La Mecánica de Newton

La
Mecánica
de
Newton
La Mecánica de Newton
Recordando la pluma de un agudo pensador, del árbol de la vida de Tycho Brahe no habría
caído la manzana de Newton. Kepler, y esto le confiere señalada jerarquía en su hazaña en
busca de una imagen cósmica más realista, puso las cosas en su lugar en lo referente al
sistema solar, pero las ideas y concepciones sobre todo el universo seguían siendo todavía
vagas y contradictorias. Todos los astrónomos, pensadores y hombres de ciencia que vivieron
en el medio siglo comprendido entre los «Diálogos» de Galileo y la «Principia» de Newton, se
resistían al movimiento de la Tierra y se sentían acobardados por las ideas dogmáticas y
confesionales prevalecientes durante la Edad Media.
Pero un hombre, sin abandonar sus propias creencias religiosas,
con su genial posición tiene una trascendencia y un inigualado
significado dentro del proceso que se inicia en la humanidad para
esclarecer las ideas cosmológicas y de la configuración del
universo. Nos referimos a Isaac Newton que con su genio
provocó el derrumbe definitivo de las antiguas concepciones y
abrió las puertas para que la mente del hombre, hasta entonces
aprisionada por las enmohecidas rejas del escolasticismo, volara
libre de toda traba. Newton elevó la universalidad de las leyes
físicas a su máxima expresión. Sobre su mecánica racional se
tuvieron que afirmar los avances científicos y tecnológicos de los
siglos XVIII y XIX y aun gran parte de los de nuestra centuria.
Isaac Newton es el más grande de los astrónomos ingleses;. se
destacó también como gran físico y matemático. Fue en realidad un genio al cual debemos el
descubrimiento de la ley de gravitación universal, que es una de las piedras angulares de la
ciencia moderna. Fue uno de los inventores del cálculo diferencial e integral. Estableció las leyes
de la mecánica clásica, y partiendo de la ley de gravitación universal dedujo las leyes de Kepler
en forma más general. Logró construir el primer telescopio de reflexión. También son
importantes sus contribuciones al estudio de la luz. Sus obras más importantes publicadas son
la «Óptica», en la que explica sus teorías sobre la luz, y la obra monumental «Philosophiae
Naturalis Principia Mathematica», comunmente conocida como «Principia», en la cual expone los
fundamentos matemáticos del universo.
En su obra «Principia» (1687), aplica por igual su nueva ley de gravedad a los arcos descritos
por las balas de cañón, a las órbitas de los satélites y planetas y a las trayectorias de los
cometas, calculando sus posibles rutas en forma detallada. Pero este genio era también un
hombre de fe religiosa. Es así que, en las mismas «Principia», Newton describe al espacio a
semejanza al cuerpo de Dios: "El Dios Supremos es un Ser eterno, infinito, absolutamente
perfecto... Perdura eternamente y es omnipresente; y esta existencia eterna y omnipresencia
constituyen la duración y el espacio". Igualmente, Newton sostiene que "este bellísimo sistema
de Sol, planetas y cometas sólo podría provenir de la sabiduría y dominio de un Ser poderoso e
inteligente". Así, para Newton, el universo considerado como un todo, era estático. También
pensaba que el universo no podía estar expandiéndose o contrayéndose globalmente puesto
que, según él, tales movimientos requieren por necesidad de un centro, tal como una explosión
tiene su centro. Y la materia esparcida en un espacio infinito no define ningún centro. En
consecuencia, estudiando los hechos hacia el pasado, el cosmos debía ser estático; o sea,
terminó sustentando la tradición aristotélica de un cosmos sin alteración. Consignemos aquí
que, a fin de cuentas, la gracia que nos legó Aristóteles nos persiguió hasta fines de la década
de 1920, ya que sólo entonces, esa tradición, se empezó a cuestionar debido a las evidencias
observacionales.
