Aproximadamente 50 anos depois, Johannes Kepler buscou aprimorar a ideia de Copérnico e desenvolveu um dos modelos mais bonitos de todos os tempos: o Mysterium Cosmographicum. Na astronomia, incluindo a Terra, existem seis planetas a olho nu. Em geometria, existem exatamente cinco “sólidos platônicos” , ou objetos tridimensionais em que cada lado é um polígono idêntico de ângulos iguais: o tetraedro, o cubo, o octaedro, o dodecaedro e o icosaedro.
Kepler imaginou um sistema solar onde cada sólido estava aninhado dentro do outro, ambos inscritos e circunscritos por “esferas celestes”, e que cada uma dessas esferas mantinha a órbita de um planeta sobre elas: uma esfera para cada um dos seis planetas.
Por ter cada planeta orbitando em uma esfera que era suportada por um (ou dois) dos cinco sólidos platônicos, Kepler teorizou que deveria haver exatamente seis planetas com órbitas precisamente definidas, mas o teste final na ciência deve sempre vir da comparação de previsões teóricas com observações.
Kepler teve a ideia desse sistema em 1595 e publicou um livro sobre ele dois anos depois. Como Copérnico, ele poderia explicar o movimento retrógrado sem recorrer a epiciclos. Ao contrário de qualquer um dos outros modelos da época, no entanto, ele tinha previsões explícitas para as proporções relativas entre as órbitas dos planetas: a geometria não permitia nenhum espaço de manobra. E novamente – como o modelo de Copérnico e o modelo geocêntrico – as previsões de seu próprio modelo não podiam corresponder aos movimentos observados de todos os planetas, especialmente Marte.
Até este ponto, Kepler não tinha feito nada de especial. Havia duas ideias principais: geocentrismo e heliocentrismo (que também tinha milhares de anos , embora não fosse tão popular quanto o geocentrismo), onde os planetas se moviam em círculos ao redor da Terra ou do Sol. Embora a ideia de Kepler possa ter sido bonita aos olhos de muitos, não foi fundamentalmente diferente. Além disso, não foi mais bem-sucedido pelos padrões científicos; ele falhou em coincidir com as observações, nem mesmo com o melhor modelo geocêntrico da época.
As órbitas dos planetas no sistema solar interno não são exatamente circulares, mas estão muito próximas, com Mercúrio e Marte tendo as maiores partidas e as maiores elipticidades. Além disso, objetos como cometas e asteróides também fazem elipses e obedecem ao resto das leis de Kepler, desde que estejam ligados ao Sol
Foi aqui que Kepler deu o salto fenomenal que todos devemos apreciar. Na ciência, como na vida, uma das coisas mais desafiadoras é pegar uma ideia pela qual estamos apaixonados – principalmente se for nossa própria ideia – e jogá-la fora diante de evidências contraditórias. Teria sido tão fácil para Kepler fazer o que todos antes dele fizeram: recorrer a algum tipo de conserto, como os epiciclos, em uma tentativa de salvar seu modelo favorito.
Mas não foi isso que o Kepler fez. Em vez disso, ele simplesmente deixou seu modelo de lado e deu uma olhada em dois lados separados do problema:
e o conjunto completo de conhecimento matemático disponível para ele, o que lhe deu um amplo conjunto de modelos possíveis para escolher, numa tentativa de ajustar esses dados.
Tycho Brahe conduziu algumas das melhores observações de Marte antes da invenção do telescópio, e o trabalho de Kepler alavancou amplamente esses dados. Aqui, as observações de Brahe da órbita de Marte, particularmente durante episódios retrógrados, forneceram uma confirmação primorosa da teoria da órbita elíptica de Kepler.
Depois de anos de pesquisa meticulosa, Kepler fez talvez a coisa mais difícil de fazer: ele jogou fora a suposição que todo mundo havia feito. Pela primeira vez, alguém estava considerando modelos de movimento planetário que dependiam de uma forma geométrica diferente de um círculo. Durante séculos, aqueles que estudaram os céus ficaram obcecados com a ideia de que as coisas que aconteciam na Terra eram falhas, mas que os céus eram perfeitos. Objetos matematicamente perfeitos – como círculos e polígonos regulares – pertenciam aos céus.
Kepler então elabora o modelo de órbitas elípticas. Em vez de planetas orbitando ao longo de círculos, eles se moviam na forma de uma elipse, com o Sol não no centro, mas em um dos focos da elipse. As proporções geométricas dos parâmetros orbitais dos planetas não estavam em nenhuma proporção exata em particular, mas eram determinadas por suas próprias características internas: coisas como velocidade e distância. Com um só golpe, o modelo de Kepler substituiu todos os outros, tornando as previsões mais precisas do que qualquer outro modelo existente.
As três leis de Kepler, de que os planetas se movem em elipses com o Sol em um foco, que varrem áreas iguais em tempos iguais e que o quadrado de seus períodos é proporcional ao cubo de seus eixos semi-principais, aplicam-se tão bem a qualquer gravitacional sistema como fazem com nosso próprio Sistema Solar.
De uma perspectiva científica, isso serve como um modelo de como todos nós gostaríamos que a ciência funcionasse. Temos assim um conjunto de dados, com muitas interpretações possíveis diferentes, incluindo algumas que parecem extravagantes, contra-intuitivas ou rebuscadas. Mas cada interpretação – cada modelo teórico individual que busca descrevê-lo – resultará em um conjunto de resultados ou previsões que devem ser conectados a fenômenos observáveis. Quando olhamos para o conjunto completo do que foi observado, um modelo bem-sucedido produzirá previsões que são consistentes com o que ele prevê e o tornará superior ao modelo antigo.
É por isso que, para derrubar ou substituir o consenso científico sobre uma questão, três obstáculos devem ser superados:
Terá que reproduzir, pelo menos tão bem quanto o modelo antigo, todos os seus sucessos teóricos. (Como o movimento retrógrado e as posições dos planetas.)
Terá que explicar, em pelo menos um caso, algo que o modelo antigo não conseguia explicar. (Como a órbita observada de Marte.)
Terá que fazer uma nova previsão, uma que difira da previsão do modelo antigo, que seja passível de avaliação. (Kepler não sabia disso na época, mas as fases de Vênus, conforme observadas por Galileu, realizaram exatamente isso.)
As fases de Vênus, vistas da Terra, podem nos permitir entender como Vênus parece mudar de fase e variar em tamanho, dependendo de sua configuração relativa à Terra e ao Sol. Em um modelo geocêntrico, onde Vênus está sempre aproximadamente à mesma distância da Terra, suas mudanças de fase não correspondem às observações

Eu to dando Glória a Deus por n ficar em casa hoje ,PORRA ELA TA ME ENCHENDO O SACO CARALHOOOOOOOOOOOOO
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30-Nov-1996 Cidade na contramão: Fortaleza nas primeiras décadas do século XX Barbosa, Marta Emisia Jacinto Antonacci, Maria Antonieta Martinez Programa de Estudos Pós-Graduados em História Dissertação