormente menciona­ das: el descubrimiento de la fluctuación del brillo de algunas estrellas en la década de los cuarenta. Aun cuando no fue Hevelius el único que apreció esta variación de brillo, sí fue el primero que publicó, en 1662, un pequeño tratado dedicado al tema y titulado Historióla mirae stellae. Posteriormente, otros muchos astrónomos de la segunda mitad de siglo continuaron sus trabajos, de modo que la obser-

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Teorías del Universo II

vación estelar, y no sólo planetaria, se convirtió en una actividad habitual entre ellos. Dos hechos merecen destacarse en este punto. Por una lado, la investi­ gación de las consideradas nuevas estrellas o novas (aunque en realidad no eran tales), cuyo estudio se había iniciado ya en el siglo anterior. Por otro, el des­ cubrimiento por Huygens de la nebulosa de Orión. En efecto, mediante su telescopio logró ver la descomposición de la estrella Orión en un conjunto de estrellas o, al menos, de nubes. De ahí que bautizará este fenómeno como nebulae. Novas, nebulosas, fluctuación del brillo, todo ello daba cuenta de cuerpos estelares mucho más variados, heterogéneos y cambiantes de lo que suponían los antiguos. Por otro lado, la ausencia de paralaje hacía concebir la hipótesis de un universo profundo y misterioso en todas direcciones, en el cual sólo a través de la mirada telescópica era posible adentrarse.

1.6.3. Planetas y satélites A pesar del interés de los astrónomos por las lejanas estrellas fijas, no fue en este campo, sino en el de las más próximas estrellas móviles o planetas don­ de el uso del telescopio resultó más eficaz. Galileo inició su personal aventu­ ra telescópica en los primeros años del siglo XVII, presentando al mundo sus novedosas observaciones planetarias: los satélites de Júpiter, las fases de Venus, el aspecto “tricorpóreo” que en ocasiones presenta Saturno y que no supo iden­ tificar (como sabemos, se trata de sus célebres anillos). Convendrá ahora repa­ sar la historia posterior de éstos y otros hallazgos a lo largo del mencionado siglo. Con respecto a los satélites de Júpiter, un cosa es descubrir cuatro “estrellas errantes” (como las denominó Galileo) que presentan sus propios periodos en torno a Júpiter, y otra determinar esos periodos. Ya en 1614 Simón Mayr publi­ có una obra, Mundus Jovialis, en la que daba las primeras tablas, por otro lado bastante exactas, de los movimientos periódicos de los cuatro satélites. Como curiosidad cabe mencionar que fue este astrónomo el que les asignó los nom­ bres por los que aún hoy son conocidos: lo, Europa, Ganimedes y Calisto, mientras que aquéllos con los que los bautizó Cassini (Pallas, Juno, Themis y Ceres) dejaron de emplearse a lo largo del siglo XVIII (servirían, no obstante, para nombrar los primeros planetoides). En la mencionada obra, Mayr inclu­ so reclamaba la prioridad de su descubierto, cosa que jamás admitió Galileo no sin razón. Sb

E l uso del telescopio en el siglo XVII

Pero es en 1668 cuando se confeccionaron gracias a Cassini las tablas más fidedignas del movimiento de los satélites jupiterinos (tipo de órbitas, incli­ nación con respecto al plano de la órbita de su planeta, irregularidades de sus movimientos), hasta el punto de que los eclipses de estos cuerpos pudieron emplearse, con preferencia a los de Luna, para la determinación de la longi­ tud terrestre (sobre este tema se volverá en el próximo capítulo). Los resulta­ dos de quince años de trabajo están contenidos en la obra ya citada con ante­ rioridad, Ephemerides. En cuanto a las fases de Venus, predichas por el sistema copernicano y des­ cubiertas por Galileo, fueron analizadas en 1644 por Hevelius, completando así un estudio que desde el principio había resultado decisivo en contra de la descripción ptolemaica del mundo. Por otro lado, fueron los tránsitos de este planeta sobre el Sol los que fundamentalmente ocuparon a los astrónomos debido a su importancia para determinar el tamaño del sistema planetario. Especial importancia cobra el estudio de Saturno a lo largo del siglo XVII. Durante meses Galileo observó con su rudimentario telescopio que en oca­ siones este cuerpo mostraba un aspecto “incorpóreo”, esto es, iba acompaña­ do de dos cuerpos laterales. Sin embargo, para sorpresa suya constató dos meses más tarde que su aspecto era tan redondeado como el de cualquier otro pla­ neta, de modo que sus dos acompañantes habían desaparecido. Desde luego, él no supo interpretar lo que veía, pero sí Christiaan Huygens, cuarenta y seis años después, al poder acceder a ese planeta con un telescopio kepleriano mucho más preciso. Identificó los volúmenes observados como un anillo estre­ cho, plano e inclinado con respecto a la eclíptica, que rodeaba el planeta sin tocarlo. Además, descubrió el primer satélite de Saturno, Titán, y todo ello gracias a los telescopios progresivamente mayores (desde pies a 123 pies) que construyó ayudado por su hermano Constantin. La hipótesis de Huygens relativa a los anillos de Saturno fue el fruto no sólo del tipo de aparatos empleados, sino sobre todo del marco teórico en el que interpretó lo visto, que no es otro que la teoría cartesiana de los vórtices (de la que se hablará ampliamente en el capítulo 3). En efecto, desde el pun­ to de vista físico y cosmológico, este astrónomo fue siempre un cartesiano con­ vencido, lo que quiere decir que suscribió sin reservas la idea de los planetas girando en torno al Sol debido al empuje de una sutil materia fluida interpla­ netaria que los arrastra en forma de remolinos, torbellinos o vórtices. Por otro lado, la velocidad de las partículas de esta materia sutil es tanto mayor cuan­ to más próxima se halla al centro del remolino. Ello supone que los planetas más alejados del Sol tendrán un periodo de revolución más lento. Y lo mismo

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Teorías del Universo II

sucede con el sistema local que forman los satélites y el planeta alrededor del cual giran, Saturno en este caso. SÍ se mueven en torno a él es porque son igual­ mente arrastrados por un remolino cuyas partes de materia se desplazarán a mayor velocidad en las cercanías del planeta (que ahora es el centro) que en la zona del satélite. Éste, por tanto, se moverá más lentamente, razón por la cual a veces se observa acompañando al planeta y a veces no. Por otro lado, los “bra­ zos” de Saturno (así es como llamaron a sus adherencias) sólo podían expli­ carse matemáticamente si se trataba de materia distribuida con un eje de sime­ tría cilindrica en torno al planeta, esto es, siendo el eje del vórtice perpendicular al plano de la órbita del satélite y de sus “brazos”. En consecuencia, éstos debían consistir en una distribución de materia en forma de anillo en torno al planeta. A partir de todo lo anterior, Huygens concluyó en 1656 que Saturno está rodeado por un único anillo. Casi veinte años más tarde, concretamente en 1675, Cassini corrigió su deducción en el sentido de mostrar que el anillo es doble y está partido por una franja oscura. Además, este último completó lo observado por Huygens con respecto a Saturno también en otra dirección. En efecto, entre 1671 y 1684 descubrió, como ya se ha dicho, cuatro nuevos satélites de este pla­ neta (Japeto, Rea, Dione y Tetis), que se añadieron a Titán, el satélite descu­ bierto por el holandés. El número total de satélites del sistema solar ascendía así a diez, uno de la Tierra, cuatro de Júpiter y cinco de Saturno. Por lo que se refiere a Marte, cabe mencionar el cálculo de su periodo de rotación por obra de Cassini, así como la determinación de su paralaje debi­ da igualmente a este astrónomo. La información que el telescopio no lograba proporcionar de las lejanas estrellas sí pudo obtenerse del planeta que se halla inmediatamente por encima de la Tierra. Dicha información permitió a Cas­ sini calcular la distancia que separa a ambos y, a partir de ahí, deducir a su vez la distancia que media entre el Sol y la Tierra. Por último, es obvio que Mercurio ha de ser el planeta más difícil de obser­ var por ser el más próximo al Sol. Cabe mencionar, no obstante, el estudio de sus fases por parte de Hevelius en 1644, corroborando lo que en Galileo no pasó de ser una convicción basada únicamente en la observación de Venus: tanto éste como Mercurio (los dos planetas inferiores, esto es, situados entre la Tierra y el Sol) han de presentar las mismas variaciones de forma y tamaño que presenta la Luna según los ilumine el Sol. Ello constituía un poderoso argumento en contra de la disposición aristotélico-ptolemaica del mundo, pero no permitía decidir entre el sistema tychónico y el copemicano. Llegamos así al último tercio del siglo XVU, o sea, al final de la denomina­ da generación intermedia, habiéndose mantenido constante el número de pla­

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E l uso del telescopio en el siglo XVII

netas, mientras que la lista de satélites se ha incrementado de uno a diez. Será necesario aguardar al siglo XVIII para que William Herschel (1738-1822) des­ cubra el siguiente planeta más allá de Saturno, Urano, con dos de sus satélites, y también para que añada otros dos satélites a los ya conocidos de Saturno.

1 . 6 .4 .

Cometas

Desde la Antigüedad griega hasta el comienzo del siglo XVII transcurren más de veinte siglos, durante los cuales el número de pobladores de la bóveda celes­ te había permanecido invariable. De ahí que llegaran a considerar una de las característica más notables del cielo su inmutabilidad, por oposición a la ines­ table y cambiante Tierra en la que los seres (y especialmente los seres vivos) se reemplazan unos a otros sin cesar. Únicamente se observaba un tipo de cuerpos que aparecía de cuando en cuando para volver a desaparecer del campo visual del observador. Son los cometas. Precisamente su presencia ocasional había lle­ vado a considerarlos no cuerpos celestes, sino fenómenos de carácter atmosfé­ rico que, como tales, tenían lugar en el espacio comprendido entre la Tierra y la Luna. Así es como Aristóteles los describía en su obra Meteorológicos. La observación del cometa de 1577 y la de otros cinco aparecidos entre 1577 y 1596 había llevado a Tycho Brahe a tratar de determinar sus paralajes, auxi­ liado por los excelentes instrumentos pretelescópicos de que disponía. Su con­ clusión fue tajante: no podían hallarse situados por debajo de la Luna, sino, al menos, por encima de Venus (sobre este tema puede consultarse Teorías del Uni­ verso, vol. I, cap. 3, epígrafe 3.2.2). Finalizando el siglo XVI, por tanto, comen­ zaban a elevarse voces en contra de la doctrina tradicional de los cometas. Con la llegada del nuevo siglo los telescopios iniciaron la incorporación de nuevos actores al escenario celeste. Tal fue, por ejemplo, el caso de los saté­ lites. No habría de resultar tan extraño, por tanto, que a ellos terminaran por sumarse los esquivos cometas, cuyas esporádicas apariciones tanta inquietud habían sembrado, desde tiempos inmemoriales, entre hombres y mujeres ávi­ dos de indicaciones divinas que permitieran adivinar el destino. En efecto, fue en el filo de la mitad de siglo cuando la observación telescópica estuvo sufi­ cientemente avanzada como para abordar un tratamiento de la cuestión, en parte cinemático y en parte físico, que permitió englobar los cometas en el conjunto de los seres celestes. Ahora bien, en ese caso lo primero que había de determinarse era algo ya resuelto por Kepler con respecto a planetas y satéli­ tes: la forma de sus órbitas. ¿Recorren trayectorias abiertas o cerradas? En caso 59

Teorías del Universo II

de ser cerradas, ¿son circulares o elípticas? Y si son abiertas, ¿se desplazan en línea recta o bien describen parábolas u otro tipo de curvas? El propio Kepler no aplicó su primera ley a los cometas sino que más bien se decantó por trayectorias aproximadamente rectilíneas, manteniéndose en ello fiel al planteamiento tradicional. Entre y 1665 se tuvo constancia de diversos cometas, siendo el de 1664 el que dio lugar a discusiones y polé­ micas de mayor interés. Divisado por primera vez en España el 17 de noviem­ bre de ese año, existen registros en los que se comprueba que todos los gran­ des astrónomos del momento lo observaron: Huygens en Leyden, Hevelius en Danzig, Cassini y Giovanni Alfonso Borelli (1608-1769) en Italia, Adrien Auzout (1622-1691) y Pierre Petit (1594-1677) en Francia o Roben Hooke (1635-1702) en Inglaterra. También se contempló en América. Probablemente el revuelo ocasionado por este cometa se debió a su gran luminosidad, la cual, según se sabe hoy, fue debida a su paso muy próximo a la Tierra. El asunto dividió a los observadores del cielo en dos grupos. Unos, enca­ bezados por Cassini, opinaron que las órbitas cometarias debían ser cerradas en razón de su analogía con el comportamiento de los satélites. Lo cual, a su vez, exigía determinar cuál es el cuerpo en torno al cual giran. En concreto, Cassini eligió la estrella Sirius en relación con el cometa de 1664, tal como pone de manifiesto en su obra del mismo año, Hypothesis motus cometae novissimi. Y puesto que este astrónomo era defensor de Tycho Brahe, no de Copérnico, afirmó que el cometa se desplaza en torno a esta estrella, mientras que todo el sistema lo hace en torno a la Tierra. La hipótesis de una órbita cerrada, no obstante, planteaba numerosos pro­ blemas; en primer lugar, porque las observaciones parecían sugerir una tra­ yectoria casi rectilínea y, en segundo lugar, porque resultaba extremadamente complicado calcular cuál debía ser la forma de esa curva. A pesar de ello, auto­ res como Auzout, Petit o Borelli secundaron las ideas de Cassini en lo relati­ vo a la forma orbital. En general, los defensores de las trayectorias cerradas mostraron una decidida voluntad de normalizar el estudio de los cielos den­ tro de patrones copern ¡canos o, al menos, no aristotélico-ptolemaicos. En ese sentido la mayoría se decantó por hacer compatible dicha forma con las leyes de Kepler, lo cual implicaba que habría de tratarse de algún tipo de cónica cerrada. Sin embargo, el grupo de astrónomos que tuvo mayor peso fue el parti­ dario de trayectorias rectilíneas o, como mucho, pequeñas secciones de pará­ bolas que se aproximan a la recta. En este segundo grupo se hallaban tanto Hevelius como el cartesiano Huygens. Si sus argumentos fueron en principio

1652

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E l uso del telescopio en el siglo x v n

más convincentes, se debe a que, con arreglo a las mediciones, parecía inevi­ table concluir que estos cuerpos atravesaban el sistema solar y lo abandonaban para siempre no repitiendo su paso por el Sol. Concretamente, ésta es la tesis que mantuvo Hevelius en su Cometographia, de 1668, obra en la que se con­ tenía un impresionante catálogo de los cometas observados desde la Antigüe­ dad hasta 1665, incluyendo mediciones de paralajes (recuérdese que esto últi­ mo era lo que proporcionaba argumentos en favor de su localización fuera de la órbita lunar). Com o era habitual en la época, el libro contenía asimismo una gran cantidad de grabados en los que se ensayaba una posible clasificación de estos cuerpos celestes (figura 1.11).