Con la publicación de la «Principia» Isaac Newton entrega una herramienta fundamental para la
cosmología: la gravitación universal. Newton no abordó el problema cosmológico de una
manera directa, pero sí lo tocó en la correspondencia que sostuvo con el reverendo Richard
Bentley, quien estaba preocupado de demostrar la existencia de Dios mediante la ley de
gravitación universal. Para ello le pidió a Newton la aclaración de algunos puntos sobre su
teoría; le manifiesta que un universo finito, estático, sería inestable y colapsaría
gravitacionalmente hacia su centro. Esto se debe a que las estrellas del borde del universo
sentirían una fuerza neta que las obligaría a moverse hacia el centro. Así el universo se haría
más chico y más denso. La alternativa de un universo infinito también preocupaba a Bentley,
pues en ese caso la Tierra sería atraída en todas direcciones del universo con una fuerza
infinitamente grande y la suma de todas esas fuerzas debería ser nula; argumenta que la
atracción que el Sol ejerce sobre la Tierra pasaría inadvertida entre tantos infinitos y por ende
no le quedaba claro por qué la Tierra orbita alrededor del Sol y no camina simplemente en línea
recta como un cuerpo sobre el cual no hay fuerzas netas.
Newton estuvo de acuerdo con Bentley en los problemas de un universo finito y argumentó que
el universo debería ser infinito y que si la Tierra es atraída en todas direcciones con una fuerza
infinita la resultante es cero y si luego agregamos la fuerza atractiva del Sol, ella la hará girar a
su alrededor. Por último Bentley señala que un universo infinito podría estar en equilibrio, pero
sería inestable, pues al menor aumento de densidad las estrellas se atraerían más y se
juntarían más, haciendo que el aumento de densidad creciera. Newton tuvo que concordar con
Bentley en la inestabilidad del universo homogéneo e infinito.
Los cimientos de toda la obra de Newton sobre la gravitación fueron su comprensión del
movimiento, que expresaría finalmente como un conjunto de leyes:
Primera ley del movimiento de Newton:
Cada cuerpo persevera en su estado de reposo, o de movimiento uniforme en una
línea recta, a menos que sea compelido a cambiar este estado por una fuerza
ejercida sobre él.
Los proyectiles perseveran en sus movimientos, mientras no sean retardados por
la resistencia del aire, o impelidos hacia abajo por la fuerza de gravedad. Un
trompo, cuyas partes por su cohesión están perpetuamente alejadas de
movimientos rectilínios, no cesa en su rotación salvo que sea retardado por el
aire. Los grandes cuerpos de los planetas y cometas, encontrándose con menos
resistencia en espacios más libres, preservan sus movimientos, tanto progresivos
como circulares, por un tiempo mucho más largo.
Segunda ley del movimiento de Newton:
El cambio de movimiento es siempre proporcional a la fuerza motriz que se
imprime; y se efectúa en la dirección de la línea recta según la cual actúa la
fuerza. Newton nos legó una fórmula matemática para averiguar su trayectoria
cuando actúa esa u otra fuerza:
F = ma
Fuerza igual masa por aceleración. Si una fuerza cualquiera genera un
movimiento, una fuerza doble generará un movimiento doble, una fuerza triple un
movimiento triple, ya sea que la fuerza actúe enteramente y de una vez, o
gradualmente y sucesivamente. . .
Frente a la acción de una fuerza neta, un objeto experimenta una aceleración:
•
•
directamente proporcional a la fuerza neta
inversamente proporcional a la masa del objeto.
a = F/m
Recuerde, que
•
•
F es la fuerza neta
m es la masa en la cual actúa sobre ella la fuerza neta.
Es una herramienta poderosa para contestar con precisión preguntas como las
siguientes: ¿qué órbitas son posibles para planetas y cometas ante la atracción del Sol?
¿Qué curva describe en el aire el ombligo de un bañista que se tira a la piscina desde un
tablón? ¿Qué ángulo tiene que darle un futbolista a la pelota para que llegue lo más lejos
posible? O, si el Sol y su séquito de planetas giran a novecientos mil kilómetros por hora
en torno al centro de la galaxia, distante doscientos cuarenta mil billones de kilómetros,
¿cuál es la masa contenida en el interior?, etc. (Respuestas: las órbitas posibles son las
que se forman por la intersección de un plano con un cono: el círculo, la elipse y la
hipérbole; la curva del ombligo del bañista es una parábola; el ángulo es de 45 grados si
dejamos fuera el freno del aire; la masa es de unas cien mil millones de masas solares,
etc.)
