Diferenzas entre revisións de «Revolución copernicana»

A '''revolución copernicana''' ou '''revolución de Copérnico''' é o nome co que adoita coñecerse a [[revolución científica]] que se produciu en [[Europa Occidental]], representada na [[astronomía]] polo paso do tradicional ''sistema ptolemaicotolemaico'' [[xeocentrismo|xeocéntrico]] (herdanza clásica adaptada e conservada polo pensamento cristián medieval) ao innovador ''sistema copernicano'' [[heliocentrismo|heliocéntrico]], iniciada no [[século XVI]] por [[Nicolao Copérnico]] (cuxa obra ''De Revolutionibus'', non alude ao actual e usual concepto de [[revolución]], senón ao de [[ciclo]] ou traxectoria [[círculo|circular]] <ref>Como a do xiro do eixe dun motor, por exemplo: 3000 rpm —revolucións por minuto—.</ref> dos corpos celestes) e culminada no [[século XVII]] por [[Isaac Newton]], tras pasar por [[Galileo]]. En gran parte, como consecuencia desta revolución (no sentido de ''cambio profundo e brusco''), o panorama intelectual de finais do século XVII e comezos do XVIII considera a ''crise da conciencia europea'' e abrirá o [[século XVIII]] como o ''Século das Luces'' ou da [[Ilustración]].

Galileo albiscou que, en gran parte, as dificultades para comprender o movemento [[planeta]]rio estaban causadas polo [[xeocentrismo|modelo xeocéntrico]], e que tales dificultades desaparecían aceptando o [[heliocentrismo|modelo heliocéntrico]] proposto por Copérnico. En relación co estudo das traxectorias planetarias, en particular a de [[Marte (planeta)|Marte]], sabíase que no [[século XVI]] non existía concordancia entre o que se podía predicir cos instrumentos de [[Claudio Tolomeo|Tolomeo]] e as verdadeiras traxectorias observadas no ceo. Os ptolemaicostolemaicos supoñían que cada planeta xiraba ao redor dunha circunferencia ([[epiciclo]]), cuxo centro, á súa vez, describía outra circunferencia ([[deferente]]) centrada na Terra. O astrónomo danés [[Tycho Brahe]], a mediados do século XVI, demostrou que a teoría fallaba e realizou novas e máis precisas observacións planetarias. Presentáronse entón dúas opcións: admitir, como o fixera antes Copérnico e logo Galileo e Kepler, que estaba fallando a teoría xeocéntrica, ou ben que as hipóteses auxiliares acerca do número e tamaño de epiciclos e outros recursos para a explicación eran insuficientes. Os ptolemaicostolemaicos adoptaran esta última postura durante moitos séculos até que Kepler puido explicar o que sucedía asignando a cada planeta unha única traxectoria elíptica ao redor do Sol. Desta maneira Kepler formulou as súas [[Leis de Kepler|leis do movemento planetario]].