Nicolás Copérnico. (Al principio, quizás por miedo a ser tildado de hereje por su
propia iglesia, Copérnico hizo circular su modelo de forma anónima.) Su idea era
que el Sol estaba estacionario en el centro y que la Tierra y los planetas se movían
en órbitas circulares a su alrededor. Pasó casi un siglo antes de que su idea fuera
tomada verdaderamente en serio. Entonces dos astrónomos, el alemán Johannes
Kepler y el italiano Galileo Galilei, empezaron a apoyar públicamente la teoría
copernicana, a pesar de que las órbitas que predecía no se ajustaban fielmente a las
observadas. El golpe mortal a la teoría aristotélico/ptolemaica llegó en 1609. En
ese año, Galileo comenzó a observar el cielo nocturno con un telescopio, que
acababa de inventar. Cuando miró al planeta Júpiter, Galileo encontró que éste
estaba acompañado por varios pequeños satélites o lunas que giraban a su
alrededor. Esto implicaba que no todo tenia que girar directamente alrededor de la
Tierra, como Aristóteles y Ptolomeo habían supuesto. (Aún era posible, desde luego,
creer que las lunas de Júpiter se movían en caminos extremadamente complicados
alrededor de la T'ierra, aunque daban la impresión de girar en torno a Júpiter. Sin
embargo, la teoría de Copérnico era mucho más simple.) Al mismo tiempo,
Johannes Kepler había modificado la teoría de Copérnico, sugiriendo que los
planetas no se movían en círculos, sino en elipses (una elipse es un círculo
alargado). Las predicciones se ajustaban ahora finalmente a las observaciones.
Desde el punto de vista de Kepler, las órbitas elípticas constituían meramente una
hipótesis ad hoc, y, de hecho, una hipótesis bastante desagradable, ya que las
elipses eran claramente menos perfectas que los círculos. Kepler, al descubrir casi
por accidente que las órbitas elípticas se ajustaban bien a las observaciones, no
pudo reconciliarlas con su idea de que los planetas estaban concebidos para girar
alrededor del Sol atraídos por fuerzas magnéticas. Una explicación coherente sólo
fue proporcionada mucho más tarde, en 1687, cuando sir Isaac Newton publicó su
Philosophiae Naturalis Principia Mathematica, probablemente la obra más
importante publicada en las ciencias físicas en todos los tiempos. En ella, Newton
no sólo presentó una teoría de cómo se mueven los cuerpos en el espacio y en el
tiempo, sino que también desarrolló las complicadas matemáticas necesarias para
analizar esos movimientos. Además, Newton postuló una ley de la gravitación
universal, de acuerdo con la cual cada cuerpo en el universo era atraído por cualquier
otro cuerpo con una fuerza que era tanto mayor cuanto más masivos fueran los
cuerpos y cuanto más cerca estuvieran el uno del otro. Era esta misma fuerza la que
hacía que los objetos cayeran al suelo. (La historia de que Newton fue inspirado por
una manzana que cayó sobre su cabeza es casi seguro apócrifa. Todo lo que
Newton mismo llegó a decir fue que la idea de la gravedad le vino cuando estaba
sentado «en disposición contemplativa», de la que «únicamente le distrajo la caída
de una manzana».) Newton pasó luego a mostrar que, de acuerdo con su ley, la
gravedad es la causa de que la Luna se mueva en una órbita elíptica alrededor de la
Tierra, y de que la Tierra y los planetas sigan caminos elípticos alrededor del Sol.
El modelo copernicano se despojó de las esferas celestiales de Ptolomeo y, con
ellas, de la idea de que el universo tiene una frontera natural. Ya que las «estrellas
fijas» no parecían cambiar sus posiciones, aparte de una rotación a través del cielo
causada por el giro de la Tierra sobre su eje, llegó a ser natural suponer que las
estrellas fijas eran objetos como nuestro Sol, pero mucho más lejanos.
Newton comprendió que, de acuerdo con su teoría de la gravedad, las estrellas
deberían atraerse unas a otras, de forma que no parecía posible que pudieran
permanecer esencialmente en reposo. ¿No llegaría un determinado momento en el
que todas ellas se aglutinarían? En 1691, en una carta a Richard Bentley, otro
destacado pensador de su época, Newton argumentaba que esto verdaderamente
sucedería si sólo hubiera un número finito de estrellas distribuidas en una región
finita del espacio. Pero razonaba que si, por el contrario, hubiera un número infinito
de estrellas, distribuidas más o menos uniformemente sobre un espacio infinito, ello
no sucedería, porque no habría ningún punto central donde aglutinarse.
Este argumento es un ejemplo del tipo de dificultad que uno puede encontrar cuando
se discute acerca del infinito. En un universo infinito, cada punto puede ser
considerado como el centro, ya que todo punto tiene un número infinito de estrellas a
cada lado. La aproximación correcta, que sólo fue descubierta mucho más tarde, es
considerar primero una situación finita, en la que las estrellas tenderían a aglutinarse,
y preguntarse después cómo cambia la situación cuando uno añade más estrellas
uniformemente distribuidas fuera de la región considerada. De acuerdo con la ley de
Newton, las estrellas extra no producirían, en general, ningún cambio sobre las
estrellas originales, que por lo tanto continuarían aglutinándose con la misma
rapidez. Podemos añadir tantas estrellas como queramos, que a pesar de ello las
estrellas originales seguirán juntándose indefinidamente. Esto nos asegura que es
imposible tener un modelo estático e infinito del universo, en el que la gravedad sea
siempre atractiva.
Un dato interesante sobre la corriente general del pensamiento anterior al siglo xx es
que nadie hubiera sugerido que el universo se estuviera expandiendo o contrayendo.
Era generalmente aceptado que el universo, o bien había existido por siempre en un
estado inmóvil, o bien había sido creado, más o menos como lo observamos hoy, en
un determinado tiempo pasado finito. En parte, esto puede deberse a la tendencia
que tenemos las personas a creer en verdades eternas, tanto como al consuelo que
nos proporciona la creencia de que, aunque podamos envejecer y morir, el universo
permanece eterno e inmóvil.
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