Figura 1.11. 6i

Teorías del Universo 11

Dieciocho años después, Newton publicó su celebérrima Philosophiae Naturalis Principia Mathematica. Como se verá en el capítulo 5 (epígrafe 5.4.3), en ella tomó partido por órbitas cónicas muy excéntricas, con el foco en el cen­ tro del Sol. Además, sostuvo que los radios vectores o líneas imaginarias que unen los cometas con el Sol han de describir áreas iguales en tiempos iguales. Es decir, los planetas cumplen las leyes de Kepler, tal y como conviene a cuer­ pos que no pueden dejar de estar sometidos a la fuerza de gravitación. Pero la cuestión de la forma de las órbitas no fue el único tema de inves­ tigación. Otra cuestión pendiente era la relativa a su naturaleza física. Aristó­ teles se había referido a esta cuestión en los siguientes términos: Pues bien, cuando debido al movimiento de los cuerpos superiores cae sobre tal condensación [de aire] un principio ígneo ni tan excesivamente abundante que produzca una combustión rápida y extensa, ni tan débil que se extinga rápidamente, sino un principio de una cierta abundancia y exten­ sión; y cuando coincide que asciende simultáneamente desde abajo una exhalación bien mezclada, ello se convierte en un cometa dotado de una configuración acorde con la forma en que se produzca la exhalación: si se produce igual por todas las partes, recibe el nombre de “cometa”; si se da en longitud, el de “barbado” (Aristóteles, 1996b: 46 y 47). Según se ve, conforme a la tradición aristotélica aún vigente en la prime­ ra mitad del XVII, los cometas son el resultado de exhalaciones de la atmósfe­ ra terrestre. Un paso intermedio entre esta tradición meteorológica antigua y la teoría cometaria moderna que se inicia con los trabajos del astrónomo ingles Edmund Halley (1656-1742), lo hallamos en la Cometographia de Hevelius. Puesto que, en su opinión, son cuerpos localizados fuera de la órbita lunar, no pueden consistir en exhalaciones de la Tierra, pero sí de los planetas. Y esto es justamente lo que defiende, tratando de establecer relaciones con las manchas solares. Otros autores se interesaron por esta misma cuestión, tal es el caso de Robert Hooke. Según él, los cometas podrían estar formados por un núcleo sólido hecho de materia magnética semejante a la de la Tierra y, más concre­ tamente, a la que emerge de volcanes como el Etna en Sicilia. Por otra parte, poseen luz propia producida por una fuente que reconoce desconocer. El tema de la naturaleza de los cometas permanecerá abierto durante mucho tiempo. Pero en todo caso, es en siglo del Barroco cuando la investigación de estos nue­ vos residentes de los cielos supralunares se normalizó en relación al resto de los cuerpos celestes.

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E l uso del telescopio en el siglo XV//

1. 6.5.

Astronomía observacional y cosmología

A lo largo de este primer capítulo se ha tratado de poner de manifiesto el estado de la astronomía observacional durante los cincuenta años posteriores a la invención del telescopio. Convendrá ahora destacar algunas cuestiones relacionadas con cuanto se ha dicho a lo largo de las páginas precedentes. Durante la época de la generación intermedia el telescopio tuvo un uso prio­ ritario como instrumento filosófico, en la medida en que permitió ampliar la información que nos proporcionan los sentidos y acceder así a objetos celes­ tes que se hallan fuera de los umbrales de nuestra percepción. Puesto que el número de pobladores del cielo había permanecido invariable desde la Anti­ güedad (la Luna, el Sol, cinco planetas, ningún satélite y ningún cometa, ya que estos últimos eran fenómenos meteorológicos), la aparición en escena de nuevos actores habría de quebrantar seriamente algunos supuestos cosmoló­ gicos tradicionales tan básicos como el de la inmutabilidad de los cielos. A su vez, esto afectaba a la cuestión física concerniente al tipo de materia de la que están compuestos los cuerpos celestes, el éter. En efecto, según la físi­ ca aristotélico-escolástica, en tanto que los cuerpos terrestres son una mezcla inestable de cuatro elementos (tierra, agua, aire y fuego), los celestes están todos formados a partir de una inalterable sustancia etérea que garantiza su carácter indestructible e imperecedero (a menos, según los medievales, que la divina voluntad decida poner fin al mundo creado). Lo anterior se traduce en la exi­ gencia de que ningún nuevo astro pueda incorporarse a escena y también en la prohibición de que alguno de los antiguos lo abandone. D e lo contrario, sería trasladar al cielo los procesos de mutación y cambio propios de los seres que habitan la Tierra. En este sentido, los sucesivos hallazgos de nuevos satélites, la aparición de novas, el cálculo de las paralajes de los fugitivos cometas (obligando a situar­ los por encima de la órbita de la Luna, según ya planteó Tycho Brahe en los años setenta del siglo XVI), la constatación de la variación de la forma y diá­ metro de los planetas, en especial de los que atraviesan por fases similares a las de la Luna (Mercurio y Venus), la observación de la orografía lunar con la con­ siguiente sospecha de que este astro sea análogo a la Tierra, el descubrimien­ to de los anillos de Saturno y su cambiante aspecto, que tanto desconcertó a Galileo, etc., todo ello daba cuenta de la adquisición de importantes datos astronómicos, ante los cuales la explicación física y cosmológica del mundo heredada de los antiguos no podía permanecer impasible. Algo había de comen­ zar a cambiar.

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Teorías del Universo II

No fueron los astrónomos observacionales, sin embargo, los llamados a ocuparse de esta tarea. Tal como ya sucediera en la época alejandrina prime­ ro, y en la Baja Edad Media después, asistimos a un cierto divorcio, en espe­ cial a lo largo de la primera mitad del siglo XVII, entre la minuciosa descrip­ ción de los astrónomos basada en la observación y el cálculo, por un lado, y las explicaciones cosmológicas globales de quienes se enfrentaron al tema con un talante filosófico, por otro. Se requería una nueva teoría acerca de los cuerpos que reemplazara la aris­ totélica y fuera capaz de unificar cielo y Tierra en un marco descriptivo úni­ co, desde el cual se diera razón de la naturaleza de planetas, incluida, por supues­ to, la Tierra, satélites y cometas, además del Sol. También era preciso plantearse una cuestión que desborda el estricto ámbito de la observación y se refiere a la causa de los movimientos planetarios, ligada durante siglos a la idea de esfe­ ras orbitales materiales que, al rotar sobre su eje, transportan los planetas des­ cribiendo círculos en tomo al centro del mundo. La profusión de satélites hacía inviable esta idea de esferas orbitales sólidas entre las cuales habrían de des­ plazarse los nuevos intrusos detectados por el telescopio. Y lo mismo cabe decir de los cometas, que dejaban de ser exhalaciones de la superficie terrestre para convertirse en viajeros interplanetarios. En definitiva, la acumulación de datos astronómicos incompatibles con el viejo orden hacía imprescindible formular tanto una teoría de la materia como una teoría de los movimientos capaces de afrontar el reto planteado por la astro­ nomía poscopernicana. Según se verá a partir del capítulo tercero, ello surgi­ rá en el contexto de una concepción mecanicista de los fenómenos naturales, en la cual el universo pasará a ser entendido por analogía con una gran máquina. Se precisarán, como consecuencia, conceptos que han estado ausentes del tra­ bajo de los astrónomos observacionales, tales como gravedad, inercia o fuer­ za. Pero esto no es todo. La ausencia de paralajes estelares, comentada en el epígrafe 1.6.2 de este capítulo, así como la constatación de la fluctuación del brillo de algunas estre­ llas, no observable a simple vista, habían puesto de manifiesto la necesidad de considerar todas ellas a distancias variables del observador y, en todo caso, mucho más alejadas de lo que los antiguos hubieran podido concebir. Los lími­ tes del universo retrocedían más y más hasta sugerir precisamente la falta de esos límites. En ese caso, una teoría del espacio infinito vacío comenzará a abrir­ se paso, resucitando viejas doctrinas atomistas. Resumiendo, los descubrimientos astronómicos propiciaron un cambio de modelo cosmológico, pero también, recíprocamente, ideas físicas y filosó64

E l u so del telescopio en el siglo XVII

ticas influyeron en el modo de orientar la investigación (el caso del cartesiano Huygens es especialmente revelador en este sentido). N o ha de pensarse, sin embargo, que la observación fue el único motor del cambio. Muy al contra­ rio, elementos conceptuales de carácter filosófico, y a veces teológico, contri­ buyeron decisivamente a la construcción del cosmos barroco. Por otro lado, la irrupción de nuevas ideas corpusculares y mecanicistas sobre las que se asen­ tará el nuevo edificio físico y cosmológico transcurrió paralelamente a la evo­ lución de la astronomía observacional de la que se ha hablado en las páginas anteriores. De ahí que el capítulo tercero, en el que comenzará a abordarse esta cuestión física y cosmológica, haya de retroceder a la primera mitad del siglo XVII, época en la que vivió uno de los grandes artífices del nuevo universo mecánico, el filósofo René Descartes. Pero, antes de esto, parece oportuno prestar alguna atención a la Tierra, lo cual conducirá a la relación entre astro­ nomía y cartografía.

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La Tierra es un planeta y pertenece al rey: cartografía y astronomía 2. 1.

Geografía, cartografía y astronomía: cuestiones introductorias

En las historias de la astronomía con frecuencia se omite un tema que, sin embargo, es de la mayor importancia. Particularmente tras la aparición del telescopio, ha sido una constante el deseo de conocer detalles sobre la super­ ficie de los planetas, y en especial sobre la orografía de la Luna. Pero nada sue­ le decirse acerca de aquel que constituye la morada de los seres humanos. Dada la especialización de las ciencias, es a la geografía, y no a la astronomía, a la que compete la descripción de la Tierra. No obstante, en un libro como el pre­ sente, parece pertinente dedicar cierta atención a exponer algunas caracterís­ ticas del suelo que pisamos y desde el cual contemplamos el resto del univer­ so. Interesa, en definitiva, abordar aquellas cuestiones terrestres que, de forma directa o indirecta, se relacionan con las celestes. En consecuencia, junto a la astronomía, se dará entrada en este capítulo a la geografía y la cartografía. Para empezar, hay una diferencia fundamental entre la Tierra y los demás cuerpos celestes consistente en el hecho obvio de que, mientras que éstos pue­ den ser objeto de contempláción, pero nunca de posesión, aquélla, de hecho, tiene dueño, o mejor, dueños. En efecto, y para desgracia de la mayoría, ha habido y hay muchos que, desde los tiempos antiguos hasta nuestros días, han pugnado por su dominio. Ahora bien, la determinación de las tierras del señor exigía un adecuado conocimiento de la superficie terrestre. Es por eso que con la emergencia de los nuevos Estados europeos, tras el final de la Edad Media, cobraron especial fuerza las disputas de dichos Estados por el reparto y pose­ sión de los reales dominios, disputas que se vieron agudizadas por la supues­ ta legitimidad divina de los títulos de propiedad. En definitiva, razones polí­ ticas llevaron a un primer plano la necesidad de fijar la extensión y forma de 67

Teorías del Universo ¡ ¡

los reinos y repúblicas, y con ello adquirieron gran relevancia asuntos de orden geográfico y cartográfico, sobre todo a partir del siglo XV. En principio, parece que los mapas terrestres podrían ser levantados por cualquier viajero, pero el hecho es que, en la Edad Moderna, se exigía ya algo más que la pura descripción basada en la memoria y en la imaginación de quie­ nes habían recorrido personalmente una parte de la superficie del planeta. Aho­ ra se requería una precisión en las mediciones de los territorios que sólo podían proporcionar dos ciencias: la geometría y la astronomía. Los astrónomos pasaron a formar así una de las comunidades de sabios más influyentes de la época. En rigor, hay que decir, sin embargo, que sus acti­ vidades siempre habían sido muy apreciadas por los poderes políticos y reli­ giosos, pues de ellos dependía la posibilidad de computar adecuadamente el tiempo y de establecer calendarios. Además, el conocimiento de las posicio­ nes de los astros era de interés por algo cuyo valor nos es difícil juzgar en la actualidad. Se trata de los pronósticos astrológicos mediante los cuales se aspi­ raba a conocer el destino tanto de los Estados como de personajes ilustres. Puesto que para elaborar una carta astral era necesario calcular el desplaza­ miento de los diferentes cuerpos celestes en cada momento del calendario, en teoría sólo los buenos astrónomos podían ser buenos astrólogos. Y en la medi­ da en que los poderosos siempre desearon conocer su horóscopo antes de ini­ ciar una guerra, sellar una alianza o fundar una nueva ciudad, los astrónomos resultaban tan imprescindibles como los médicos o los boticarios. Con la progresiva implantación de la representación heliocéntrica del universo la astrología cortesana fue decayendo, y ello a pesar de los esfuerzos de sabios tan ilus­ tres como Kepler por adaptar los cálculos astrológicos a la nueva teoría copernicana. Tal decadencia, sin embargp, no fue súbita, manteniéndose una cierta vigencia en la cultura barroca, tal como muestra el trabajo de Derek Parker (1975). En todo caso, lo cierto es que, junto a ese antiguo saber que acabaría desapareciendo de las cortes europeas, comenzó a asentarse otro que permitiría mantener a los astrónomos su influencia sobre el poder político. Ese otro saber es la cartografía o arte de trazar car­ tas geográficas de una porción de la superficie terrestre, y concretamente de la parte reclamada como propia por el soberano de turno. Ahora bien, en la medida en que la elaboración de los mapas terrestres exi­ gía una correcta determinación de la longitud y de la latitud, ello a su vez remi­ tía a la confección de mapas celestes y, por tanto, a la astronomía. En conse­ cuencia, la modernidad traerá consigo el establecimiento de fuertes vínculos entre la geografía o ciencia que trata de la descripción de la Tierra, la carto­ grafía o ciencia de las cartas geográficas y la astronomía. 68

