miniatura|dereita|Ilustración de 1660-1661 de Johannes van Loon dos signos do zodíaco e o sistema solar coa Terra no seu centro (National Library of Australia, Camberra, Australia).

En astronomía, a teoría xeocéntrica (do grego γεοκεντρικό, geokentrikó, centrado na Terra) é aquela que coloca a Terra inmóbil no centro do universo, e os planetas, o Sol e estrelas virando ao seu redor. Esta crenza foi habitual na Grecia antiga e na China Colin Ronan, "Astronomy in China, Korea and Japan," in Walker, ed.,Astronomy Before the Telescope, pp. 264-5., e sobreviviu ata o comezo da idade moderna, a partir de finais do século XVI foi substituído gradualmente polo modelo heliocéntrico. Hoxe en día, a cosmoloxía xeocéntrica sobrevive como elemento literario na ciencia ficción.

A teoría foi formulada por Aristóteles no século IV e completada por Claudio Tolomeo o século II. Normalmente, os filósofos gregos e medievais combinaban o modelo xeocéntrico cunha Terra esférica, diferente ao modelo dunha Terra plana relacionado con outras mitoloxías. Críase tamén que o movemento dos planetas era circular e non o elíptico, unha visión que non se poría en dúbida na cultura occidental ata o século XVII.

Grecia clásica

O modelo xeocéntrico formou parte da astronomía e filosofía gregas desde moi pronto, e aparece xa na filosofía presocrática; dous fenómenos, facilmente observábeis, parecía que daban apoio á idea de que a Terra era o centro do universo. O primeiro é que o Sol, as estrelas e os planetas parecen virar ao redor da Terra, os de máis ao norte de xeito continuo e os próximos ao Ecuador saíndo e póndose cada día Thomas S. Kuhn,The copernican Revolution, pp. 5-20. O segundo, a percepción habitual de que a Terra é sólida e estábel, e que non se move senón que permanece inmóbil.

O século -VI, Anaximandro de Mileto propuxo unha cosmoloxía na que a Terra se configuraba como un cilindro situado na parte superior do centro de todo. O Sol, a Lúa e os planetas eran buracos en rodas invisíbeis que rodeaban a Terra; a través dos buracos, os seres humanos podían ver o lume que se escondía detrás. Aproximadamente na mesma época, xa a partir da observación das eclipses, os pitagóricos deducen que a Terra era unha esfera, pero que non se atopaba no centro senón que se movía ao redor dun lume invisíbel. Máis adiante, estas dúas visións combináronse, xa partir do século -IV os gregos máis cultivados pensaban que a Terra era unha esfera no centro do universo.

O século -V, dous influentes filósofos gregos, Platón e o seu discípulo Aristóteles, realizaron escritos baseados no modelo xeocéntrico. Segundo Platón, a Terra era unha esfera, inmóbil no centro do universo, e as estrelas e planetas atopábanse ao seu ao redor en esferas ou círculos, seguindo a orde seguinte (de dentro cara a fóra): Lúa, Sol, Venus, Mercurio, Marte, Xúpiter, Saturno e estrelas fixas. No Mito de Er , parte d’A República , Platón describe o cosmos como o "Eixo da necesidade", servido polas Sereas e as tres Moiras. Eudoxo de Cnidos, que traballou con Platón, desenvolveu unha explicación menos mítica e máis matemática do movemento dos planetas, baseándose na afirmación de Platón que todos os fenómenos celestes poden explicarse cun movemento circular uniforme. Aristóteles profundou no sistema de Eudoxo: a Terra esférica está no centro do universo, e todos os corpos celestes están encaixados en 56 esferas concéntricas (o número é tan alto porque se necesitan varias esferas transparentes para cada planeta) que viran ao redor da Terra. A Lúa, ao atoparse na esfera máis interior, entra en contacto co reino da Terra e é contaminada, o que causa as manchas escuras e as fases lunares; así, non é perfecta como outros corpos celestes, que brillan con luz propia.