Es, con la matemática de la segunda ley de Newton, que podemos calcular qué velocidad
hay que imprimirle a un cohete para que se escape de la Tierra y se quede por ahí dando
vueltas. Curiosamente, los cálculos que debemos realizar no dependen de la masa del
cohete. Cualquier objeto de cualquiera de los tres reinos, incluido en ello una nave
espacial, deben alcanzar la misma velocidad para escapar de las garras del planeta
madre: cuarenta mil doscientos ochenta y cuatro kilómetros por hora u once mil ciento
noventa kilómetros por segundo. Si es menos, el objeto vuelve a la Tierra. Si es más se
escapa para siempre. Claro está, que cualquiera de los objetos que logren escapar de la
atracción gravitatoria del planeta, perfectamente pueden ser capturados por la gravedad
de otro planeta o del mismo Sol. De hecho, estimando cuidadosamente la velocidad para
cada parte de la trayectoria a recorrer, gracias a lo que nos enseña esa famosa segunda
ley, ha sido posible enviar naves espaciales no tripuladas a Marte y posarse en la
superficie del planeta. Viajar por Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, como lo hicieron las
naves Voyager en 1977. O orbitar a Júpiter y sus satélites como actualmente lo hace la
Galileo.
Siempre aquí, salta la pregunta ¿y qué pasa con la luz? ¿puede escaparse? Aunque es un
tema, dado la focalización literaria de este trabajo, que debemos de tratar con algunos
detalles, aquí podemos señalar que la luz es distinta, se dice que no tiene masa, y por
tanto la segunda ley parece no funcionar. Si sabemos que escapa, pues si no fuese así,
profesionales como los astrónomos no tendrían trabajo, ya que no veríamos ni la Luna,
ni el Sol, ni cuerpo alguno en el espacio, serían puros agujeros negros. Pero es una
cuestión para no extenderse más aquí, ya que en el libro editado en esta misma
dirección «A Horcajadas en el Tiempo» se encuentra descrita en detalle. Por ahora,
sigamos con Newton y sus leyes.
Tercera ley del movimiento de Newton:
Esta tercera ley de Newton, también es conocida como de acción y reacción.
A cada acción se opone siempre una reacción igual: o las acciones mutuas de dos
cuerpos uno sobre el otro, son siempre iguales, y dirigidas en sentido contrario. ... .
En un sistema donde ninguna fuerzas externas están presente, cada fuerza de acción
son iguales y opuestas, adquiriendo velocidades inversas proporcionales a sus masas. Si
usted presiona una piedra con su dedo, el dedo también es presionado por la piedra... Si
un cuerpo golpea contra otro, y debido a su fuerza cambia el movimiento del otro
cuerpo, ese cuerpo también sufrirá un cambio igual, en su propio movimiento, hacia la
parte contraria. Los cambios ocasionados por estas acciones son iguales, no en las
velocidades sino en los movimientos de los cuerpos; es decir, si los cuerpos no son
estorbados por cualquier otro impedimento.
Fab = -Fba
Matemáticamente la tercera ley del movimiento de Newton suele expresarse como sigue:
F1 = F2'
donde F1 es la fuerza que actúa sobre el cuerpo 1 y F2' es la fuerza reactiva que actúa
sobre el cuerpo 2. En una aplicación combinada de la segunda y tercera ley de Newton
tenemos que:
m1 a1 = m2 a2'
donde los subíndices están referidos a los cuerpos 1 y 2.
Ejemplo: La fuerza de atracción F1 que ejerce la Tierra sobre un objeto en su superficie
es igual y opuesta a la fuerza de atracción F2 que emite el objeto. Ambos, la Tierra y
objeto se aceleran, pero como la masa de la Tierra es inmensamente mayor, la
aceleración de efecto que recibe es ínfima comparada con la que recepciona el objeto (su
masa comparativa es muy pequeña). A ello se debe la razón del por qué nosotros
podemos percibir la aceleración de un objeto que cae sobre la superficie de la Tierra, que
es de 980 centímetros por segundo al cuadrado (cm/s2); sin embargo, no detectamos la
aceleración de la Tierra, que es de aproximadamente sobre 1,5 x 10-21 cm/s2 para un
objeto de 90 kg. Solamente, cuando dos cuerpos comportan masas semejantes, como
un par de estrellas binarias, entonces nosotros fácilmente podemos observar la
aceleración de ambas masas.
LA LEY DE GRAVEDAD
La gravedad está definida por la ley de gravitación universal: Dos cuerpos se atraen con
una fuerza (F) directamente proporcional al producto de sus masas e inversamente
proporcional al cuadrado de la distancia que los separa.
