2.2: Astronomía Antigua

Objetivos de aprendizaje

Al final de esta sección, podrás:

• Describir los primeros ejemplos de astronomía en todo el mundo
• Explicar cómo los astrónomos griegos pudieron deducir que la Tierra es esférica
• Explicar cómo los astrónomos griegos pudieron calcular el tamaño de la Tierra
• Describir el movimiento de la Tierra llamado precesión
• Describir el sistema geocéntrico de Ptolomeo de movimiento planetario

Veamos ahora brevemente la historia. Gran parte de la civilización occidental moderna se deriva de una forma u otra de las ideas de los antiguos griegos y romanos, y esto también es cierto en astronomía. Sin embargo, muchas otras culturas antiguas también desarrollaron sistemas sofisticados para observar e interpretar el cielo.

Astronomía en el Mundo

Los antiguos astrónomos babilónicos, asirios y egipcios conocían la duración aproximada del año. Los egipcios de hace 3000 años, por ejemplo, adoptaron un calendario basado en un año de 365 días. Mantuvieron un seguimiento cuidadoso del tiempo de ascenso de la estrella brillante Sirio en el cielo previo al amanecer, que tiene un ciclo anual que correspondía con la inundación del río Nilo. Los chinos también tenían un calendario de trabajo; determinaron la duración del año aproximadamente a la misma hora que los egipcios. Los chinos también registraron cometas, meteoros brillantes y manchas oscuras en el Sol. (Se introdujeron muchos tipos de objetos astronómicos en Science and the Universe: A Brief Tour. Si no estás familiarizado con términos como cometas y meteoros, tal vez quieras revisar ese capítulo). Más tarde, los astrónomos chinos mantuvieron registros cuidadosos de “estrellas invitadas”, aquellas que normalmente son demasiado débiles para ver pero que de repente se encienden para hacerse visibles a simple vista durante algunas semanas o meses. Todavía usamos algunos de estos registros para estudiar estrellas que explotaron hace mucho tiempo.

La cultura maya en México y Centroamérica desarrolló un sofisticado calendario basado en el planeta Venus, e hicieron observaciones astronómicas desde sitios dedicados a este propósito hace mil años. Los polinesios aprendieron a navegar por las estrellas a lo largo de cientos de kilómetros de mar abierto, una habilidad que les permitió colonizar nuevas islas lejos de donde comenzaron.

En Gran Bretaña, antes del uso generalizado de la escritura, los antiguos usaban piedras para hacer un seguimiento de los movimientos del Sol y la Luna. Todavía encontramos algunos de los grandes círculos de piedra que construyeron para este propósito, que datan de 2800 a. C. El más conocido de estos es Stonehenge, que se discute en Tierra, Luna y Cielo.

Cosmología Griega Temprana y Romana

Nuestro concepto del cosmos —su estructura básica y su origen— se llama cosmología, palabra con raíces griegas. Antes de la invención de los telescopios, los humanos tenían que depender de la simple evidencia de sus sentidos para una imagen del universo. Los antiguos desarrollaron cosmologías que combinaban su visión directa de los cielos con una rica variedad de simbolismo filosófico y religioso.

Al menos 2000 años antes de Colón, la gente educada en la región del Mediterráneo oriental sabía que la Tierra era redonda. La creencia en una Tierra esférica puede haber surgido de la época de Pitágoras, un filósofo y matemático que vivió hace 2500 años. Creía que los círculos y las esferas eran “formas perfectas” y sugirió que la Tierra, por lo tanto, debería ser una esfera. Como evidencia de que a los dioses les gustaban las esferas, los griegos citaron el hecho de que la Luna es una esfera, utilizando evidencias que describimos más adelante.

Los escritos de Aristóteles (384—322 a. C.), el tutor de Alejandro Magno, resumen muchas de las ideas de su época. Describen cómo la progresión de las fases de la Luna, su aparente forma cambiante, resulta de que vemos diferentes partes del hemisferio iluminado por el sol de la Luna a medida que pasa el mes (ver Tierra, Luna y Cielo). Aristóteles también sabía que el Sol tiene que estar más lejos de la Tierra que la Luna porque ocasionalmente la Luna pasaba exactamente entre la Tierra y el Sol y ocultaba el Sol temporalmente de la vista. A esto lo llamamos eclipse solar.