L a Tierra es un planeta y pertenece a l rey: cartografía y astronom ía 2 .2 . La Tierra se convierte en objeto de estudio: Estado, cartografía

y cosmografía con anterioridad al siglo XVII Para empezar conviene recordar que los problemas geométricos de la Tie­ rra ya llamaron la atención de matemáticos y astrónomos desde la Antigüe­ dad. Una de las primeras cuestiones que intrigó a los geómetras griegos fue la referente al tamaño de la esfera terrestre. Se atribuye a Eratóstenes de Cirene (ca. 27(¡~ca. 195 a. C.) un procedimiento que le permitió conocer dicho tama­ ño con una exactitud tal que ha llegado a considerarse como uno de los logros más espectaculares de la astronomía griega (Thrower, 1996: 20). No fue, sin embargo, el primero en intentarlo, ya que generalmente se admite que tuvo sus predecesores en Eudoxo de Cnido (408-355 a. C.) y en Aristarco de Samos (ca. 310-ca. 230 a. C.). El método empleado por Eratóstenes para medir la longitud de la circun­ ferencia mayor terrestre es de una gran sencillez geométrica. Observó que durante el mediodía solar del solsticio de verano el gnomon de un reloj de sol no arrojaba ninguna sombra en la ciudad de Syene (la contemporánea Asuán), mientras que sí la daba en Alejandría, ciudad situada al norte de la primera. Si se suponía que ambas ciudades estaban en el mismo meridiano y el Sol sufi­ cientemente alejado de la Tierra de modo que los rayos que llegaran a las dos ciudades fueran paralelos, se podría medir el radio de nuestro planeta. Para ello era necesario conocer la distancia entre ambas ciudades y el ángulo que formaban los rayos solares con respecto al gnomon. La medición de la segunda magnitud, más fácil que la de la primera, arro­ jó una dimensión de 1/50 de arco de circunferencia. Eratóstenes supuso que las dos ciudades se encontraban a 5.000 estadios de distancia, por lo que lle­ gó a la conclusión de que la longitud de la circunferencia máxima de la Tie­ rra era 5.000 X 50, esto es, 250.000 estadios (figura 2.1). Evidentemente el problema radica en saber cuál era el valor de un estadio. Si se acepta la suge­ rencia de Kline (1 9 9 2 ,1: 220), según la cual el estadio era una medida de lon­ gitud que en el sistema métrico decimal equivaldría a 157 m, entonces la medi­ da de Erastótenes sería muy aceptable. Éste es sólo un ejemplo del trabajo geométrico y cartográfico de este astró­ nomo griego. Aunque fue considerado por el geógrafo Estrabón (siglo 1 a. C.) y otros autores posteriores como un buen aficionado, investigadores actuales han mejorado su imagen hasta convertirlo en uno de los fundadores de la car­ tografía o, si se quiere, de la cosmografía. En efecto, en una obra perdida deno­ minada Geographta, que se conoció a través de la correspondiente de Estra69

Teorías del Universo II

Rayos del Sol

Figura 2.1.

bón, parece que concibió cómo dividir la esfera terrestre de modo que pudie­ ra conocerse la posición de cualquiera de sus puntos. Para ello, habría pro­ puesto por vez primera, aunque de forma muy rudimentaria, el uso de las dos magnitudes que hoy se conocen como longitud y latitud. Así, a partir de la iniciativa de Eratóstenes se aceptó como herramienta útil la suposición de que la Tierra está recorrida por dos colecciones de círculos. Para entender la importancia de su propuesta conviene analizar aquí, de for­ ma elemental y en lenguaje geométrico contemporáneo, cómo se determina la posición de un punto sobre una esfera por medio de dos magnitudes angu­ lares. Para definirlas es necesario hacer un pequeño y fácil ejercicio de imagi­ nación geométrica. Si la esfera representa la Tierra, se puede concebir un cír­ culo máximo o ecuador que la divide en dos hemisferios, el norte y el sur. Cualquier plano paralelo al del ecuador cortará la Tierra por un círculo que se denominará paralelo (es decir, paralelo al ecuador). De toda esta colección de círculos paralelos sólo el ecuador es un círculo máximo. Ahora bien, si se con­ sidera la Tierra atravesada por un eje de simetría perpendicular al plano de dicho círculo máximo, los puntos de intersección de ese eje con la superficie esférica serán los polos Norte y Sur. Cualquier círculo que se imagine dibuja­ do sobre la esfera terrestre que pase por ambos polos la dividirá en dos semiesferas. Son líneas imaginarias que recorren la superficie de la Tierra de norte a sur, o de sur a norte, y que se denominan meridianos. Todos los meridianos 70

L a Tierra es un planeta y pertenece a l rey: cartografía y astronom ía

son círculos máximos y tienen un punto común en el polo Norte y otro en el polo Sur. Provistos con este entramado de líneas, se puede situar cualquier punto sobre la esfera y, por supuesto, sobre la Tierra, por medio de dos magnitudes angulares. Todo punto P yace en un único paralelo y en un único meridiano. Es decir, por cada punto pasará una sola de esas líneas. Situar el punto P es saber decir qué paralelo y qué meridiano pasan por él. Para conocer el parale­ lo basta establecer a qué distancia (angular) se encuentra ese círculo del ecua­ dor, medida que viene dada por el ángulo del meridiano que separa ambos. Esa distancia angular se denomina latitud del punto P. De este modo, todos los puntos que estén situados en un mismo paralelo tendrán igual latitud. Aho­ ra bien, para cada latitud así definida existen dos paralelos posibles, uno en el hemisferio norte y otro en el hemisferio sur. Luego, para informar con toda propiedad de la latitud del punto P necesitaríamos un ángulo de meridiano y una indicación que diga si se encuentra en el paralelo norte o sur. En este sen­ tido, supongamos dos puntos P y Q en el hemisferio norte. Si el punto P tie­ ne una latitud mayor que el punto Q , quiere decir que está situado al norte de este último. Pero, si ambos estuvieran en el hemisferio sur y P tuviera mayor latitud que Q , significaría que P está más al sur (figura 2.2). Así, el ecuador funciona como un paralelo de referencia a partir del cual se mide la latitud de ambos hemisferios.

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Teorías del Universo II

Ahora se puede considerar la otra magnitud necesaria para situar el pun­ to P sobre la superficie de la esfera, la longitud. Serla la que daría información sobre el meridiano de P. Para ello es necesario establecer uno como patrón que tenga la misma función que el ecuador en la latitud, es decir, ser linea de refe­ rencia u origen de la coordenada. Todos los meridianos son círculos máximos, a diferencia del ecuador, que es el único de todos los paralelos posibles. Por lo tanto, se ha de escoger de forma arbitraria, desde el punto de vista geométri­ co, uno de ellos y a partir de él medir la magnitud angular que buscamos. Los criterios usados a lo largo de la historia para hacer tal elección se han basado en la importancia cultural y política que se atribuía a un lugar. Concretamente, el meridiano actual de referencia es el que pasa por el Observatorio de Greenwich. Pues bien, el ángulo, medido sobre el ecuador, que formaría ese meri­ diano con el que pasa por P es la longitud de ese punto. El sentido creciente estaría determinado por el paso de la derecha a la izquierda, es decir, de este a oeste, si se mirara al polo desde la línea del ecuador. Mediante esas dos magnitudes angulares (ángulos sobre círculos máximos) se puede determinar unívocamente cada punto de una esfera, esto es, cada posición sobre la esfera terrestre. Así, si se dibuja un mapa de ios continentes de la Tierra, con todos sus accidentes físicos y políticos, como montañas, ríos, costas, islas, ciu­ dades, regiones y países con sus correspondientes fronteras, se puede identificar cada uno de ellos por el recurso a las mediciones de sus latitudes y longitudes. Aho­ ra bien, si se prefiere tener todos esos accidentes sobre un plano (y no sobre una esfera), será necesario proyectar los puntos de dicha esfera en una superficie plana. Una proyección que haga corresponder a cada punto de la esfera uno y sólo un punto de un plano se denomina proyección estereográfica. En ese caso, los entrama­ dos de meridianos y paralelos deben servir igualmente para situar los lugares, aun­ que se hayan transformado en otras figuras geométricas, es decir, aunque hayan dejado de ser círculos para convertirse en otro tipo de líneas. Los mapas han pre­ tendido ser siempre este tipo de proyecciones, si bien la historia que se cuenta aquí muestra la dificultad que existió para conseguirlo. Todo lo dicho en los párrafos anteriores sólo ha tenido como objetivo intro­ ducir una herramienta geométrica, contada en lenguaje contemporáneo, para entender mejor lo que se va a tratar a continuación. Ahora se retrocederá de nuevo en el tiempo hasta la Antigüedad para ver cómo se planteó originaria­ mente el problema de la latitud y de la longitud. Según lo dicho, tal cuestión estuvo asociada a la pregunta acerca de dónde está situado un lugar determi­ nado en relación con otros conocidos. En realidad, se trata considerar cómo se pudo llegar a dibujar un mapa con este tipo de herramientas.

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L a Tierra es un planeta y pertenece a l rey: cartografía y astronom ía

Para ello se sugiere otro pequeño ejercicio de imaginación con el fin de situarse en una ciudad de la antigua Grecia. Desde ella sería posible observar el paso de las estaciones y el movimiento de los astros, concretamente el paso diario del Sol. Incluso antes de que existieran astrónomos y físicos que se sin­ tieran atraídos por la curiosidad que producen las variaciones de su curso, se puede pensar que los habitantes de esa ciudad distinguirían el invierno del verano y se habrían dado cuenta de que el Sol no sólo describe una trayecto­ ria diaria de este a oeste, sino, que además, dicha trayectoria se “levanta” de norte a sur durante la primera mitad del año y se “acuesta" de sur a norte a lo largo del medio año siguiente. Esto determina, por ejemplo, la cantidad de calor que recibe la ciudad a lo largo del año y, por lo tanto, influye en la vida agrícola de su entorno. Hipotéticamente, cuando la astronomía estuvo suficientemente desarro­ llada, ya durante los primeros siglos de nuestra era, se pudo calcular la altura máxima del Sol en esa ciudad a lo largo de cada uno de los días del año, pero, en todo caso, desde siglos antes se sabía con precisión cuándo estaba en la altu­ ra máxima, o solsticio de verano, cuándo en la mínima, o solsticio de invier­ no, y cuándo se dividía el día en dos partes iguales, o equinoccio de primave­ ra y de otoño (figura 2.3). Independientemente de las repercusiones religiosas o estéticas, pronto aprendieron esos astrónomos la importancia de adquirir ese conocimiento del movimiento solar. En primer lugar, el equinoccio servía para ajustar los relojes de arena, los clepsidras y todo lo que podía usarse para medir el tiempo cotidiano o local. Los equinoccios eran los dias medios del año. Su duración podía ser dividida en un número determinado de horas, minutos y segundos de modo que cualquier otro día del año venía dado por esa medida. Pero, además de esa importante aplicación inmediata, existía otra. En cada ciudad el Sol parecía comportarse de modo desigual. Una ciudad situada al norte tenía un número de horas de Sol diferente a otra que estuviera en el sur. El astro alcanzaba distintas alturas máximas en cada una de ellas a lo largo de las estaciones, algo que era especialmente llamativo en los solsticios. Es decir, el comportamiento del Sol daba ya una idea de cuál era la latitud de un lugar. Ya se ha visto que durante la Antigüedad la Tierra se consideraba una esfe­ ra, con una parte habitable y otra no, de la que Eratóstenes había realizado una primera medición del radio. Por lo tanto, se explica que los astrónomos y geógrafos, que habitual mente eran las mismas personas, relacionaran el com­ portamiento del Sol en un lugar determinado con su posición en la esfera terrestre. Se percataron así que existen tugares donde este astro cae perpendi­ cularmente en el solsticio de verano, es decir, sitios donde ese día el gnomon

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de un reloj de sol no arroja ninguna sombra. Imaginaron que todos esos lugares estaban situados en un mismo círculo imaginario de la superficie terrestre y le dieron el nombre de trópico de Cáncer. Tal vez sea el primer testimonio que habla de lugares con igual latitud, ya que se suponía que tal círculo era un para­ lelo al ecuador terrestre. El trópico de Cáncer dividía la tierra habitada en dos regiones, lo que podía ser utilizado para la elaboración de mapas geográficos. Además y como consecuencia de lo anterior, si se observaba que el comporta­ miento del Sol era idéntico en dos lugares diferentes del mismo hemisferio, se infería que se estaba en el mismo paralelo, esto es, que tenían idéntica latitud. Toda la actividad astronómica de la Antigüedad griega y romana se reali­ zó en el hemisferio norte, y más concretamente en la cuenca mediterránea y aledaños, con poca información acerca de lo que ocurría más allá de ese peque­ ño mundo. No obstante, los astrónomos griegos dedujeron que en el hemis­ ferios sur debía existir otra línea equivalente al trópico de Cáncer, a la que denominaron trópico de Capricornio, con lo que completaron la geometría de un posible mapa del mundo. Situaron también un círculo ecuatorial o ecua­ dor que era tan inaccesible para ellos como el trópico del hemisferio sur. Para entender su modo de localizar las partes del mundo es necesario hacer el esfuer­ zo de pensarlo geocéntrico y ptolemaico. El Sol salía y se ponía en todos los lugares, pero en cada uno de ellos parecía realizar a lo largo del año un movi­ miento de vaivén norte-sur que era característico de ese lugar. Así y según lo dicho, para hallar la latitud de las ciudades y accidentes geográficos era sufi-

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cíente poder medir la altura del Sol y compararla con la de lugares conocidos. Si coincidía con alguna de ellas, ambas tenían la misma latitud, y si estaba situada entre la latitud de dos lugares, se podía obtener el nuevo valor por extrapolación. De esa forma se fue determinando esta magnitud con respecto a un entramado suficientemente numeroso de lugares como para poder aven­ turar qué forma tenía aquel mundo antiguo explorado. Así, se podía saber si una ciudad estaba al norte, al sur o en la misma latitud que otra, aunque entre ellas mediara una gran distancia. En efecto, bastaba conocer el comportamiento del Sol en cada una de ellas durante los días de equinoccio y de solsticio. Otro problema muy distinto era tener una idea acerca de cuál era la lon­ gitud de un lugar. Se puede decir que durante la Antigüedad esa cuestión no fue tan acuciante como la anterior. Efectivamente, la latitud está relacionada con el clima de cada sitio, y de hecho los mapas antiguos hacen siempre refe­ rencia a ese asunto; en cambio, se creía que la longitud se refería únicamente a la determinación de las distancias. Así, más bien era concebido como un pro­ blema vinculado con los viajes aventurados, ya que, para llegar a un lugar pre­ ciso, era necesario saber adónde exactamente debía llevar el recorrido. Los via­ jeros habitualmente realizaban la mayor parte de los trayectos siguiendo itinerarios conocidos y prefijados por las caravanas que transportaban perso­ nas y mercancías. Sin embargo, se sabía que si el Sol salía por el este quería decir que nacía más tarde conforme se viajaba al oeste (“más tarde” desde el punto de vista del lugar abandonado). De este modo, era posible afirmar que en Alejandría salía el Sol antes que en Roma porque esta ciudad estaba situa­ da en un meridiano más occidental que la primera. Téngase en cuenta que para poder expresar esta diferencia en un mapa se requería decidir a partir de qué meridiano se contaban las longitudes. Las propuestas más famosas de la Antigüedad fueron la de Hiparco de Rodas (ca. 190-ca. 120 a. C.), quien sugi­ rió que el círculo en cuestión pasara por Rodas, y la de Ptolomeo (ca. 100-ca. 170), que prefirió elegir un meridiano con criterios geográficos. Supuso que el más adecuado era el que pasara por la parte más occidental de todas las tie­ rras habitadas, la cual, a su juicio, era las islas Canarias o islas Afortunadas. Este último astrónomo escribió junto al Almagesto, otra obra magna denomi­ nada Geographia, en ocho volúmenes, en la que aparece una esmerada infor­ mación acerca de lo que se conocía de Europa, África y Asia. Ahora bien, en el caso de la longitud, a diferencia del de la latitud, el com­ portamiento del Sol no aportaba ninguna indicación que permitiera distin­ guir fácilmente unos lugares de otros. Parecía salir a su hora, estuviera el obser­ vador en Roma, en Alejandría, en Rodas o en las islas Canarias. Únicamente