Matemáticas de la ley de gravitación:
Si m1 es igual a la masa de un cuerpo y m2 corresponde a la masa de un segundo
cuerpo; d12 es la distancia entre los centros de ambos cuerpos; F la fuerza de
gravedad mutua entre ellos, y G la constante de gravedad, entonces la ley de
gravedad puede ser expresada matemáticamente de la siguiente forma:
F = Gm1m2 / d122
donde G es la constante de gravitación G = 6,67 x 10-8 g-1 . cm3 . s-2. Esta
constante gravitacional G, fue estimada por primera vez en el siglo XVIII por
Henry Cavendish (1731-1810). Aunque también se atribuye que el primer
científico que logró estimar la constante de gravedad fue Galileo, cuando realizó
el experimento de lanzar dos pelotas de diferentes masas desde la cúspide de la
Torre de Pisa, las cuales cayeron con una aceleración constante, pero es un
antecedente que no se encuentra confirmado.
Pero, para nuestros objetivos, señalemos que conocemos las razones por las
cuales las manzanas caen de los árboles hacia la tierra. Por la segunda ley del
movimiento, nosotros sabemos que un cuerpo de masa m que se encuentra
sometido a la atracción gravitatoria F de la Tierra experimenta una aceleración
hacia la superficie de la Tierra de g = F/m. Ahora, según la ley de gravedad, esta
fuerza es F = GmM/r, donde M es la masa de la Tierra y r es la distancia entre los
centros de lo dos cuerpos o el radio de la Tierra. Como conocemos el valor de G,
entonces tenemos:
mg = GmM/r2
o
g = GM/r2
donde la masa del cuerpo atraído ha sido anulada y su aceleración no depende de
ella, sino que solamente del cuerpo atrayente, en este caso la Tierra.
Ejemplo: La aceleración observada g de la superficie de la Tierra es 980 cm/s2;
por otra parte, conocemos el valor de la constante gravitatoria G, y el radio de la
Tierra es r = 6.38 x 108 cm; entonces, ahora podemos buscar el valor de la masa
de la Tierra reestructurando la ecuación anterior:
M = gr2/G
o
M = (980 cm/s2)(6.38 x 108 cm)2/(6.67 x 10-8 cm3/g.s2) = 5.98 x 1027 g
Conocida la masa de la Tierra, ahora podemos estimar su densidad, que es igual
a:
M / [4 /
3
(
) r3] = 5,5 g/cm.
Una expresión matemática simplificada y popular de la ley de la fuerza de
gravedad es la siguiente:
Así, si consideramos la fuerza entre el Sol y la Tierra
o La fuerza que ejerce el Sol sobre la Tierra es igual y opuesta a la
fuerza ejercida sobre el Sol por la Tierra.
o Si la masa de la Tierra fuera el doble, la fuerza sobre la Tierra sería
el doble.
o Si el Sol tuviera dos veces la masa actual, la fuerza que ejercería
sobre la tierra sería también el doble.
o Si la Tierra estuviera dos veces más alejada del Sol, la fuerza de
éste sobre la Tierra sería cuatro veces menor que la actual.
El significado de r :
o Si dos objetos son muy pequeños en comparación a la distancia en
que se encuentran el uno del otro, entonces la fuerza es dada por r
que corresponde a la distancia entre los dos objetos.
o Si un objeto es muy pequeño y el otro es simétricamente esférico,
se aplica la misma fórmula en que r viene siendo la distancia que
corre desde el objeto pequeño al centro del objeto mayor.
Esto es una consecuencia derivada del punto anterior.
Con esta ley del cuadrado inverso, Newton calculó el período de la órbita de la
Luna, usando valores generalmente aceptados para la fuerza de gravedad en la
superficie de la Tierra y para el radio de la Tierra. Su resultado, 29,3 días, distaba
mucho de la realidad; el período observado es de 27, 3 días. Cuestión que lo
desanimó, pero con factores más ajustados se pudo comprobar que la ley
operaba en rigor.
