Astronomia com Galileu e Newton

As lentes e suas propriedades de concentrar os raios luminosos eram conhecidas desde muito. Só em fins do século XVI, no entanto, passaram a ser encaixadas em dispositivos ópticos que permitissem ampliar o tamanho aparente dos objetos observados. O telescópio expandiu-se rapidamente por toda a Europa, mas foi Galileu Galilei quem pela primeira vez o apontou para o céu como instrumento de observação astronômica. Espírito clássico, astrônomo, matemático, pai da física e da mecânica, Galileu contemplou a Via Láctea em suas verdadeiras dimensões: "uma massa de inumeráveis estrelas", como ele próprio disse. Descobriu também os satélites de Júpiter e detectou as fases de Vênus, a rotação e as manchas do Sol, as crateras e montanhas da Lua. Em 1610 tornou públicas as suas observações em Siderius nuncius (Mensageiro celeste) e, no Dialogo sopra i due massimi sistemi del mondo, ptolemaico e copernicano (1632; Diálogo sobre os principais sistemas do mundo, o ptolomaico e o copernicano), endossou a teoria do astrônomo polonês, já que tudo levava a crer que a Terra girasse ao redor de si mesma e do Sol. Os postulados de Galileu, que ainda em seu tempo foram censurados e acarretaram ao autor severa repressão por parte da igreja, constituíram uma base sólida para o desenvolvimento de deduções subseqüentes, tanto na física como na astronomia.

Aristóteles acreditava que um objeto só se desloca enquanto se mantém a força que o impele, e que, se o objeto perde o contato com ela, seu movimento cessa. Os fatos experimentais registrados até o século XVI pareciam confirmar a invalidez dessa tese, que se mostrava ainda mais inadequada com respeito aos astros. A mecânica medieval sustentava que a ação de uma causa incorpórea sobre todo corpo em movimento incorporava-se a este e o tirava de seu repouso espontâneo. Galileu inverteu o pressuposto aristotélico de que o estado natural de todo corpo é a inércia. Suas experiências sobre a queda livre mostraram-lhe que os corpos mantêm naturalmente seu movimento enquanto uma outra força não os detenha e, além disso, caem cada vez mais depressa. Possuem, pois, uma aceleração, que faz com que a distância da queda s varie segundo o quadrado do tempo t empregado. Esse postulado é expresso na fórmula s=t2.

Assim enunciado, o princípio da inércia permitiu a Galileu descartar a antiga objeção ptolomaica segundo a qual, se a Terra se movesse, as coisas lançadas para cima não cairiam no mesmo lugar, como acontece. Ao contrário, os corpos em movimento tendem a manter-se em tal estado e participam, por isso, do deslocamento do planeta. Essa última contribuição de Galileu completou-se com as reflexões de Descartes, que, na busca de um sistema capaz de unificar os conhecimentos humanos de seu tempo, formulou o princípio da inércia tal como modernamente é conhecido. Os termos de sua definição determinaram que todo corpo opõe uma força de inércia ao movimento, mas depois continua a se deslocar devido à inércia. Esses novos conceitos suscitaram uma polêmica apaixonada no século XVII.

A síntese da renovação das teorias astronômicas concretizou-se na obra de Isaac Newton, que haveria de encontrar, para o problema do movimento, uma formulação matemática que se podia aplicar a qualquer corpo físico, inclusive aos astros. Sua contribuição foi enfeixada em três leis. Pela primeira, os corpos tendem a permanecer em determinado estado: quando se acham imóveis, continuam assim até que uma força atue sobre eles; se, ao contrário, se movem, o deslocamento prossegue em linha reta até que outra força os detenha. A segunda lei de Newton afirma que, caso se produza uma modificação no movimento de um corpo, a alteração é proporcional à força que o provoca e se efetua em linha reta em relação a ela. A terceira lei assegura que a toda ação sempre se opõe uma reação igual e contrária. As forças que dois corpos exercem um sobre o outro, conseqüentemente, são análogas.

Livres de sua própria força, no entanto, os planetas se deslocariam em linha reta e, desse modo, o giro ao redor do Sol devia estabelecer-se, segundo Newton, por existir uma atração (a gravitação) a que os corpos celestes opõem sua inércia. Newton expressou algebricamente esse princípio de gravitação e demonstrou que dois pontos materiais cujas massas são m e m', separados por uma distância d, exercem um sobre o outro uma força de atração f, cuja direção é a da reta que os une e cujo valor é

onde k é uma constante. Com a publicação de Philosophiae naturalis principia mathematicae (1687; Princípios matemáticos da filosofia natural), difundiu-se a lei da gravitação universal, que permitiu entender que os planetas traçam órbitas elípticas, uma vez que sobre eles não atua apenas a gravitação do Sol, mas também a dos outros planetas.

Veja também:
Astronomia na Idade Média e no Islã
Astronomia no Brasil
Astronomia no Renascimento
Astronomia nos Séculos XVIII, XIX e XX
Instrumental e Metodologia
     
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