A crenza no modelo xeocéntrico fundamentábase en gran parte en varias observacións importantes. De entrada, se a Terra se movese realmente, debería ser posíbel observar o cambio de posición das estrelas fixas debido á paralaxe, é dicir, que as formas das constelacións deberían cambiar considerabelmente durante o ano, salvo que as estrelas se atopasen tan afastadas que o seu cambio de posición fose indetectábel. A paralaxe estelar non foi detectada ata o século XIX, xa que as estrelas efectivamente se atopan tan lonxe da Terra que o efecto é extremadamente pequeno, de maneira que os gregos se decantaron pola explicación máis sinxela: a Terra non se movía, e a falta de paralaxe foi considerada unha debilidade básica de calquera teoría non xeocéntrica.

Doutra banda, Venus mostra poucas variacións de brillo, e de aí deducíase que se atopaba sempre á mesma distancia da Terra, feito que se explica mellor cun modelo xeocéntrico que cun heliocéntrico, pero que en realidade se debe a que a perda de luminosidade producida polas súas fases queda compensada polo aumento do seu tamaño aparente debido á súa distancia variábel á Terra.

Outro apoio á teoría era a idea, exposta por Aristóteles, que o estado natural dos obxectos pesados, como é a Terra, é o repouso, e que para desprazarse hai algún tipo de forza. Algúns crían tamén que a rotación da Terra sobre o seueixo faría que a atmosfera, e os obxectos que se atopaban, como as nubes e os paxaros, quedarían atrás.

Con todo, un dos problemas principais dos modelos de Eudoxo e de Aristóteles, baseados en esferas concéntricas, era que non podían explicar os cambios no brillo dos planetas, causados pola súa distancia variábel.

Sistema tolemaico

miniatura| right |Representación dos corpos celestes, ilustración de 1568 do sistema xeocéntrico tolemaico do cosmógrafo e cartógrafo portugués Bartolomeu Velho (Bibliothèque nationale de France, París) Aínda que os principios do xeocentrismo grego foron establecidos por Aristóteles, o seu sistema non se considerou como estándar, a diferenza do de Claudio Tolomeo, desenvolvido o século II. A súa principal obra astronómica, o Almaxesto, foi a culminación de séculos de traballo de astrónomos helénicos e babilonios, e, durante máis dun milenio, os astrónomos europeo s e os do islam aceptárona como modelo cosmolóxico correcto. É debido á súa influencia que o sistema tolemaico se identifica ás veces como sinónimo do modelo xeocéntrico.

Tolomeo afirmaba que a terra era o centro do universo, a partir da simple observación que, en todo momento, a metade das estrelas se atopaban sobre o horizonte e a outra metade por baixo del, e da crenza de que todas elas se atopaban á mesma distancia do centro do universo. Se a Terra estivese moi desprazada do centro, a división entre as estrelas visíbeis e non visíbeis non sería idéntica Argumento mencionado no libro I, capítulo 5 º doAlmaxesto.

miniatura| right | O planeta móvese sobre o epiciclo (liña de puntos pequena), que á súa vez se move sobre o deferente (liña de puntos grande ). O centro do deferente é X, pero o movemento angular do epiciclo é uniforme só respecto ao punto •, que é o ecuante No sistema tolemaico, cada planeta é movido por cinco ou máis esferas; unha delas é o deferente, un círculo cuxo centro é un punto situado entre o ecuante e a Terra . Outra esfera é o epiciclo, ancorado no deferente, e en que o planeta está ancorado. O deferente xira ao redor da Terra, mentres que o epiciclo vira dentro do deferente, facendo que o planeta se mova máis lonxe ou máis preto da Terra en diferentes puntos da súa órbita, e ata poida retardarse, deterse e retroceder (movemento retrógrado). Os epiciclos de Venus e Mercurio están sempre centrados nunha liña entre a Terra e o Sol (con Mercurio máis preto da Terra), o que explica por que son sempre tan próximos no ceo.