Es la famosa teoría de gravitación de Newton. Todo atrae a todo. Entre los
ejemplos que usa para ilustrar el poder de su teoría de gravitación, se encuentra
la primera explicación correcta de las mareas, ese subir y bajar de la inmensidad
del océano que dejó perplejos a tantos desde la antigüedad. Imaginó Newton un
canal con agua rodeando la Tierra, y demostró que bastaba la atracción de la
Luna sobre sus aguas para producir la característica doble oscilación diaria que se
observa en los grandes mares. Cuando el libro fue presentado al rey James II, Sir
Edmund Halley, gran admirador de Newton, acompañó una carta en que
explicaba en lenguaje sencillo la teoría de las mareas. El escrito fue luego
publicado bajo el título La Verdadera Teoría de las Mareas, y constituye un
ejemplo temprano y bien logrado de divulgación científica.
Hasta aquí hemos explicado de como opera la gravedad tanto frente a los fenómenos de
los cielos como los de nuestro mar, pero todavía no hemos asignado la causa de este
poder. Es evidente que debe proceder de una causa que penetra hasta los mismos
centros del Sol y planetas, sin sufrir la más mínima disminución de su fuerza; que actúa
no de acuerdo al tamaño de las superficies de las partículas sobre las cuales opera
(como lo acostumbran hacer las causas mecánicas), sino de acuerdo a la cantidad de
materia sólida que contienen, y propaga su poder en todas direcciones a inmensas
distancias, decreciendo siempre en proporción duplicada de las distancias. La gravitación
hacia el Sol está compuesta de las gravitaciones hacia las diferentes partículas que
constituyen el cuerpo del Sol; y al alejarse del Sol disminuye exactamente en proporción
duplicada de las distancias hasta llegar incluso al círculo de Saturno, tal como se hace
evidente por la quietud del afelio de los planetas; aún más, incluso hasta los remotos
afelios de los cometas, si esos afelios también están quietos. Pero hasta ahora no he
sido capaz de descubrir la causa de esas propiedades de la gravedad a partir de los
fenómenos, y no formulo ninguna hipótesis.
En lo referente a las estrellas fijas, la pequeñez de sus paralajes anuales demuestra que
están a distancias inmensas del sistema de los planetas: que esta paralaje es menor que
un minuto es por demás seguro, y de ahí se sigue que la distancia a las estrellas fijas es
más de 360 veces mayor que la distancia de Saturno al Sol. Considerar la Tierra como
uno de los planetas, y el Sol como una de las estrellas fijas, puede alejar las estrellas
fijas a distancias aun mayores por los siguientes argumentos: por el movimiento anual
de la Tierra se produciría una trasposición aparente de las estrellas fijas, una con
respecto de la otra, casi igual al doble de su paralaje; pero hasta ahora no se ha
observado que las estrellas más grandes y más cercanas tengan el menor movimiento
con respecto a las más remotas, que sólo se ven con telescopios. Si suponemos que ese
movimiento sea inferior solamente a 20", la distancia de las estrellas fijas más cercanas
excedería la distancia media de Saturno en unas 2.000 veces.
Con respecto a los cometas. Las colas de los cometas se originan en sus cabezas y
tienden hacia las partes opuestas al Sol, cuestión además confirmada por las leyes que
observan las colas; pues, estando en los planos de las órbitas de los cometas que pasan
por el Sol, ellas se desvían constantemente de la posición opuesta al Sol hacia las partes
que las cabezas de los cometas han dejado atrás en su progreso a lo largo de esas
órbitas; y para un espectador colocado en esos planos ellas aparecen en las partes
directamente opuestas al Sol; pero a medida que el espectador se aleja de esos planos,
su desviación comienza a aparecer y diariamente se hace mayor.
Cuando Newton elaboró sus famosas leyes, sus pensamientos flotaron más allá de la Tierra y de
la Luna, al espacio interplanetario e interestelar. Los mismos principios que explican por qué las
manzanas caen al suelo y por qué la Luna orbita la Tierra deberían explicar también por qué la
Tierra y todos los demás planetas orbitan alrededor del Sol. La gravedad tiene que ser una
fuerza ubicua que actúa entre dos cuerpos cualesquiera del universo.
Newton llegó a esta conclusión a través de un proceso conocido hoy como «experimento de
pensamiento»: utilizar un escenario para iluminar las reglas que gobiernan el mundo real. Se
trata de un procedimiento que juega el rol de herramienta indispensable para los científicos en
todos los campos, pero en especial para los cosmólogos, cuyas teorías son a menudo imposibles
de comprobar. Sin embargo, Newton tenía a su disposición una poderoso medio de
comprobación: las matemáticas. Podía ir muy lejos hacia confirmar sus hipótesis calculando sus
consecuencias y luego comprobando sus resultados con las observaciones y experimentos.