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si hubiera habido una forma de comunicación simultánea, se habría podido saber que, cuando en una ciudad amanecía, en otra llevaba brillando ya algún tiempo. Es decir, sólo disponiendo de un reloj absoluto susceptible de ser con­ sultado por cualquiera en cualquier situación, habría sido posible comparar longitudes de diferentes lugares. Ello sugirió a Hiparco que el problema de la longitud se relaciona con el de la medición del tiempo y concretamente con la fijación de una línea convencional que pudiera ser tomada como cero de tiempos. Si se estuviera en condiciones de conocer las diferentes horas a las que se observa un fenómeno astronómico que no estuviese condicionado por ningún acontecimiento terrestre, éste serviría como referencia de las diferen­ cias horarias. Como ya se ha mencionado en el capítulo 1, tal fenómeno podría ser, por ejemplo, un eclipse de luna, cuya observación desde lugares distintos permitiría cotejar la correspondiente diferencia horaria entre ellos. Estas con­ sideraciones, sin embargo, no fueron entonces en exceso útiles al carecerse de un método preciso para medir el tiempo local. Habrá que aguardar a la moder­ nidad para que muestren toda su fecundidad. En el periodo griego y helenís­ tico ese reloj no existía ni en los cielos, ya que no se tenía suficiente informa­ ción de lo que acontecía en ellos, ni en la Tierra, debido a que los mecanismos para medir el tiempo eran muy rudimentarios. La única forma de determinar la longitud entre dos puntos era saber más o menos la distancia a la que se encontraban en la dirección este-oeste. Por ese procedimiento se calcularon las longitudes de lugares determinados en los mapas antiguos, como los ofrecidos por Ptolomeo. Resumiendo, se diría que la latitud era una magnitud que en la Antigüe­ dad estaba asociada con el clima y el movimiento anual del Sol, mientras que la longitud, por el contrario, dependía del transcurso diario del tiempo. Esta diferencia era radical si se tiene en cuenta que se pudo medir la latitud desde tiempos remotos a partir de la sombra del gnomon de un reloj de sol, como el que usó Eratóstenes en su determinación del radio terrestre. Así mismo, relo­ jes de sol muy sofisticados se describen en la Geographia de Ptolomeo. Además, en siglos posteriores se construyeron aparatos que podían medir directamente magnitudes angulares como es el caso del astrolabio, el cual permitía conocer el ángulo que había entre la recta del horizonte del lugar y la recta que unía el ojo del observador con el Sol (figura 2.4). En cambio, era imposible dar una información tan precisa del tiempo, por lo que el problema de la longitud fue permanentemente aplazado y sólo se convirtió en una cuestión urgente cuan­ do, desde el Renacimiento, preocupó no únicamente a geógrafos y astrónomos, sino también a marinos y políticos. D e ello se ocupará el epígrafe 2.4.

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Figura 2 .4 .

Durante la Edad Media, la determinación de los lugares más adecuados para fundar ciudades tuvo un interés religioso, además de político. Así, para los musulmanes, entre los que había grandes astrónomos, la orientación de las mezquitas y la posición de los creyentes en las oraciones diarias exigía que se tomaran muy en cuenta los problemas relacionados con la longitud y la lati­ tud. Por otro lado, la navegación evolucionó de forma que ya no se limitaba al Mediterráneo. La dimensión de la expansión musulmana, desde el Atlánti­ co hasta las fronteras de China y desde los Pirineos hasta lo que hoy son Senegal por el occidente y Kenia por el oriente de Africa, da una ¡dea del vasto terri­ torio por el que se movieron los viajeros musulmanes. A las más obvias preocupaciones por disponer de un calendario que les permitiera establecer las actividades religiosas, añadieron una creciente necesidad de fijar con precisión la posición de un punto en la superficie terrestre. El desarrollo de una inci­ piente trigonometría esférica, además del perfeccionamiento del astrolabio marino, que fue una adaptación del antiguo aparato para medir ángulos, per­ mitió una navegación por procedimientos celestes, esto es, mediante la deter­ minación de la longitud de una nave gracias a las indicaciones que propor­ cionan las estrellas. Nos aproximamos al hecho y a la época que interesan en esta narración, esto es, al renovado interés por la cartografía que surgió en el Renacimiento y

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se consolidó en el Barroco. Según se ha mencionado en el epígrafe anterior, el arte de elaborar mapas tuvo una enorme importancia en el desarrollo de las ambiciones políticas de los Estados nacientes. De ahí el papel que jugaron en el acrecentamiento del prestigio de astrónomos y cosmógrafos. Un mapa podía ser abordado desde una doble perspectiva. Por una parte, era un objeto científico basado en una descripción más o menos correcta de la proyección de la Tierra sobre un plano. Durante mucho tiempo, sin embargo, había prevalecido como objeto artístico con gran fuerza expresiva, que servía en cuanto medio de comunicación y propaganda. Se conocen mapas en muchas culturas con representaciones geográficas de lugares, a veces imposibles, hechos con los más diversos propósitos, que van desde el deseo de mostrar la viabilidad de una vía comercial hasta fines religiosos. Así, por ejemplo, en la Europa medie­ val se levantaron mapas del mundo conocido que correspondían a la descrip­ ción de los itinerarios seguidos por viajeros famosos como Marco Polo. Debi­ do a la merecida fama de mentirosos de la que solían gozar estos viajeros (puesto que aseguraban haber estado en lugares inexistentes) y, en consecuencia, a la poca credibilidad que tenían sus narraciones, los mapas por ellos elaborados más bien se utilizaron sólo como herramienta retórica de persuasión. Esta situación comenzó a cambiar en la Baja Edad Media debido al uso, cada vez más difundido, de la aguja imantada o brújula, la cual introdujo un primer elemento tecnológico en la fabricación de mapas. A partir del siglo XIII, comenzaron a aparecer los denominados todavía hoy portulanos, que consis­ tían en las descripciones hechas por los pilotos {portolani en italiano) en las que se servían de la propiedad de la brújula para buscar el norte sin necesidad de acudir a la referencia astronómica. En estos mapas portulanos se dibujaba una representación de las direcciones que, según la tradición, se asociaban al nombre de los vientos. De ahí que se denominara la rosa de los vientos. Esa figura permitía una navegación de acuerdo a un rumbo que consistía en una línea imaginaria que unía el punto de llegada y el punto de partida, lo cual permitió mejorar la tradicional navegación de cabotaje, es decir, la que se rea­ lizaba sin perder la costa de vista. Con todo, fue durante el Renacimiento cuando la cartografía europea conoció un extraordinario desarrollo. Autores como Thrower (1996: 58) desa­ tacan que este auge se debió a tres factores: el primero, la traducción al latín y la impresión de la Geographia de Ptolomeo en Italia; el segundo, la inven­ ción de la imprenta; y el tercero, la proliferación de los viajes fuera del Medi­ terráneo. El primero de estos factores se enmarca en el contexto del interés generalizado en el mencionado país por la astronomía, las matemáticas y la 78

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cartografía. En cuanto a la imprenta, por primera vez en la historia su desa­ rrollo facilitó copias idénticas, no sólo de mapas regionales, sino también de mapas del mundo. La difusión de mapas iguales permitió una normalización de la representación del globo terráqueo y una mejora en la comunicación de los conocimientos, tanto entre los que debían navegar, como entre los prínci­ pes que deseaban conocer los límites de sus Estados. El tercero de los factores señalados sin duda habría de tener una enorme influencia en el desarrollo de la cartografía y de la cosmografía. Como a veces ocurre, pequeñas transformaciones tecnológicas originaron grandes efectos. Esto es lo que ocurrió con la introducción de la vela triangular, que permitió navegaciones más ceñidas al viento, o con el empleo de la brújula. A pesar de las predicciones hechas por Eratóstenes, los navegantes de finales del siglo X V tenían una escasa idea de las dimensiones reales de la Tierra, lo cual no impi­ dió a portugueses y castellanos adentrarse por mares desconocidos en busca de una nueva ruta que permitiera establecer comercio con Oriente. El resul­ tado, de todos sabido, es la apertura de un nuevo itinerario doblando el cabo de Buena Esperanza y el descubrimiento de un nuevo continente. Ahora bien, descubrir no sólo significa llegar a un lugar que se supone des­ conocido y poder contarlo en la metrópoli. Requiere, además, saber regresar a ese lugar, para lo cual es imprescindible la elaboración de mapas. Éstos se convirtieron, así, no sólo en una herramienta de propaganda, sino, además, en la forma de asegurarse los privilegios que solían ir ligados al hallazgo de nuevos territorios. En este sentido, tiene un valor indiscutible, por ejemplo, el mapa de Juan de la Cosa, fechado en 1500, un portulano manuscrito del Nuevo M undo conservado en el Museo Naval de M adrid. El primer mapa impreso fue hecho por Contarini y Ressel 1i en 1506. Su novedad residía en que ya no era un portulano, sino un mapa cartográfico consistente en una pro­ yección plana del mundo con un sistema de meridianos y paralelos. Pero para dar idea de la importancia de la cartografía y su efecto propa­ gandístico en la historia vale la siguiente anécdota. En 1507, Martin Waldseemüller diseñó un mapa del Nuevo Mundo. Como era habitual, se informó a través de los relatos de los viajeros, especialmente de Americo Vespucci, al que honró dando su nombre a la parte sur de aquél. El nombre hizo fortuna y, aunque en un mapa posterior de 1513 quiso rectificar su error y atribuir el mérito a “Colum bus de Génova para los monarcas de Castilla” , ya todo el mundo habló de América para referirse a las nuevas tierras. Después de todo, la injusticia fue sólo parcial puesto que Americo Vespucci también trabajó para Castilla en la Casa de Contratación de Sevilla a partir de 1508.

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Es en las primeras décadas del siglo X V I cuando la cartografía, entendida como mero arte de dibujar un territorio, comenzó a ser, además, una ciencia derivada de la geometría. El precedente de esta última forma de entenderla está en esa manera de representar la Tierra a modo de una esfera sobre la que se traza una colección de paralelos y un haz de meridianos, de la que se ha hablado con anterioridad. El problema residía en encontrar la mejor manera de proyectar una esfera sobre un plano, de forma que se proporcionara un pun­ to en éste para cada punto de aquélla. La necesidad de encontrar un sistema adecuado de proyecciones se vio agu­ dizada de nuevo por una cuestión de orden político. Con la ampliación de los viajes hechos a expensas de las coronas de Portugal y Castilla, ambas disputa­ ron por la propiedad de los terrenos a descubrir y, como no podía ser por menos, fue la intervención papal la que contribuyó a resolver el conflicto. En efecto, en 1494, el papa Alejandro VI sancionó un acuerdo entre ambos Esta­ dos por el cual se establecía un meridiano a 100 leguas al oeste de las islas de Cabo Verde que serviría de frontera, de modo que la cristianización de los terri­ torios al oeste de la línea sería competencia de Castilla y los del este corres­ pondería a Portugal. El problema es que ambas coronas no estaban sólo impli­ cadas en un proceso de evangelización, sino también de explotación de las riquezas. De ahí que siguieran disputando hasta que finalmente, en 1506, el papa Julio II estableció un nuevo tratado en el que se acordaba desplazar el meridiano hacia el oeste hasta las 350 leguas de las mismas islas de Cabo Ver­ de. Este acuerdo se conoce como “Tratado de Tordesillas”, el cual no fue reco­ nocido por el resto de las coronas y repúblicas europeas. Por otra parte, el viaje de Magallanes y Elcano, realizado entre 1519 y 1522, dio la oportunidad de circunvalar el globo terrestre y de recabar una información preciosa para la nueva cartografía de todo el orbe. Volvía a plan­ tearse el mismo problema anterior, pero esta vez hacia el este. El hecho es que, si se pretendía un reparto del mundo entre dos potencias, no bastaba una línea en el antiguo océano Atlántico, sino que, además, se requería una nueva línea en el Pacífico. En resumen, crecientes necesidades políticas planteaban la nece­ sidad de una cartografía cada vez más exacta, lo que a su vez motivó la bús­ queda de soluciones estereográficas. La estereografía o arte de representar los sólidos en un plano no resultaba en absoluto sencilla, sobre todo cuando se aspiraba a satisfacer todos los requerimientos planteados por un observador que ya no se movía en tomo a una pequeña zona del mundo, tal como sucedía en la Antigüedad. Cuanto mayores son las distancias a reproducir, mayor es también la distorsión creada por la proyección. En el caso con8o

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crcto de una esfera, no es lo mismo proyectarla sobre un plano tangente a uno de sus puntos, en lo que se denomina proyección azim utal (figura 2.5), que sobre un cilindro tangente a su ecuador, como es el caso de la proyección cilindrica (figura 2.6), ya que siempre el paso de una esfera a un plano produce deformaciones en las formas y variación de las dimensiones de las figuras.

En 1564, el geógrafo flamenco Gerardus Mercator (1512-1594) propuso una proyección cilindrica que tuvo una excelente acogida entre los navegantes (los cuales podían pagar con sus vidas los errores en los mapas de navegación). En esencia consistía en servirse de un cilindro imaginario que envolviera la Tierra y fuera tangente al ecuador. A continuación se trataba de representar las características de la superficie terrestre sobre el interior del cilindro, de modo que, al extender el cilindro, se obtuviera un mapa. En dicho mapa los meri­ dianos y paralelos eran transformados en una retícula de rectas ortogonales, pero de modo que se respetaban las formas en torno a cada punto. El proble­ ma estaba en que la distorsión se acentuaba cuando los territorios se alejaban del ecuador, siendo esta distorsión muy considerable en lo que hoy se deno­ mina Groenlandia y la Antártida. Tenía, no obstante, la gran ventaja para el 8i

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marino de que las loxodromias (curvas que en la superficie terrestre forman un ángulo constante con todos los meridianos y sirven para navegar con rum­ bo constante), en la proyección de Mercator, eran líneas rectas que marcaban rumbos posibles. Según se suele destacar habitualmente, Mercator no dedujo las propieda­ des de su proyección por procedimientos matemáticos, sino empíricos; quien logró realizar un análisis teórico de dichas propiedades fiie el matemático inglés Edward Wright (1561-1615). Entusiasta, sin embargo, de las aportaciones de aquél, este último encontró el principio matemático que da cuenta de la pro­ piedad loxodrómica antes señalada en una obra titulada Certaine Errors in Navigation, publicada en 1599. Esta obra permitió a Emery Molineux y a Jocodus Hondius corregir las siguientes ediciones de los mapas de Mercator. Los trabajos del gran geógrafo belga dieron como resultado una obra monu­ mental aparecida un año después de su muerte, cuyo título es elocuente: Atlas sive cosmogaphicae meditationes defabrica mundi etfabricanfigura. La palabra “Atlas” provenía de la figura mitológica griega que llevaba el mundo a sus espaldas y que había hecho fortuna entre los editores de los libros de mapas. Pero, además de las colecciones de Mercator y sus sucesores, se publicaron también otras series de ellos entre las que destacan las de Abraham Ortelius (1524-1598). Su obra más difun­ dida, Theatrum orbis terrarum, apareció en 1570 y constituye una colección de setenta mapas en un volumen infolio de 53 hojas. Lo hasta aquí dicho, en definitiva, pone de manifiesto la extraordinaria importancia que la cartografía en cuanto arte y ciencia de elaboración de mapas fue adquiriendo con anterioridad al siglo X V II , fundamentalmente como con­ secuencia de las crecientes exigencias de la navegación y de la necesidad de los Estados de repartirse los nuevos territorios descubiertos. La cartografía y, por ende, la geografía astronómica o cosmografía fueron objeto de atención pri­ maria por parte de los Gobiernos europeos. El caso de la corte española de Felipe II es suficientemente elocuente al respecto. En esta corte, asentada en Madrid desde mediados del siglo X V I, se man­ tenía el oficio de cosmógrafo, el cual (según palabras de uno de estos cosmó­ grafos de Felipe II) debía proporcionar la descripción del mundo, declarando su form a y probando de sus partes la naturaleza, figura, sitio, grandeza y movimien­ to. Entre sus tareas figuraba tratar de los varios circuios imaginarios en el cielo, demostrar la causa de los eclipses, dar noticia de los nacimientosy ocasos de los sig­ nos, y, además, en la Tierra determinar la cantidad de los dios, noches y horas. Pese a que normalmente se omite toda referencia a las iniciativas de los Austrias por mantener un cierto nivel de conocimiento astronómico y mate­ 82