Aristóteles citó argumentos convincentes de que la Tierra debe ser redonda. Primero está el hecho de que a medida que la Luna entra o emerge de la sombra de la Tierra durante un eclipse de la Luna, la forma de la sombra vista en la Luna es siempre redonda (Figura\(\PageIndex{1}\)). Sólo un objeto esférico siempre produce una sombra redonda. Si la Tierra fuera un disco, por ejemplo, habría algunas ocasiones en las que la luz del sol la golpearía al borde y su sombra sobre la Luna sería una línea.

Figura Sombra Redonda de la\(\PageIndex{1}\) Tierra. Un eclipse lunar ocurre cuando la Luna entra y sale de la sombra de la Tierra. Observe la forma curva de la sombra, evidencia de una Tierra esférica que ha sido reconocida desde la antigüedad. (crédito: modificación de obra de Brian Paczkowski)

Como segundo argumento, Aristóteles explicó que los viajeros que van hacia el sur una distancia significativa son capaces de observar estrellas que no son visibles más al norte. Y la altura de la Estrella del Norte, la estrella más cercana al polo celeste norte, disminuye a medida que un viajero se mueve hacia el sur. En una Tierra plana, todos verían las mismas estrellas por encima. La única explicación posible es que el viajero debió haberse movido sobre una superficie curva en la Tierra, mostrando estrellas desde un ángulo diferente. (Ver el ¿Cómo sabemos que la Tierra es Redonda? para más ideas sobre cómo probar que la Tierra es redonda.)

Un pensador griego, Aristarco de Samos (310—230 a.C.), incluso sugirió que la Tierra se movía alrededor del Sol, pero Aristóteles y la mayoría de los antiguos eruditos griegos rechazaron esta idea. Una de las razones de su conclusión fue la idea de que si la Tierra se movía alrededor del Sol, estarían observando las estrellas desde diferentes lugares a lo largo de la órbita terrestre. A medida que la Tierra avanzaba, las estrellas cercanas deberían cambiar sus posiciones en el cielo en relación con las estrellas más distantes. De manera similar, vemos que los objetos de primer plano parecen moverse contra un fondo más distante cada vez que estamos en movimiento. Cuando viajamos en un tren, los árboles en primer plano parecen cambiar su posición con respecto a colinas distantes a medida que el tren pasa por alto. Inconscientemente, utilizamos este fenómeno todo el tiempo para estimar las distancias que nos rodean.

El aparente desplazamiento en la dirección de un objeto como resultado del movimiento del observador se llama paralaje. Llamamos al cambio en la dirección aparente de una estrella debido al movimiento orbital de la Tierra paralaje estelar. Los griegos hicieron esfuerzos dedicados para observar el paralaje estelar, incluso reclutando la ayuda de soldados griegos con la visión más clara, pero en ningún resultado. Las estrellas más brillantes (y presumiblemente más cercanas) simplemente no parecían cambiar ya que los griegos las observaban en la primavera y luego nuevamente en el otoño (cuando la Tierra está en el lado opuesto del Sol).

Esto significaba o que la Tierra no se estaba moviendo o que las estrellas tenían que estar tan tremendamente lejos que el cambio de paralaje era inconmensurablemente pequeño. Un cosmos de tan enorme extensión requirió un salto de imaginación que la mayoría de los filósofos antiguos no estaban preparados para hacer, por lo que se retiraron a la seguridad de la visión centrada en la Tierra, que dominaría el pensamiento occidental durante casi dos milenios.

¿CÓMO SABEMOS QUE LA TIERRA ES REDONDA?

Además de las dos formas (de los escritos de Aristóteles) discutidas en este capítulo, también podrías razonar de la siguiente manera:

1. Observemos a un barco salir de su puerto y navegar a lo lejos en un día despejado. En una Tierra plana, solo veríamos que la nave se hace cada vez más pequeña a medida que navega. Pero esto no es lo que realmente observamos. En cambio, los barcos se hunden por debajo del horizonte, con el casco desapareciendo primero y el mástil permaneciendo visible por un tiempo más. Eventualmente, solo se puede ver la parte superior del mástil mientras el barco navega alrededor de la curvatura de la Tierra. Por último, la nave desaparece bajo el horizonte.
2. La Estación Espacial Internacional da vueltas a la Tierra una vez cada 90 minutos más o menos. Las fotografías tomadas del transbordador y otros satélites muestran que la Tierra es redonda desde todas las perspectivas.
3. Supongamos que hiciste un amigo en cada zona horaria de la Tierra. Los llamas a todos a la misma hora y preguntas: “¿Dónde está el Sol?” En una Tierra plana, cada persona que llama te daría aproximadamente la misma respuesta. Pero en una Tierra redonda encontrarías que, para algunos amigos, el Sol estaría alto en el cielo mientras que para otros estaría levantando, poniéndose, o completamente fuera de la vista (y este último grupo de amigos se molestaría contigo por despertarlos).