DEBILIDADES DE LA TEORÍA
Los principios fundamentales de Newton son tan satisfactorios desde el punto de vista lógico
que aparece como un requisito necesario para revisarlos la necesidad de contar con estímulos
que sólo pueden ser gatillados desde hechos empíricos. Antes de proseguir, considero
pertinente que es necesario consignar que Newton estaba consciente de las limitaciones de su
edificio intelectual mejor que las generaciones de científicos que lo siguieron. Él siempre admitió
las debilidades que comportaba su teoría. "Explicar toda la naturaleza es una tarea demasiado
difícil para un hombre o incluso para una época", reconoció. Tuvo problemas en particular en
intentar comprender la naturaleza real de la gravedad y del espacio. Aunque su teoría predice
los efectos de la gravedad en forma muy práctica, no dice nada sobre los mecanismos a través
del cual actúa esa gravedad.
En sus trabajos, Newton muestra evidentes esfuerzos por representar sus sistemas como
rigurosamente consecuentes por la experiencia y por introducir el menor número posible de
conceptos no directamente referidos a objetos empíricos. Pese a ello, establecería los conceptos
de «espacio absoluto» y «tiempo absoluto», cuestión por la cual a menudo se le criticó. Pero en
ello, Newton es particularmente consistente. Había comprendido que las cantidades geométricas
observables (distancias entre puntos materiales) y su curso en el tiempo no caracterizan por
completo el movimiento en sus aspectos físicos, tal como demostró con su famoso experimento
del cubo de agua rotatorio. Por ello, además de las masas y sus distancias, debe existir algo
más que determina el movimiento. Newton consideró que ese "algo" debía ser la relación con el
«espacio absoluto»; sabía que el espacio debe poseer una especie de realidad física si sus leyes
del movimiento poseen algún significado, una realidad de la misma clase que la de los puntos
materiales y sus distancias.
En sus explicaciones matemáticas sobre los movimientos planetarios, Newton trabajó sobre la
suposición de que la gravedad actúa instantáneamente a través del espacio. No le satisfacía
esta idea, pero no encontró alternativas; en cualquier caso, no parecía tener importancia
práctica para sus cálculos. La velocidad de la acción de la gravitación, en cambio, resultaba de
importancia crítica cuando se consideraba el universo como un conjunto. Newton planteaba que
el universo era infinito. De otro modo, argumentaba, tendría un borde y, en consecuencia, un
centro gravitatorio como cualquier otro objeto finito. La atracción entre sus partes haría, señaló,
que el universo "cayera hacia el centro del espacio", lo cual evidentemente no ocurría. Como
contraparte, cada fragmento de materia en un universo infinito se halla sometido a fuerzas
iguales desde todas direcciones y, en consecuencia, permanece estable.
También era una preocupación para Newton la fragilidad de un universo gobernado por el
equilibrio de estas fuerzas opuestas. Si la gravedad actúa instantáneamente sobre distancias
infinitas, entonces las fuerzas sobre cada fragmento de materia serán no sólo iguales sino
también infinitas, en todas direcciones. Cualquier pequeño desequilibrio en la distribución de la
materia alteraría el equilibrio de la atracción, sometiendo a los cuerpos a enormes fuerzas
asimétricas, mucho más fuertes que la gravitación ordinaria que mantiene a los planetas en sus
órbitas o retiene juntas a las estrellas. Las consecuencias serían catastróficas: los astros se
verían lanzados al espacio interestelar a velocidades increíbles. Sin embargo, puesto que el
universo parecía estar bien cohesionado, Newton llegó a la conclusión de que la distribución de
la materia era de hecho perfectamente uniforme y que el efecto gravitatorio neto de los objetos
distantes era prácticamente cero.
Otro de los temas que complicó a Newton fue la problemática de los cuerpos no sometidos a
fuerzas externas, La ley de la inercia, enunciada primero por Galileo y asumida por Newton
como la primera de sus leyes del movimiento afirma que un objeto continúa en un estado de
reposo o de movimiento uniforme a menos que sea impulsado a cambiar de movimiento por
fuerzas que actúan sobre él. Pero no existe ningún estándar claro por el que juzgar si un objeto
está o no en reposo. Por ejemplo, un pasajero en un barco en una noche perfectamente
tranquila puede ver luces que pasan en la oscuridad. Estas luces pueden ser interpretadas como
un signo de que el barco se mueve hacia delante mientras se cruza con otro que se encuentra
parado, pero también puede significar que el barco del observador se encuentra detenido
mientras es el otro barco el que está pasando. 0 ambos barcos pueden estar moviéndose.