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mático en la península Ibérica, en el campo que nos ocupa se creó una “Cáte­ dra de Cosmografía y del Arte de Navegar” en la Casa de la Contratación y un puesto de “Cosmógrafo Mayor del Consejo de Indias”. Además, se fundó la “Academia de Matemáticas de Madrid” a fin de disponer de matemáticos de cierto nivel. En todo caso, hay que reconocer que, pese a los esfuerzos, no se obtuvo el resultado que hubiera cabido esperar de la corte entonces más poderosa de Europa. De hecho, sorprende que los grandes proyectos cartográficos no fue­ ran realizados por los numerosos cosmógrafos reales. Este proceso fue agudi­ zándose con la llegada del siglo XVII, durante el cual se observa que muchos de los que proporcionaron mapas a la corte de España eran flamencos, italia­ nos y alemanes, en cuyos respectivos países se asentó una floreciente industria del grabado y de la imprenta. Dejando aparte las vicisitudes de la corona española, hay que decir en tér­ minos generales que la ciencia general de la cartografía y la cosmografía cris­ talizó en el mencionado siglo XVII, contribuyendo al nacimiento y auge del movimiento astronómico barroco comentado en el capítulo anterior. En efec­ to, los astrónomos no sólo desearon elaborar mapas celestes, sino que estuvie­ ron prestos a levantar mapas terrestres y convertirse en cartógrafos cuando las necesidades de sus mecenas así lo requerían. Si en un caso se trataba de poder computar el tiempo del modo más exacto posible y de elaborar calendarios, en el otro estaba en juego no sólo la posibilidad de los navegantes de alcanzar sus lejanos destinos, sino, además y fundamentalmente, de determinar la exten­ sión, forma y medida de los dominios de los señores de la Tierra.

2.3. Las nuevas formas de organización del conocimiento. Los observatorios del barroco La colaboración de astrónomos y cartógrafos no obedeció sólo a razones de coyuntura política. El hecho es que, para confeccionar mapas terrestres en los que se diera una adecuada representación de los distintos países, era nece­ sario fijar con precisión longitud y latitud. De lo contrario, es obvio que nin­ guna información podría darse sobre la localización de un punto en la super­ ficie terrestre. Ahora bien, ello no podía hacerse sin acudir a los mapas estelares y, por tanto, a la astronomía. En principio, podría pensarse que un observa­ dor está en condiciones de proporcionar dicha localización simplemente esti­ pulando unos ejes de referencia, lo cual es cierto si la determinación del pun­

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to en cuestión se realiza desde el “exterior” del sistema. Ahora bien, cuando se trata de conocer la longitud y la latitud de un lugar y, por tanto, se habla des­ de el “interior” del sistema, no es posible “saltar” al exterior para “verlo”, como si se tratara de los puntos de un mapamundi esférico contemplados desde nues­ tro cuarto de estar. Es necesario ingeniárselas para hallar un procedimiento que permita su descripción desde el exterior. Y dado que hablamos de la super­ ficie terrestre, es claro que “lo exterior”' son los cielos. En consecuencia, es imprescindible recurrir a la observación de las posiciones de los astros, esto es, a la astronomía. Esta ciencia, a su vez, según se vio en el capítulo primero, experimentó un notable impulso gracias a la invención y uso del telescopio en los primeros años del siglo XVII. Pero la introducción de este aparato óptico con fines astro­ nómicos no sólo permitió nuevas observaciones celestes, sino que, además, se convirtió en el protagonista indiscutible de dos importantes instituciones crea­ das en la segunda mitad de siglo, en el marco de una nueva forma de organi­ zación del conocimiento. Se trata de los reales observatorios de Greenwich y de París, nacidos a partir de dos sociedades científicas que hacen su aparición en la década de los sesenta: la Royal Society, de Londres, y la Académie Roya­ le des Sciences, de París. Por ello, antes de continuar abordando el tema de este capítulo, esto es, la cuestión cartográfica y astronómica en el Barroco, con­ viene detenerse a analizar el movimiento asociativo de sabios, en el seno de las cortes europeas, que dio lugar a la creación de las poderosas e influyentes socie­ dades y academias de ciencias. En el epígrafe 4.4 del capítulo 4 se volverá a aludir a este tema a propósi­ to de los trabajos en filosofía natural de autores como Borelli, Huygens o Hooke. Aquí interesa no tanto la contribución de las academias al desarrollo y difu­ sión de este campo del saber, cuanto su papel impulsor de centros de observación astronómica u observatorios. Éstos no surgieron por vez primera en el siglo XVII, pero lo cierto es que los de este siglo tuvieron un carácter marcadamente dis­ tinto a los que existieron con anterioridad. En efecto, ya no van a ser el resul­ tado de una voluntad individual y privada, sino colectiva e institucional. Has­ ta este momento, los observatorios habían sido fundaciones casi personales, aunque en ocasiones hubieran recibido financiación del poder político. No hay sino que recordar los construidos por Tycho Brahe, primero en la isla de Hveen (perteneciente a Dinamarca) y luego en los alrededores de Praga, o el de Hevelius, localizado en su propio domicilio. Resulta así que, mientras a principios del siglo XVII Galileo realizaba sus observaciones a título individual y con un telescopio fabricado con sus pro­ 84

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pias manos, al acabar el siglo la obtención de datos empíricos acerca del cielo se había convertido en un fenómeno social, realizado en edificios destinados a tal fin y con personal contratado para ello, al que, por ejemplo, un persona­ je tan genial y tiránico como Isaac Newton (según se verá en el capítulo 5) podía pedir insaciablemente datos empíricos que ya no precisaba obtener por sí mismo. Este proceso de socialización de la observación celeste ha de situarse en el marco de las nuevas sociedades científicas mencionadas anteriormente, que tienen su origen en un movimiento asociativo de los estudiosos de la época y al margen de los círculos universitarios. Aun cuando algunas academias se fun­ daron a finales del siglo XVI y principios del XVII (véase epígrafe 4.4), aquí inte­ resan las dos grandes instituciones de la segunda mitad de este último siglo anteriormente mencionadas, que patrocinaron sendos observatorios astronó­ micos: la Royal Society, de Londres, creada en 1662, y la Académie Royale des Sciences, de París, que inició su andadura en 1666. Ellas se constituirán en patrones de referencia para otras que fueron surgiendo por toda Europa con posterioridad. Tanto la sociedad londinense como la parisina nacieron al amparo del poder real, si bien las relaciones de una y otra con las respectivas coronas fue­ ron muy diferentes. En el caso de la Royal Society, fue puesta bajo la protec­ ción del rey de Inglaterra, Carlos II, especialmente para defenderse de las influ­ yentes universidades de Cambridge y Oxford. Su origen, sin embargo, está en la iniciativa privada de un reducido número de estudiosos que solían reunir­ se informalmente para tratar asuntos de índole científica y que, en 1662, deci­ dieron constituirse formalmente en una sociedad “real”. En cambio, la Académie Royale des Sciences nació por decisión expresa del ministro de Luis XVI Jean Baptiste Colbert, de modo que aquí el califica­ tivo “real” obedece a razones obvias. Para bien (financiación de la corona) y para mal (excesivo intervencionismo en las decisiones de la academia), esta sociedad francesa mantenía una relación de dependencia con el poder guber­ namental mucho más acusada que en el caso inglés. De cualquier modo, con­ figuró el desarrollo de la ciencia francesa durante los siglos posteriores, resul­ tando que, cuando fue disuelta por la república en 1793, hubo de fundarse otra en 1795 con el nombre de Institut de France, que perduró todo el perio­ do imperial. Lo que ahora, sin embargo, interesa profundizar no son aspectos funda­ cionales de ambas academias, sino su nueva forma de concebir la tarea del conocimiento. Para ello bastará con analizar el ejemplo más significativo, que

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es el de la Royal Society. Dicho muy brevemente, puede hablarse de la defen­ sa del método experimental, opuesto al talante teórico de las universidades, que tenía su referente en la filosofía de Francis Bacon (1561-1626). De hecho, sus fundadores siempre se manifestaron públicamente discípulos de este filó­ sofo. A modo de anécdota puede narrarse que en la obra de Thomas Sprat History ofthe Royal Society, publicada en 1667, aparecía un grabado de Carlos II flanqueado por el entonces presidente de la sociedad, Lord Broncker, y por el propio Bacon. Asimismo, la Nueva Atlántida aparece frecuentemente citada como fuente de inspiración de una sociedad de sabios. Esta obra de Bacon, New Atlantis o Nueva Atlántida (1627), publicada postumamente por su secretario William Rawley en Londres, contenía la uto­ pía de su autor acerca de una ciudad ideal de estudiosos de la Naturaleza por procedimientos experimentales, capaces en último término de extender el poder humano y de garantizar así una vida mejor para todos los hombres. En reali­ dad, esta narración utópica era consecuencia del fracaso de Bacon, quien no había logrado fundar una sociedad en la que cristalizara una de sus más insis­ tentes propuestas: la socialización del saber. Tomando como modelo la forma de proceder de los cultivadores de las artes mecánicas (esto es, de los artesa­ nos), frente a los de las artes liberales (matemáticos, astrónomos, etc.), este autor inglés había preconizado el fin de los investigadores individuales y soli­ tarios (del que Copérnico es un buen ejemplo), y su sustitución por comuni­ dades en las que se diera una efectiva colaboración entre sus miembros. Des­ pués de todo, el desarrollo de las ciencias no podía ser obra de un solo hombre. Aunque no consiguió interesar al poder real en sus proyectos fundaciona­ les, siempre cabía el recurso de imaginar lo que habría de ser una sociedad de sabios, regida según estos criterios de trabajo intelectual organizado y siste­ mático. La ciudad elegida fue la “Nueva Atlántida” (o “Bensalem”, según el modo como la denominaban sus habitantes), en la cual la “Casa de Salomón” era la institución principal. El denominado “ Padre de la Casa de Salomón” , que representaba su máxima autoridad, ilustra a un viajero llegado a la “ Nue­ va Atlántida” sobre los intereses de la nueva sociedad y su forma de organiza­ ción. La descripción muestra una mezcla entre filosofía mecánica, filosofía natural y lo que la tradición de Porta designó como “magia natural”. Se trata, en efecto, de un extraño y sugerente lugar, en el que pueden hallar­ se cosas tan dispares como pozos y fuentes artificiales, amplias casas donde se imitan y reproducen los meteoros (nieve, lluvia, etc.), huertos y jardines don­ de se practican los más variados injertos y donde artificialmente se modifica su tamaño, piscinas para hacer pruebas con peces, estancias en las que se prac86

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(¡can las arres mecánicas y en las que se hacen materiales como el papel o la seda, casas de sonidos, olores o sabores donde se obtienen armonías descono­ cidas y se imitan olores y sabores. En relación a lo que aquí más interesa, los cuerpos celestes y la luz y calor que de ellos proceden, nos dice Bacon: Hay también una diversidad de hornos que mantienen diversos calo­ res. Los hay rápidos y violentos, fuertes y constantes, suaves y moderados, animados por fuelle y tranquilos, húmedos o secos y otros semejantes. Pero, sobre todo, tenemos calores que imitan el calor del sol y de los cuerpos celestes, sujetos a diversos altibajos, y, por así decirlo, a órbitas, adelantos, atrasos; y mediante esos calores producimos admirables efectos (Bacon, 1941: 152 y 153). El lector, sin embargo, no debe caer en la tentación de ver en ello una exce­ siva modernidad, puesto que después añade: Además tenemos el calor del estiércol, y de las entrañas y visceras de las criaturas vivas y también de la sangre y de sus cuerpos; del heno y hier­ bas guardadas húmedas; de la cal viva, etc. (Bacon, 1941: 154). Esto por lo que respecta al calor. En cuanto a la luz y la nueva ciencia de la óptica afirma: También tenemos laboratorios de óptica en los cuales mostramos toda suerte de luces y radiaciones de todos los colores; y partiendo de cosas inco­ loras y transparentes producimos toda clase de colores, no en arco iris, como ocurre con los prismas y ciertas piedras preciosas, sino separadamente. Tam­ bién podemos multiplicar el poder luminoso y llevarlo a gran distancia y hacerlo tan agudo que nos permita discernir pequeños puntos y líneas, y también todos los matices del color (Bacon, 1941: 154). La mezcla de experimentación en sentido moderno con una búsqueda del espectáculo está presente en muchas de las indagaciones ópticas: Hacemos también toda clase de ilusiones ópticas y engaños semejan­ tes, en forma de figuras, tamaños, movimientos, sombras y colores. [...] Procuramos medios para ver objetos distantes, como por ejemplo en el cie­ lo o en lugares remotos y también para representar las cosas cercanas como si estuvieran distantes y las distantes como cercanas, fingiendo las distan­ cias. Tenemos también auxiliares para la vista que sobrepasan en mucho