A orde tolemaica das esferas, a partir da Terra, é a seguinte:

Lúa Mercurio Venus Sol Marte Xúpiter Saturno Estrelas fixas

O modelo deferente-epiciclo fora utilizado polos astrónomos gregos durante séculos, como tamén a idea do "excéntrico" (un deferente lixeiramente descentrado respecto da Terra). Na ilustración, o centro do deferente non é a Terra senón X, converténdoo en excéntrico. Desgraciadamente, o sistema dispoñíbel na época de Tolomeo non concorda completamente coas observacións, aínda que se consideraba unha mellora considerábel respecto ao sistema de Aristóteles. Ás veces, o tamaño dun bucle retrógrado dun planeta (especialmente o de Marte) era máis pequeno, e outras veces máis grande, e foi isto o que impulsou a idea dos ecuantes. O ecuante era un punto, próximo ao centro da órbita do planeta, desde o que a un observador lle parecería que o centro do epiciclo do planeta se movía sempre á mesma velocidade. Xa que logo, o planeta movíase realmente a velocidades diferentes cando o epiciclo estaba en puntos diferentes do seu diferente. Ao utilizar o ecuante, Tolomeo afirmaba manter o movemento uniforme e circular, pero a moitos non lles gustaba porque non crían na teoría do movemento circular uniforme de Platón. Finalmente, o sistema resultante que foi amplamente aceptado en Occidente foi un pouco manexábel para ollos modernos: cada planeta necesitaba un epiciclo que orbita a un deferente e desprazado a un ecuante diferente para cada planeta. Con todo, predicía diversos movementos celestes, incluíndo o comezo e final dos movementos retrógrada, con bastante exactitude para a época.

Xeocentrismo e sistemas rivais

Non todos os gregos aceptaban o modelo xeocéntrico. Mencionouse xa o sistema pitagórico: algúns pitagóricos crían que a Terra era un de varios planetas que viran ao redor dun lume central. Hicetas e Ecfante de Siracusa, dous pitagóricos do século -V, e Heráclides Póntico do século -IV, crían que a Terra viraba sobre o seu eixo pero que ficaba o centro do universo; un sistema destas características pódese seguir considerando como xeocéntrico, e Jean Buridan reviviuno na idade media. Ás veces tamén se di que Heráclides Póntico afirmou que tanto Venus como Mercurio viraban ao redor do Sol e non da Terra, pero non hai probas claras. Marciano Capela colocou claramente Mercurio e Venus en epiciclos ao redor do Sol.

Aristarco de Samos foi o máis radical; escribiu unha obra, que non perdurou, sobre a heliocentrismo, dicindo que o Sol era o centro do universo mentres que a Terra e outros planetas orbitaban ao seu redor. Esta teoría non foi moi popular e só se coñece un seguidor, Seleuco de Seleucia.

Sistema Maragha

A revolución Maragha fai referencia á revolución da escola de Maragheh (actual Irán) contra a astronomía tolemaica. A escola de Maragha era unha tradición astronómica iniciada no observatorio de Maragheh e continuada polos astrónomos de Damasco e Samarcanda. Como os seus antecesores andalusís, os astrónomos Maragha intentaron solucionar o problema dos ecuantes e desenvolver configuracións alternativas ao modelo tolemaico, e tiveron máis éxito que aqueles en crear configuracións non tolemaicas que eliminaban a ecuante e o excéntrico, foron máis exactos na predición numérica de posicións planetarias e achegarse máis ás observacións empíricas. Algúns dos astrónomos Maragha máis importantes foron Mo'ayyeduddin Urdi (morto o 1266), Nasīr al-Dīn al-Tūsī (1201-1274), 'Umar al-Katibi al-Qazwini (morto o 1277), Qutb al-Din al-Shirazi (1236-1311), Sadr al-Sharia al-Bukhari (morto sobre o 1347), Ibn al-Shatir (1304-1375), Ali al-Qushji (morto sobre o 1474), al-Birjandi (morto o 1525) e Shams al-Din al-Khafri (morto o 1550).