Siempre que los movimientos implicados sean uniformes, es imposible determinar la condición
estacionaria. Pero este problema abstracto es resuelto por Newton con otra abstracción. Un
objeto está en reposo, señaló, si no posee ningún movimiento en relación con el «espacio
absoluto», que "permanece siempre igual e inamovible". Dibujó el espacio absoluto como una
parrilla invisible sobre la cual pueden trazarse cualquier movimiento, lo que implicaba la
imposibilidad, para cualquiera, de poder distinguir entre movimiento absoluto y reposo. Por otro
lado, la teoría de Newton no proporciona ninguna explicación para el curioso hecho de que el
peso y la inercia de un cuerpo están determinados por la misma magnitud (su masa), siendo
que el propio Newton había reparado en la peculiaridad de este hecho.
Lo inmediatamente anterior descrito no puede clasificarse como una objeción lógica a la teoría
newtoniana. En cierto sentido, sólo significa necesidades científicas insatisfechas por el hecho
de no hallar en ella una visión conceptual uniforme y completa de los fenómenos naturales.
Considerada como un programa de todo el conjunto de la física teórica, la teoría del movimiento
de Newton recibió su primer golpe de la teoría de la electricidad de Maxwell. Se había llegado
comprender con claridad que las interacciones eléctricas y magnéticas entre los cuerpos no eran
debidas a fuerzas que operan de un modo instantáneo y a distancia, sino a procesos que se
propagan a través del espacio a una velocidad finita. Junto con el punto de masa y su
movimiento, aquí surgió, de acuerdo con el concepto de Faraday, una nueva especie de realidad
física; es decir, «el campo». En una primera instancia, bajo la influencia del punto de vista de la
mecánica, se intentó interpretar el campo como un estado mecánico (de movimiento o tensión)
de un medio hipotético (el éter) que llena el espacio. Pero cuando esta interpretación no resultó
adecuada, a pesar de los más obstinados esfuerzos, se fue gradualmente adoptando la idea de
considerar que el «campo electromagnético» es el elemento final irreductible de la realidad
física. De cuerdo con H.A. Lorentz, el único sustrato del campo es el espacio físico vacío (o
éter), que incluso en la mecánica de Newton no estaba desprovisto de toda función física. Es en
este punto, cuando se deja de considerar, dentro del mundo de la física, la factibilidad de la
acción inmediata a distancia ni siquiera en la esfera de la gravitación.
Pero el valor del principal aporte de Newton a la física fue la explicación de los fenómenos que
los humanos podían percibir, desde las balas de cañón hasta los cometas. Esto queda
comprobado con el éxito que alcanzó la física newtoniana a mediados del siglo XIX. Las
irregularidades observadas en la órbita del planeta Urano condujo a dos jóvenes matemáticos,
Urbain Leverrier en Francia y John Adams en Inglaterra, a una sorprendente conclusión: Tenía
que existir otro planeta mucho más grande y más distante que Urano. Trabajando
independientemente, utilizaron las leyes del movimiento y de la gravitación de Newton para
calcular la posición del nuevo planeta. En septiembre de 1846 fue descubierto Neptuno,
exactamente en el lugar donde Leverrier y Adams habían previsto. Con ello quedó demostrado
el poder y la perfección de los instrumentos científicos aportados por Newton.
Al analizar la teoría de Newton hay que tomar en consideración aspectos que son
fundamentales, tanto para su comprensión como para su aplicación. La mecánica newtoniana,
dentro de su rango de validez -las "escalas humanas"- viene a ser una teoría perfecta. Sólo
cuando nos acercamos a sus «bordes» debemos sustituirla por otra que, por supuesto, debe
coincidir con la teoría newtoniana dentro de sus límites. Así, en presencia de altas velocidades
la sustituimos por la relatividad especial o restringida -a velocidades normales, la mecánica
newtoniana y la relatividad especial dan los mismos resultados hasta órdenes de magnitud
fuera de todo aparato experimental-. En consecuencia, hasta ahora, la mecánica newtoniana no
es errónea mientras no se le saque de su rango de validez.
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