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los anteojos y lentes comunes. Asimismo, tenemos anteojos y artificios para ver pequeños y diminutos cuerpos distintamente, tales como las formas y colores de pequeñas moscas y gusanos, las fallas y defectos en las piedras preciosas, que de otro modo no es posible ver. Hacemos arco iris, halos y aureolas de luz alrededor de los cuerpos. También producimos toda clase de reflexiones, refracciones y aumento de los rayos visuales de los objetos (Bacon, 1941: 154). Por último, indica que se dispone de una casa de matemáticas, que contie­ ne todos los instrumentos de geometría y astronomía, hechos del modo más per­ fecto posible. De este extraño relato de las investigaciones y experimentos de la Casa de Salomón puede colegirse lo siguiente. Frente a las eruditas y tradicio­ nales facultades de artes alejadas de todo planteamiento experimental, en las que se enseñaban matemáticas, astronomía, física aristotélica, etc., Bacon propone una nueva fundación, en la que el papel de la matemática será escasamente rele­ vante (en este aspecto no previó las ardorosas polémicas posteriores sobre la cues­ tión) y en la que, en cambio, la manipulación, transformación e incluso imita­ ción artificial de los seres naturales tendrá un lugar central. Y es que el objetivo de dicha fundación, según sostiene el padre de la Casa de Salomón, es el cono­ cimiento de las causas ocultas de las cosas y la ampliación del poder humano hasta alcanzar la realización de todo cuanto sea posible, objetivo, por cierto, que bien podría haber sido compartido por un alquimista. Interesa conocer para dominar la Naturaleza, y no para recrearse en una esté­ ril contemplación de ella, tal como propugnaron Platón y Aristóteles y, tras ellos, todos los cultivadores de las artes liberales. “Saber es poder” , aunque, eso sí, un poder que debe servir al precepto ético de contribuir a satisfacer las necesidades de todos los seres humanos. Aplicado este espíritu “baconiano” a la ciencia del cielo, es claro que el filósofo inglés pondrá el acento no en el aspecto geométri­ co, sino experimental del tema. Se trata de poder desentrañar los misterios de la luz y del calor que nos llegan de los astros, pero también de crear las condicio­ nes para la mejor observación de ellos que esté a nuestro alcance, lo que impli­ ca la construcción y utilización de los mejores instrumentos. En consecuencia, incluso la tarea del astrónomo, aparentemente alejada del quehacer artesanal, de hecho se relaciona con las artes mecánicas. Basta para ello con disponer del centro de investigación adecuado, en el que rija una conveniente organización del trabajo. En opinión de Bacon, es necesario un reparto de los distintos oficios y empleos de sus miembros a fin de poder alcan­ zar comunitariamente objetivos que jamás podrían conseguirse de modo indi­ vidual. Así, a unos compete viajar y traer documentos y pruebas de experi88

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meneos de otros lugares; a otros recopilar el material ya contenido en los libros. Éstos ensayan experimentos nuevos; aquéllos los clasifican. Hay también quie­ nes tienen como tarea encontrar el beneficio práctico de los experimentos ana­ lizados o realizados por todos los anteriores, y hay quienes son auténticos “Intér­ pretes de la Naturaleza”, en la medida en que, partiendo de los experimentos, se elevan a principios más generales. Por otro lado, hay que decidir qué resul­ tados deben publicarse y cuáles es preferible mantener en secreto. No es infrecuente leer que los fundadores de la Royal Society se inspira­ ron directamente en los ideales expresados por Bacon en esta obra. Sin embar­ go, y aun reconociendo el fuerte influjo que este filósofo ejerció sobre ellos, conviene no establecer una relación de estricta dependencia intelectual. Cier­ tamente compartieron su mutuo alejamiento de las formas tradicionales de concebir la Naturaleza y su apuesta por una filosofía de carácter experimen­ tal. No obstante, autores como Shapin y Schaffer (Shapin, 1994 y ShapinSchaffer, 1985) han puesto de manifiesto que muchas de las características metodológicas de la nueva ciencia, que de modo automático se han atribuido a la lectura de las obras baconianas, en realidad tienen también mucho que ver con la influencia de códigos de conducta con los que los caballeros resolvían sus disputas. Ello quiere decir que no siempre la mera acumulación ordenada de experiencias proporcionaba la base sobre la que elegir la mejor de las hipó­ tesis; criterios cortesanos como el argumento de autoridad por parte de quie­ nes ostentaban mayor rango social también jugaron un importante papel. Digamos para acabar este epígrafe que, tanto en la Royal Society y en la Académie Royale des Sciences, como en las sociedades y academias que se fun­ daron con posterioridad en otras ciudades europeas, existió siempre una sec­ ción de astronomía que, entre otras cosas, cumplió la función de permitir el establecimiento de redes supranacionales de expertos. Conforme al nuevo espí­ ritu de la época, dicha sección frecuentemente dispuso de un observatorio, de modo que, sin pretender desde luego emular la Casa de Salomón, la institucionalización de la observación astronómica fue una de las características del Barroco, que comenzó por dos ciudades: París y Londres.

2 .3 . 1 .

El Observatorio Real de París

La Académie Royale des Sciences de París fue un importante proyecto de patronazgo de la monarquía francesa. A la cabeza estaba el rey Luis XIV, que alentó siempre su desarrollo como una manifestación de prestigio. Justo detrás

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del rey se encontraba Jean Baptiste Colbert (1619-1683)* el cual no era vali­ do al estilo de los existentes en la corte de Madrid, ni tampoco un fuerte pri­ mer ministro como lo habían sido Richelieu o Mazarino. En todo caso, era el hombre más poderoso de Francia después del rey. Organizador de las finanzas del Estado, compartía la preocupación real por convertir este país en una gran potencia militar en el continente y en los océanos, algo que consiguió. Sin duda, él fue el propulsor en la sombra de la nueva académie, lo que explica que ya en 1666 se mostrara interesado en que la recién creada institución tuviera como tarea la mejora de los mapas terrestres y de las cartas de navegación. For esas razones, el reconocimiento de la necesidad de un observatorio fiie algo admitido sin demasiada dificultad por parte de Colbert. En 1665, Adrien Auzout (1662-1691)» un matemático y astrónomo ligado a la corte, se lo había reclamado a fin de poder desarrollar una astronomía de Estado. Se sabe que, dos años después, Jacques Buot (m. ca. 1675), Jean Picard (1620-1682), Christiaan Huygens y él mismo comenzaron a realizar trabajos astronómicos para la corona de Francia. Ese mismo año Colbert consiguió que el rey aprobara la financiación de un observatorio real, capaz de superar en importancia a cual­ quiera de los construidos hasta entonces “en Dinamarca, Inglaterra o China” (Brown, 1977: 214). La magnificencia del rey debía “verse” en el edificio que encargó a Claude Perrault (1613-1688), quien había diseñado el Palacio de Versalles con anterioridad. Su proyecto, sin embargo, no resultó muy útil para las observaciones astronómicas, a pesar de las modificaciones que lograron introducir los astrónomos de la academia. A mayor honra del rey, en el solsticio de verano de 1667 se reunió esta ins­ titución y procedió a determinar el lugar desde donde se realizarían las obser­ vaciones en el futuro. El edificio del observatorio debía incluir tanto salas de trabajo como lugares de residencia para los astrónomos y sus familiares. Se tra­ taba de un proyecto de gran envergadura que necesitaba como director un buen astrónomo que realizara los trabajos con competencia, continuidad y rigor. Pero, además, se exigía que fuera capaz de aclimatarse a la vida de la aca­ demia y, por lo tanto, a la corte del rey. Entre los principales astrónomos que trabajaban en Europa en aquellos momentos, se buscaba a alguien que pudiera hacerse cargo del nuevo obser­ vatorio real. La elección de Colbert recayó sobre el italiano Giovanni Domenico Cassini (1625-1712), el cual, según se ha mencionado con anterioridad, había publicado en 1668 sus famosas Ephemerides relativas a los eclipses de los satélites de Júpiter. Tras las negociaciones diplomáticas pertinentes, Cassini llegó a París en 1669 para lo que creía era una estancia provisional y, sin embar­ 90

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go, se convirtió en definitiva. Sus buenas relaciones con los constructores de telescopios italianos, especialmente con Divini (ya comentadas en epígrafe 1.5), le permitieron adquirir aparatos mucho mejores que aquéllos con los que Huygens y Auzout habían hecho sus observaciones hasta entonces. Con G. D. Cassini se inauguró una saga familiar de directores de observatorio hasta los tiempos de la Revolución francesa, puesto que el cargo pasó casi en herencia de padres a hijos. Una de las primeras tareas astronómicas que había abordado la academia francesa antes del nombramiento de su primer director fue la mejora de las cartas marinas y, sobre todo, de los mapas de Francia. Anteriormente se había discutido sobre los trabajos que se debían llevar a cabo para lograr esa mejo­ ra, llegando a la conclusión de que se precisaba conocer con la mayor exacti­ tud posible cuál era la longitud de un grado de meridiano terrestre. Dicha tarea había sido encargada a Picard. La propuesta de éste fue medir la distancia entre dos localidades que estuvieran aproximadamente en el mismo meridiano, deter­ minar su diferencia de latitud y de ello deducir la longitud del grado de meri­ diano. Publicó sus resultados en 1670 en un libro titulado Mesure de la Terre, que le proporcionó una gran prestigio. Una vez nombrado Cassini director del observatorio, colaboró estrechamente con él en los trabajos astronómicos. £1 último tercio del siglo XVII fue uno de los periodos más creativos de esa institución. La política de patronazgo de Luis XIV, la fecunda colaboración con la Académie Royale des Sciences, el impulso que recibió de astrónomos como Picard y Cassini, entre otros factores, dieron como resultado que el obser­ vatorio de París adquiriera un gran prestigio en toda Europa. Pocos años des­ pués de la iniciativa de Colbert, se fundó un nuevo observatorio real, esta vez en Londres, con aspiraciones análogas a las del francés y con el que llegaría a entrar en competencia.

2.3.2. El Observatorio de Greenwich

También desde antiguo a la cotona inglesa le preocupaban cuestiones cos­ mográficas. Su desarrollo como potencia marítima dependía de un buen cono­ cimiento de las formas de navegar y sus ambiciones de expansión comercial requerían cartógrafos expertos. N o sorprende, por tanto, que, después de la Restauración de 1660, Carlos II jugara un papel de árbitro, y también de impul­ sor, de nuevas iniciativas que parecían haber quedado paralizadas por la gue­ rra civil.

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No obstante, el papel jugado por la monarquía en este tema fue muy dife­ rente del caso francés. Mientras que Luis XIV, a través de Colbert, ofrecía a matemáticos, astrónomos y filósofos pensiones muy substanciosas, las necesi­ dades del Observatorio de Greenwich a duras penas fueron costeadas por Car­ los II. Por otro lado, así como el observatorio francés guardaba estrecha depen­ dencia de la academia, el inglés fue puesto por el rey bajo el amparo del almirantazgo de Londres, y no de la Royal Society, institución con la que se limitó a mantener buenas relaciones, especialmente a lo largo del siglo XVIII. Tampoco en el sencillo diseño del edificio el Observatorio de Greenwich se pareció al de París. Concebido por Christopher Wren (1632-1723), el arqui­ tecto de confianza real encargado de reconstruir Londres después del gran incendio y uno de los fundadores de la Royal Society, fue emplazado en una colina al lado del Támesis, de nombre Greenwich. Además de levantar el edi­ ficio, era preciso nombrar un director, cuyo perfil habría de ser el de un astró­ nomo real capacitado para observar los cielos con el máximo rigor y poder así establecer un mapa celeste fiable. Tal como se verá en el último epígrafe, en la trastienda de este interés por los mencionados mapas hallamos la necesidad de resolver el problema de la longitud, no tanto en tierra firme, como en el mar. El elegido para el cargo fue John Flamsteed (1646-1719), quien durante cua­ tro décadas trabajó en este tema hasta completar un impresionante catálogo de estrellas. El infatigable y meticuloso Flamsteed impuso una exigencia de rigor que se transmitió a sus sucesores hasta convertir este observatorio en una de las ins­ tituciones científicas británicas de mayor fama. Siendo Greenwich un lugar cuya escasa vida social (y menos aún nocturna) en nada se parecía a la de París, por sistema las noches claras se dedicaban a la observación, y las restantes a repa­ sar las observaciones realizadas en las anteriores. Eran los días los que servían para el descanso. Cuando dos siglos después, concretamente en 1884, con moti­ vo de la reunión internacional que tuvo lugar en Washington, se decidió que el meridiano que pasa por el centro del instrumento de tránsito del Observa­ torio de Greenwich debía ser el meridiano inicial para medir la longitud y, por lo tanto, la referencia del tiempo, no sólo se estaba reconociendo la hegemonía de la talasocracia británica del siglo XIX, sino también el prestigio que con los siglos había logrado aquel modesto observatorio fundado por Carlos 11. En este contexto de interés europeo por los temas astronómicos, con pos­ terioridad se fundaron observatorios en San Petersburgo, Bolonia, Berlín y otras ciudades del continente. La difusión de estos lugares de observación liga­ dos a las academias y sociedades de ciencias hizo que la astronomía se convir9*

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riera en una de las actividades científicas más acreditadas del siglo XVIII. En torno a ella confluyeron intereses políticos e intelectuales, hasta el punto de que muchos saberes que después llegaron a ser ciencias autónomas se fragua­ ron en el contexto de lo que podría denominarse “la perspectiva astronómica del conocimiento”. La óptica y la mecánica, primero, y todas las ramas de la física, después, estuvieron relacionadas en mayor o menor medida con la teo­ ría del universo.

2.4. Los mapas de la Tierra: la determinación de la longitud Tras haber analizado la nueva forma de organización del saber en acade­ mias e instituciones científicas, así como la fundación de los dos primeros observatorios barrocos, reanudamos el tema astronómico y cartográfico inte­ rrumpido en el epígrafe 2.3. Según se recordará, interesaba, tanto a los monar­ cas europeos como a los atrevidos navegantes que osaban adentrarse por mares desconocidos, disponer de unas cartas geográficas fiables de la superficie de la Tierra. Ello a su vez comportaba poder fijar con precisión la longitud y la lati­ tud de un punto cualquiera. En principio ésta es la tarea que le fue encomendada a los cartógrafos. Aho­ ra bien, en la medida en que la elaboración de mapas terrestres precisaba de un término de referencia externo al sistema, era imprescindible acudir al cono­ cimiento de la posición de los astros, información que proporciona la astro­ nomía. Esto es lo que acertadamente supusieron los fundadores de los obser­ vatorios de Londres y París.

2.4.1. Nuevas formas de determinación de la latitud Los procedimientos para la determinación de la latitud se habían perfec­ cionado desde la Antigüedad. Ya se ha comentado que las nuevas rutas de nave­ gación desbordaron el Mediterráneo, al menos desde el siglo XV, lo cual llevó aparejado nuevas exigencias que redundaron en beneficio del arte de navegar. Una de las mejoras tuvo que ver con la determinación de la latitud en cual­ quier circunstancia y en cualquier lugar en el que pudiera encontrarse un bar­ co. Puede entenderse que las peculiaridades propias de la navegación no per­ mitieran esperar la llegada del solsticio de verano. Por ello, aunque se conocía con más precisión que en la Antigüedad el recorrido del Sol a lo largo de todo

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el año, fue conveniente no depender únicamente de él. Asf, se tiene noticia, ya en el mencionado siglo, de un método usado por los marinos portugueses para determinar la latitud de un punto usando como referencia la estrella Polar. Si se observa el cielo estrellado de una noche cualquiera, se verá que el fir­ mamento gira aparentemente en torno a un eje imaginario. Éste es la prolonga­ ción del eje que pasa por los polos de la esfera terrestre y corta la bóveda celeste en un punto muy próximo a una estrella que se denomina Polar. Los marineros del siglo XV comenzaron a usar esa estrella como referente para calcular la lati­ tud usando el astrolabio y otros instrumentos que desde antiguo se habían uti­ lizado para medir ángulos y alturas, incluso solares. En este caso el aparato se ali­ neaba no con el Sol, sino con la estrella Polar. En efecto, el marinero alineaba su vista con esa estrella y medía el ángulo que formaba su visual con el horizonte norte-sur. Dado que la luz de la estrella Polar, muy lejana, llega paralelo al eje de la Tierra, y supuesto que el horizonte es la tangente al punto donde se realiza la observación, el ángulo que determina el aparato y el ángulo que marca la lati­ tud son ¡guales puesto que son de lados perpendiculares (figura 2.7).

