El sistema heliocéntrico
En los 1800 años que siguieron a Hiparco de Nicea, no progresaron los conocimientos sobre las dimensiones del universo. Probablemente esto fuese debido a que los griegos consideraban a la Tierra como el centro del universo, con la Luna, los planetas y las estrellas girando alrededor de la Tierra (sistema geocéntrico).
Fue el astrónomo polaco Nicolás Copérnico, quien sugirió que no era la Tierra, sino el Sol, lo que constituía el centro del universo, esto es, un sistema solar.
En realidad, fue Aristarco de Samos, diecinueve siglos antes, quien sugirió esta idea, pero fue rechazada de plano en su época.
Nació así el sistema heliocéntrico, de forma que la Tierra y el resto de los planetas giraban alrededor del Sol, y todo esto se movía a través del espacio sin que el hombre se diese cuenta de ello. Los planetas pasaron de ser siete a seis, ya que la Luna dejó de ser planeta y de girar alrededor del Sol, para hacerlo alrededor de la Tierra y pasar así a llamarse satélite. El Sol también dejó de ser planeta para constituir un centro inmóvil.
De modo que el sistema copernicano empezó a abrirse paso en la astronomía del momento, ya que se había comprobado que la teoría geocéntrica presentaba muchísimos defectos. El sistema heliocéntrico dio resultados más precisos y simplificó las matemáticas, pero Copérnico pensaba que las órbitas de los planetas eran circunferencias perfectas, por lo que los problemas continuaban.
No fue hasta 1609 que se estableciera por fin un modelo exacto. Johannes Kepler, astrónomo alemán, estudió las observaciones que Tycho Brahe, astrónomo danés, realizó sobre la posición de Marte. De esta forma, Kepler descubrió que la única figura geométrica que concordaba con las observaciones de Brahe era la elipse, demostrando que el Sol se encontraba en uno de los focos de la órbita de Marte.
Más adelante se comprobó que este descubrimiento servía para todos los planetas, y también para la Luna.
Kepler concluyó que la distancia media entre uno cualquiera de los planetas y el Sol guardaba una relación matemática muy sencilla con el tiempo que ese planeta tardaba en dar una vuelta completa alrededor del Sol. Calcular el tiempo que el planeta tardaba en describir una vuelta completa alrededor del Sol no era difícil y, comparando unos con otros, era sencillo calcular la distancia de cada planeta.
De esta forma se pudo hacer un modelo muy preciso del sistema solar. Pero había un inconveniente: de esta forma tampoco se podía especificar a qué distancia exacta del Sol se encontraba cada planeta. Comparando el tiempo de revolución de los planetas, como mucho, podía decirse que un planeta se encontraba dos veces más lejos del Sol que otro, por ejemplo. Se había encontrado el modelo, pero faltaba la escala sobre la que estaba construido ese modelo. Aún así, el modelo dio muchas ideas sobre el tamaño del sistema solar: ya se sabía que Saturno, el planeta más alejado de los conocidos por los griegos y por Kepler mismo, se encontraba diez veces más lejos del Sol que la Tierra.
Si se pudiese calcular la distancia entre la Tierra y cualquier planeta, se encontraría la escala y podría calcularse así la distancia de todos los planetas. Era necesario, pues, calcular correctamente una distancia planetaria.