La ventaja de la estrella Polar o de cualquier otra estrella, frente al Sol, era que presentaba siempre una posición fija. En principio, la determinación de

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la latitud de un punto por medio del Sol exigía emplear tablas que informa­ ran de lugares que tuvieran la misma latitud y que permitieran realizar extra­ polaciones posteriores, así como una serie de operaciones que requerían des­ treza. Aparentemente, la nueva forma de medir esta magnitud era más sencilla y lo hubiera sido efectivamente si la estrella Polar hubiera sido realmente polar. El hecho es que está muy cerca del polo Norte celeste, pero no en él. En todo caso, esa pequeña desviación ya llamó la atención a los marinos portugueses que fabricaron tablas para corregir el error que supone medir la latitud miran­ do a la Polar. Esas tablas se llamaron Regimientos del Norte y fueron de una gran ayuda para mejorar su cálculo en las travesías marinas. Finalmente, y respecto a los aparatos de observación, el astrolabio marino fue sustituido por toda una generación de cuadrantes que se utilizaron tam­ bién para medir ángulos. Posteriormente se transformaron en sextantes (un sexto de un círculo) y en octantes (un octavo de círculo) hasta llegar a media­ dos del siglo XVII, cuando aparecieron provistos de un sistema de espejos que permitían ver el Sol y el horizonte de forma simultánea. Con estas nuevas téc­ nicas el conocimiento de la latitud fue lo suficientemente preciso como para poder considerar la cuestión resuelta. En cambio, no puede decirse lo mismo respecto de la longitud, tal como se verá a continuación.

2.4.2. Astrónomos y relojeros

Desde la Antigüedad, gracias a los trabajos de Hiparco se sabía que la lon­ gitud es un problema ligado al cómputo del tiempo, según se vio en el epí­ grafe 2.2. Ahora bien, el problema era justamente lograr esto último con pre­ cisión. Com o ya se indicó, un método fiable sería elegir un fenómeno astronómico que fuera independiente de cualquier acontecimiento terrestre y que, por ello, pudiera servir de patrón para determinar la diferencia de tiem­ po con cualquier punto de la Tierra. Tal fenómeno es, por ejemplo, un eclip­ se de Luna. La cuestión, sin embargo, es que los eclipses lunares no abundan, como cualquier lector sabe. En el Renacimiento, Oronce Finé (1494-1555)» el iniciador de la carto­ grafía francesa, hizo uso de la mencionada propuesta de Hiparco relativa al cálculo de los eclipses de Luna. Pero ya en el mismo periodo, Reiner Gemma Frisius (1508-1555) planteó por primera vez con gran rigor cuál habría de ser la forma de determinar la longitud de diferentes puntos de la Tierra sirvién­

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dose únicamente de la hora local. Así, según propuso en 1530, era preciso dis­ poner de dos relojes, uno (mecánico) que marcara la hora absoluta (esto es, la del punto de referencia cero o meridiano origen) y otro que midiera la hora del lugar. Dado que el desplazamiento aparente del Sol hacia el este es sufi­ cientemente regular (recuérdese que nos hallamos en un contexto todavía precopernicano) y que es posible medirlo mediante relojes solares (gracias, por ejemplo, a la sombra que un gnomon proyecta sobre una superficie), a partir del conocimiento de la diferencia horaria se podría establecer la localización de un lugar hacia el este o hacia el oeste del meridiano de referencia. Aun cuando los método de Finé y de Frisius fueron de dudosa eficacia en su época, uno debido a la infrecuencia de los eclipses lunares y el otro a la imperfección de los relojes mecánicos de que se disponía, en todo caso cons­ tituyen un claro precedente de las dos clases de soluciones al problema de la longitud que se iban a aportar a lo largo de los siglos XVII y XVIII. Una puede denominarse la de los astrónomos en la medida en que se toma como instru­ mento de cómputo del tiempo el comportamiento de los cuerpos celestes; otra, la de los rehjeros debido a que supone la construcción de un ingenio mecáni­ co que mantenga una hora de referencia o absoluta. En principio, la primera de ellas parecía segura dada la aparente regulari­ dad del reloj celeste. Sin embargo, el progresivo conocimiento de las pertur­ baciones e irregularidades de las “manecillas" de ese reloj, que no son sino el Sol y la Luna en tanto que cuerpos más visibles, hizo emerger las dificultades. Así, por ejemplo, resultó una tarea ardua elaborar unas tablas lunares que per­ mitieran establecer la longitud. En efecto, se requería un conjunto de predic­ ciones muy completas durante un año en un observatorio situado en el lugar de longitud cero a fin de poder compararlas con las observadas posteriormente en el punto en el que se deseaba conocer esa magnitud. La segunda solución era todavía más inasequible debido a la enorme impre­ cisión de los relojes mecánicos construidos en el Renacimiento. Resultaba, en efecto, que el reloj que sirviera de pauta no podría ser trasladado, a no ser que el ritmo de sus atrasos y adelantos se hubiera analizado en el lugar de referen­ cia y se pudiera ajustar en el de origen. Además, las fricciones de las piezas, su desgaste, la acción de los climas diferentes, la variación del grado de humedad y temperatura, etc., hacían prácticamente imposible prever cuál sería su com­ portamiento a lo largo de un viaje. Si a ello se añade el movimiento de las carre­ tas en tierra firme y el balanceo de los navios, especialmente en las tormentas, se comprende la escasa confianza que los viajeros de la época depositaron en los relojes como instrumentos útiles a la determinación de la longitud. 96

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De esta manera, en el siglo XVI y, sobre todo, durante los siglos XVII y XVIII, el tema involucró a astrónomos y relojeros. Dada su relevancia política ya seña­ lada, el afán de las monarquías por contribuir a su resolución fue máximo. De ahí que especialmente aquéllas con intereses en la navegación convocaran pre­ mios para estimular a los estudiosos a abordarlo. Es el caso de la corte de Madrid, primera potencia deseosa de atravesar el Pacífico y de localizar con precisión tierras insulares. En 1567 Felipe II ofreció, en efecto, un premio, si bien fue su hijo el que, al revalidarlo con una dotación de 2.000 ducados más 1.000 ducados suplementarios para gastos, provocó una avalancha de pro­ puestas que desbordó la capacidad de analizarlas por parte de la corte real. El propio Galileo remitió una de ellas, que tampoco fue tenida en cuenta, a pesar de la insistencia de su autor en la bondad del método por él elegido. En concreto, la solución galileana se enmarcaba dentro de las astronómi­ cas, ya que en el fondo era una modificación de la de Híparco. La ¡dea estri­ baba en tomar como referencia las lunas de Júpiter observadas por el propio Galileo mediante telescopio y descritas en el Sidereus Nuncíus. Puesto que éstas desaparecían y reaparecían con suficiente frecuencia, podían ser elegidas como ese fenómeno astronómico independiente del movimiento terrestre que sir­ viera de reloj astronómico absoluto, cosa que difícilmente eran los esporádi­ cos eclipses de Luna. Se trataría entonces de observar con suficiente precisión las mencionadas lunas o satélites de Júpiter a fin de elaborar unas efemérides que pudieran ser usadas por los que desearan determinar la longitud de un punto sin más que medir la diferencia que transcurría entre el tiempo local y el que marcaban dichas efemérides. Si se aceptaba que la hora de tiempo equivalía 15° de longitud (el cociente que resulta de dividir los 360° de un giro completo de la Tierra entre las 24 h de la duración de un día), la propuesta de Galileo podía ser considerada razo­ nable con tal de que se dispusiera de un procedimiento que permitiera asegu­ rar la adecuada observación de Júpiter y sus satélites. Se requería así, además de estar adiestrado en el uso del telescopio, ser conocedor de una forma pre­ cisa de medir el tiempo, y concretamente el tiempo local, por medio de un reloj que hubiera sido ajustado en el lugar de la medición, no el tiempo ver­ dadero del que daban razón las efemérides (consistentes, según las estimacio­ nes de este autor, en unos mil eclipses anuales previsibles). La contribución de Galileo era prometedora y, en caso de haberse estu­ diado con atención, podía haber obtenido resultados adecuados a pesar de no tener solucionado el problema de la medición de los intervalos temporales entre los eclipses de los satélites jupiterinos. Sin embargo, la corte de Madrid

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ni compensó la propuesta de aquél ni la trató de poner en práctica. Las razo­ nes seguramente son múltiples, y van desde los prejuicios hacia la teoría galileana o la falta de diligencia de los que actuaban como corresponsales suyos, hasta las dificultades mencionadas en el cómputo del tiempo o la falta de teles­ copios en cantidad o calidad. Piénsese, por ejemplo, que la observación teles­ cópica en el mar era impracticable con un anteojo de apertura tan escasa como el galileano, debido al cabeceo del barco. Aparte del caso español, tampoco otros Gobiernos de la época interesados en el fomento de la navegación, como los Países Bajos, atendieron al método galileano de determinación de la longitud (aunque al menos ellos le agrade­ cieron el trabajo realizado). Así, en principio cayó en el olvido hasta que fue retomado tan sólo una década después de la muerte del filósofo italiano, según se verá más adelante. En todo caso, si la monarquía española fue la primera en convocar un pre­ mio con el fin indicado, otros muchos países europeos (Inglaterra y Francia entre ellos) hicieron llamamientos semejantes. A modo de ejemplo puede citar­ se la iniciativa del cardenal Richelieu, hombre fuerte bajo el reinado de Luis XIII, en el sentido de formar una comisión para analizar el método ideado en 1634 por Jean Baptiste Morin, que una vez más consistía en el análisis del movimiento de la Luna. En 1643, dicha comisión, de la que formaban parte matemáticos como Blaise Pascal (1623-1662) o je a n Beaugrand (ca. 1595ca. 1640), estimó que Morin había refinado las observaciones del paralaje lunar lo suficiente como para merecer un premio de 2.000 libras francesas. Ésta es la situación en la que se hallaba el problema de la longitud a media­ dos del siglo XVII. En resumen, se conocían los dos tipos de soluciones más adecuadas, esto es, la que se basaba en observaciones astronómicas y la que precisaba del conocimiento permanente de la hora en un punto de referencia. Pero una y otra debían afrontar la misma dificultad consistente en disponer de buenos instrumentos con los que medir el tiempo.

2.4.3. Tiempo verdadero y tiempo local Ya en tiempos anteriores al Barroco era conocido que la medición del tiem­ po podía realizarse de dos formas diferentes. La más sencilla consistía en aten­ der al movimiento de los astros y especialmente al de aquel que parecía ofre­ cer mayor regularidad, el Sol. La construcción de relojes solares pretendía traducir esa periodicidad en un horario terrestre. El tiempo así medido fue 98

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denominado tiempo verdadero. Por otro lado, también desde antiguo se buscó la forma de construir artilugios que midieran lapsos de tiempo de la vida coti­ diana o tiempo local. Los relojes de arena y las clepsidras fueron aparatos de esta clase, que se ajustaban el día de los equinoccios. En tanto no se encon­ traron fenómenos terrestres con una periodicidad conocida y manipulable, no se pusieron ambos tiempos en una relación más estrecha. Pues bien, la cons­ trucción de relojes en los siglos XVI y XVII tuvo como objetivo establecer un puente entre uno y otro. En el fondo medir el tiempo no es sino medir algún fenómeno que tenga un ritmo regular. En la construcción de los primeros relojes mecánicos había de estar presente el deseo de hallar esa regularidad. Los relojeros renacentistas advirtieron la posibilidad de reproducir un orden rítmico y acompasado por medio de las propiedades elásticas de un material. Pero en ese caso el proble­ ma era hallar la forma de garantizar la permanencia de dicha elasticidad. Fue Christiaan Huygens, en 1656, el que dio el impulso definitivo a la construcción de relojes más precisos al basarse en una propiedad mecánica conocida (gracias a Galileo): la oscilación del péndulo. Así, este físico holan­ dés, del que se habló en el capítulo primero y que reaparecerá en el capítulo cuarto por diferentes motivos, logró perfeccionar estos instrumentos ai con­ jugar tradiciones artesanales con saber especulativo. El funcionamiento de un reloj de péndulo es relativamente sencillo en la medida en que los periodos de oscilación son independientes de la amplitud de oscilación (conforme ai prin­ cipio establecido por Galileo). Ello quiere decir que el tiempo de vaivén del péndulo sólo depende de la longitud de oscilación, y no del espacio recorrido entre sus dos posiciones extremas. Puesto que únicamente se detendrá por cau­ sas externas (rozamiento, resistencia del aire), este instrumento será el ade­ cuado para medir el tiempo si se logran neutralizar dichas causas externas. De ahí que el destino de un reloj de estas características fuera una caja hermética en la que se pudiera hacer el vacío y conjurar así la fricción del aire. En su obra Horologium Oscillatorium, de 1673, Huygens se propuso deter­ minar qué tipo de curva debería realizar el péndulo físico en su oscilación a fin de poder ser utilizado como base de un reloj. Puesto que es fundamental el isocronismo de las oscilaciones, será preciso hallar el tipo de curva que garan­ tice esa igualdad de los movimientos. Este físico puso de manifiesto que las oscilaciones circulares no son isócronas y que los puntos han de describir, en vez de un círculo, una curva denominada cicloide (trayectoria descrita por un punto de una circunferencia al rodar a lo largo de una línea recta), y concre­ tamente una cicloide tautocrona (curva por la cual un cuerpo llega a un punto

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final dado en el mismo tiempo independientemente de donde empezó en la curva). Así, Huygens concluyó que era necesario obtener una curva cicloide en la oscilación de un péndulo al intentar corregir los defectos de funcionamiento de estos aparatos. Comprobó que su isocronismo sólo se conseguía en oscila­ ciones muy cortas y, por tanto, lentas. Posteriormente se sabría que ello se debe a que, cuando la amplitud es pequeña, la trayectoria circular se parece mucho a la de una cicloide. Para conseguir, en cambio, amplitudes mayores, precisó forzar la oscilación interponiendo pequeños “clavos” a lo largo de la cuerda de suspensión del péndulo. La solución de Huygens fue brillante e ingeniosa desde el punto de vista matemático, pero no permitió resolver los problemas prácticos ligados a la fabricación de relojes. Si se situaba uno de estos instrumentos en una pared, podía funcionar con precisión en la medida en que no fuera ni tan siquiera tocado; pero, si era trasladado o instalado en un navio, entonces los movi­ mientos del transporte o el cabeceo de la nave lo convertían automáticamen­ te en un artefacto de escasa utilidad. Ello no impidió, sin embargo, que muchos filósofos de la época se sintieran fascinados ante estos nuevos instrumentos, hasta el punto de llegar a considerar el reloj como la metáfora más adecuada para describir el funcionamiento de los seres naturales. Sin ninguna duda, pro­ pició una imagen mecánica de la Naturaleza, de la que se hablará en capítulos posteriores. Desde la perspectiva que aquí nos ocupa, esto es, de los relojes en cuanto máquinas con movimiento uniforme destinadas a medir con exactitud el tiem­ po, conviene volver a la diferencia antes mencionada entre el tiempo local y el verdadero. Hasta el Barroco, este último siempre había sido establecido por procedimientos astronómicos, tomando el Sol o la Luna como cuerpos de refe­ rencia. Así, en la elaboración de calendarios se había optado entre el año solar o el lunar, pero en todo caso el tema era de la exclusiva competencia de los astrónomos. En cambio, la determinación del tiempo local siempre había exi­ gido una mayor presencia del quehacer artesanal, puesto que era imprescin­ dible la construcción de relojes de agua, como las clepsidras u otros. Dos tipos de hechos contribuyeron a un renovado interés por estudiar la relación entre los sistemas de medición de ambos tiempos. Por un lado, un mejor conocimiento del comportamiento de los cuerpos celestes puso de mani­ fiesto en ellos una mayor irregularidad y complicación de lo que se había ima­ ginado durante siglos. Por otro, el perfeccionamiento de los procedimientos mecánicos, y no astronómicos, de cómputo del tiempo hizo aconsejable tomarioo

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los en consideración. Según se ha visto, el descubrimiento de las leyes del pén­ dulo por Galileo y, sobre todo, su difusión y aplicación por Huygens pusieron de manifiesto que, al menos en teoría, se podía mejorar ia precisión de los relo­ jes tanto como para conjurar los efectos indeseados del rozamiento. Además, mientras que parecía conocerse el funcionamiento de un reloj mecánico, difí­ cilmente podía afirmarse que se había penetrado en el fundamento del movi­ miento solar, incluso una vez formulada la ley de gravitación universal. Todo ello, en definitiva, inducía a pensar que mediante un buen reloj de péndulo se podía medir el tiempo solar, y no al revés. O dicho de otro modo, la priori­ dad correspondería ahora a los relojeros, en vez de a los astrónomos. ¿Real­ mente era así? Hay que insistir en que la aplicación de la teoría pendular presentó más dificultades que su formulación misma, entre otras cosas porque el más exac­ to reloj de péndulo dejaba de serlo cuando se ponía junto a otro reloj de pén­ dulo. Así, por ejemplo, lo manifiesta Charles Bellair en una carta a Huygens de 659, que no deja de reflejar cierta preocupación.

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Permítame preguntarle si en Holanda, en los lugares donde hay varios relojes de péndulo, continúan mucho tiempo dando las horas al mismo tiempo. Tengo dos de ellos y he puesto otros dos relojes de péndulo junto a ellos. No he conseguido que funcionen simultáneamente más de cuatro días. Sin embargo, cuando los comparo con los relojes de sol no logro detec­ tar la diferencia incluso en una semana; pero la precisión del oído es mucho más sensible que la de la vista (citado por Landes, 1983: 121). Las palabras de Bellair son elocuentes. Parecería existir un conflicto entre astrónomos y relojeros, o acaso habría que decir entre astrónomos y físicos. El hecho, no obstante, es que ambos se necesitaban para hacer frente a proble­ mas como el de la determinación de la longitud, o también el de la medición de los tránsitos de los planetas delante del Sol. Nos hallamos ante uno de los casos históricamente más claros de colaboración, e incluso de fusión, no sólo de dos técnicas diferentes, sino también de dos comunidades con tradiciones opuestas. En efecto, mientras que los astrónomos eran herederos del espíritu geométrico característico de las artes liberales, los relojeros representaban el modo de hacer empírico y artesanal propio de las artes mecánicas. Al final del epígrafe anterior se indicaba que, a mediados del siglo XVII, los dos tipos de soluciones disponibles para resolver el problema de la determi­ nación de la longitud compartían una misma necesidad de encontrar la mane­

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ra más adecuada de medir con precisión el tiempo. Durante la segunda mitad de siglo se dieron importantes pasos en esa dirección gracias a las aportacio­ nes de Huygens, entre otros. En todo caso, de lo dicho se desprende la impo­ sibilidad de llegar a buen fin sin el trabajo conjunto de quienes trataban de computar el tiempo tomando el movimiento del Sol como referencia, los astró­ nomos, y quienes se esforzaban en construir adecuados artefactos como relo­ jes de péndulo, los relojeros. Si los primeros aspiraban a establecer la hora en un cierto momento y lugar, los segundos trataban de computar la duración de los lapsos de tiempo (horas, minutos, etc.). Finalizando el siglo, los astrónomos conocían mejor que nunca las dificulta­ des inherentes al uso de relojes solares, ya que dependían de factores como las con­ diciones atmosféricas, el ángulo de refracción o ¡a clase de superficie del reloj. Los relojeros, por su parte, debían afrontar las dificultades prácticas ligadas a la cons­ trucción y utilización de los relojes de péndulo. En resumen, puede, por tanto, afirmarse que el Barroco supuso en este tema un enorme progreso. El problema, sin embargo, seguiría abierto y exigiría ser continuado en el futuro.

2.4.4. La lon g itu d en tierra firm e y en e l m ar: los m apas celestes Dada la estrecha vinculación entre cuestiones celestes y terrestres en la determinación de la longitud, no es de extrañar que fueran los observatorios astronómicos fundados en la década de los setenta del siglo XVII los lugares en los que se llevaran a cabo los trabajos en cartografía terrestre. En ellos, por decirlo de una manera gráfica, telescopios y relojes, pese a pertenecer a familias muy diferentes de instrumentos, hubieron de operar en común a fin de resol­ ver las nuevas dificultades suscitadas por el estudio del cosmos. Éstos son pues los aparatos de observación y medida de los que habrían de proveerse los obser­ vatorios de París y Londres. En general, a esas alturas del siglo, no solían ser fabricados por los propios astrónomos, sino por físicos artesanos que recibían el encargo en función de las necesidades del observatorio en cuestión. La base de las tareas de estas ins­ tituciones era frecuentemente un telescopio instalado en el meridiano que veía pasar ante sí todo el cielo y permitía fijar la posición de los astros. El reloj, por su parte, servía para medir el intervalo de tiempo que mediaba entre el paso de unos cuerpos celestes y otros. Esta alianza de telescopio y reloj se puso por primera vez de manifiesto en el observatorio de París en la época de su primer director, Giovanni Domeni102

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co Cassini. Su nombramiento se debió al prestigio que le había proporciona­ do la publicación de sus Ephemerides, de 1668, relativas a los satélites de Júpi­ ter. Pues bien, fue la combinación del conocimiento astronómico contenido en esta obra de Cassini (en especial, referido a los eclipses de estos satélites) junto con el uso de relojes de péndulo construidos por Huygens (miembro fundador de la academia parisina), lo que permitió determinar por primera vez la longitud de las principales ciudades francesas y dibujar un mapa sufi­ cientemente preciso del reino francés. En el fondo, lo que Cassini hizo fue poner en práctica el método de Galileo expuesto en el epígrafe 2.4.2, si bien auxiliado por instrumentos mucho más exactos de medición del tiempo dise­ ñados por Huygens. Lo interesante es que su modo de proceder era aplicable a cualquier lugar de la Tierra donde se pudieran realizar observaciones astro­ nómicas precisas y donde los péndulos no estuvieran sometidos a movimien­ tos que los desajustaran. Los beneficios de tal empresa astronómico-cartográfica se extendieron a otros ámbitos. En este sentido no puede dejar de mencionarse el papel juga­ do por los estudios de Cassini en el establecimiento de una velocidadfinita de la luz por parte del astrónomo danés Olaus Romer (1644-1710) en 1675. Puesto que aquél había hallado los periodos de revolución de los satélites de Júpiter, se podía predecir cuándo serían eclipsados u ocultados a la observa­ ción desde la Tierra al interponerse el planeta. Romer advirtió que el momen­ to en que estos eclipses tenían lugar dependía de la posición relativa de Júpi­ ter y de la propia Tierra, ya que se observaban tanto más temprano cuanto más próximos estaban ambos planetas, y tanto más tarde cuanto mayor era la distancia que los separaba. Esta diferencia tenía que deberse al tiempo emplea­ do por la luz en recorrer el diámetro de la órbita terrestre. Pero, si la luz emplea tiempo en desplazarse, ello quería decir, en contra de lo que la mayoría había pensado desde la Antigüedad, que su velocidad no es instantánea, aunque sí muy elevada. Esto último supone una dificultad a la posibilidad de medirla, a pesar de lo cual Romer estimó dicha velocidad en 227.000 km/s, cifra que no se aleja en exceso de los casi 300.000 km/s que hoy se admite como valor de la constante c. En todo caso, hay que tener en cuenta que para hallar la velo­ cidad de la luz es necesario conocer al tamaño del sistema solar, algo que enton­ ces no pasaba de ser una buena conjetura. El método de Cassini de determinación de longitudes era aplicable en tie­ rra firme. Sin embargo, seguía pendiente este asunto en el mar. Calcular la posición de un navio en alta mar o conocer desde éste la localización de un punto concreto de la costa (o de una isla en la que realizar las aguadas o con­ 103

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seguir alimentos frescos) exigía investigar también esta cuestión. Aunque la observación y predicción de los eclipses de los satélites de Júpiter suscitaron grandes esperanzas, ello no supuso un gran avance en las mediciones marinas. No obstante, a pesar de que este problema tardaría en resolverse, aglutinó gran­ des esfuerzos que redundaron en un mejor conocimiento del universo estelar. Para analizar esta cuestión hemos de trasladarnos de París a Londres. En efecto, ya se ha comentado que la construcción del Observatorio de Greenwich estuvo muy ligada a la necesidad de mejorar los procedimientos de nave­ gación, lo cual equivalía a encontrar un método fiable de determinación de la longitud en el mar. La tarea fue encomendada al astrónomo de la corte res­ ponsable del observatorio, John Flamsteed (1646-1719), de quien habrá oca­ sión de volver a hablar en el capítulo quinto a propósito de sus difíciles rela­ ciones con Isaac Newton. En su opinión, dicha tarea no podía ser abordada con éxito si previamente no se lograba perfeccionar y completar los mapas celestes que existían hasta entonces. Emprendió así la fatigosa empresa de ela­ borar las tablas o catálogos de estrellas más exactos que fuera posible, a la cual dedicó nada menos que cuarenta años de su vida. Dada la importancia de estos mapas estelares, no sólo para resolver los pro­ blemas cartográficos que nos ocupan, sino para el desarrollo general de la astro­ nomía a partir de la segunda mitad del siglo XVII, merece la pena exponer siquiera someramente el modo como se construían. En primer lugar, convie­ ne considerar algo ya analizado en detalle en el volumen primero de esta obra (cap. , epígrafe . ), y que se refiere al aspecto que presenta el cielo en una noche estrellada a la mirada de un astrónomo (o de cualquiera interesado en su contemplación). De entrada hay que decir que las estrellas parecen puntos luminosos que se distribuyen por la parte interior de una sección esférica; de ahí que se hable de la “bóveda” celeste. El observador, por su parte, se halla en la vertical del diámetro de esa bóveda o esfera. Asimismo se observa que las estrellas se desplazan en conjunto hacia el oes­ te, manteniendo sus distancias relativas, de modo tal que noche tras noche se ven casi en el mismo lugar. Podría interpretarse entonces que la esfera estelar realiza una rotación diaria de 3 6 0 ° (en términos heliocéntricos ese movimiento aparente se debe a la rotación de la Tierra hacia el este). Si se levanta un diá­ metro que atraviese la Tierra por los polos y se prolonga hasta hacerlo llegar a la bóveda celeste, se tendrá el eje de giro aparente de las estrellas, cuyos extre­ mos serán el polo Norte y Sur celestes. Según se comentó en el epígrafe 2.2, los antiguos consideraron que la estrella que se halla en el punto en el que el extremo norte del eje de giro corta a la esfera, se encuentra en reposo y la deno­

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minaron estrella Polar (hoy se sabe que ese punto de corte no coincide geo­ métricamente con dicha estrella, aunque está muy próximo a ella). Por otro lado, es claro que la esfera del cielo tendrá su correspondiente cír­ culo máximo perpendicular a dicho eje, que será el ecuador celeste, mientras que los círculos máximos perpendiculares al ecuador y que pasan por la estre­ lla Polar serán los meridianos celestes. Sobre el fondo de las estrellas es posible trazar la eclíptica o círculo inclinado 23,5° con respecto al ecuador celeste, que marca el recorrido aparente del Sol a lo largo de un año sobre el fondo de la estrellas zodiacales. Ambos círculos máximos (el ecuador celeste y la eclíptica) se cortan en dos puntos que se denominan equinoccios y que corresponden a los lugares en los que el Sol pasa por el ecuador celeste (figura 2.8). Com o se sabe, indican el comienzo de la primavera y del otoño.

Pues bien, el caso es que para situar una estrella en el cielo se requiere la misma información que para localizar un punto en la superficie de la Tierra. SÍ en el caso del globo terráqueo se necesitan dos magnitudes denominadas longitud y latitud, cuando se trata de estrellas, también habrá que proporcio­ nar dos coordenadas curvas a fin de poder determinar su posición. Las dos magnitudes celestes, dadas por dos segmentos de círculos máximos, son las

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denominadas declinación y ascensión recta. La primera de ellas consiste en la distancia de un astro al ecuador celeste. Equivale, por tanto, a la latitud terres­ tre y se mide en grados del meridiano que pasa por los dos polos. Será decli­ nación positiva si se establece en el hemisferio norte celeste, y negativa si corres­ ponde al hemisferio sur. En cuanto a la ascensión recta, se trata de un arco del ecuador medido en grados desde un origen de coordenadas (que habitualmente corresponde al punto equinoccial de primavera) hasta el meridiano de un astro. En este caso es el equivalente de la longitud terrestre. Es posible calcular con comodidad esta segunda magnitud si se dispone de una buena forma de medir el tiempo. Puesto que aparentemente la esfera celeste gira 360° en un día, quiere decirse que recorre 15° por hora (en reali­ dad la que avanza es la Tierra). Bastará, pues, con fijar un punto de observa­ ción y medir el tiempo que transcurre desde que pasa el equinoccio hasta que llega la estrella cuya ascensión recta se pretende determinar. La bóveda celes­ te es, en consecuencia, un magnífico reloj diario. Si además se dispone de una forma adecuada de medir el tiempo intermedio, es decir, el inferior al día, el conocimiento exacto de la ascensión recta de un astro consistirá en una sen­ cilla operación aritmética. Com o se ve, una y otra magnitud son ecuatoriales y dependen del tiempo, algo, por otra parte, lógico, puesto que se miden en función del giro de la Tierra sobre sí misma. Así, provistos de uno de estos sistemas de coordenadas se podrá construir un mapa de estrellas, es decir, una descripción de los puntos luminosos fijos que se observan en los cielos. Si hacen honor a su nombre y efectivamente son fijos, se dispondrá de un entramado de términos