Medición de la Tierra por Eratóstenes

Los griegos no sólo sabían que la Tierra era redonda, sino que además pudieron medir su tamaño. La primera determinación bastante precisa del diámetro de la Tierra fue hecha en aproximadamente 200 a. C. por Eratóstenes (276—194 a. C.), un griego que vive en Alejandría, Egipto. Su método fue geométrico, basado en observaciones del Sol.

El Sol está tan distante de nosotros que todos los rayos de luz que golpean nuestro planeta se acercan a nosotros a lo largo de líneas esencialmente paralelas. Para ver por qué, mira Figura\(\PageIndex{2}\). Toma una fuente de luz cerca de la Tierra, digamos, en la posición A. Sus rayos golpean diferentes partes de la Tierra a lo largo de caminos divergentes. Desde una fuente de luz en B, o en C (que aún está más lejos), el ángulo entre los rayos que golpean partes opuestas de la Tierra es menor. Cuanto más distante es la fuente, menor es el ángulo entre los rayos. Para una fuente infinitamente distante, los rayos viajan a lo largo de líneas paralelas.

Figura Rayos de\(\PageIndex{2}\) Luz desde el Espacio. Cuanto más distante sea un objeto, más paralelos serán los rayos de luz que provienen de él.

Por supuesto, el Sol no está infinitamente lejos, pero dada su distancia de 150 millones de kilómetros, los rayos de luz que golpean a la Tierra desde un punto del Sol divergen unos de otros en un ángulo demasiado pequeño para ser observados a simple vista. En consecuencia, si personas de toda la Tierra que pudieran ver al Sol lo señalaran, sus dedos, esencialmente, serían todos paralelos entre sí. (Lo mismo es cierto también para los planetas y las estrellas, una idea que usaremos en nuestra discusión sobre cómo funcionan los telescopios).

A Eratóstenes se le dijo que el primer día de verano en Syene, Egipto (cerca de la moderna Asuán), la luz del sol golpeó el fondo de un pozo vertical al mediodía. Esto indicaba que el Sol estaba directamente sobre el pozo, es decir, que Syene estaba en una línea directa desde el centro de la Tierra hasta el Sol. A la hora y fecha correspondientes en Alejandría, Eratóstenes observó la sombra que hacía una columna y vio que el Sol no estaba directamente sobre la cabeza, sino que estaba ligeramente al sur del cenit, de manera que sus rayos formaban un ángulo con la vertical igual a aproximadamente 1/50 de un círculo (7°). Debido a que los rayos del Sol que golpean las dos ciudades son paralelos entre sí, ¿por qué los dos rayos no harían el mismo ángulo con la superficie de la Tierra? Eratóstenes razonó que la curvatura de la Tierra redonda significaba que “recto” no era lo mismo en las dos ciudades. Y la medición del ángulo en Alejandría, se dio cuenta, le permitió averiguar el tamaño de la Tierra. Alejandría, vio, debe ser 1/50 de la circunferencia de la Tierra al norte de Syene (Figura\(\PageIndex{3}\)). Alejandría había sido medida para ser 5000 estadios al norte de Syene. (El estadio era una unidad griega de longitud, derivada de la longitud del hipódromo en un estadio). Eratóstenes encontró así que la circunferencia de la Tierra debe ser de 50 × 5000, o 250,000 estadios.

Figura\(\PageIndex{3}\) Cómo Eratóstenes Midieron el Tamaño de la Tierra. Eratóstenes midieron el tamaño de la Tierra observando el ángulo en el que los rayos del Sol golpearon la superficie de nuestro planeta. Los rayos del Sol vienen en paralelo, pero debido a que la superficie de la Tierra se curva, un rayo en Syene viene recto hacia abajo mientras que un rayo en Alejandría forma un ángulo de 7° con la vertical. Eso significa, en efecto, que en Alejandría, la superficie de la Tierra se ha curvado alejándose de Syene 7° de 360°, o 1/50 de un círculo completo. Así, la distancia entre las dos ciudades debe ser 1/50 la circunferencia de la Tierra. (Crédito: modificación de obra por NOAA Ocean Service Education)

No es posible evaluar con precisión la precisión de la solución de Eratóstenes porque existe la duda sobre cuál de los diversos tipos de estadios griegos utilizó como su unidad de distancia. Si era el estadio olímpico común, su resultado es cerca de un 20% demasiado grande. Según otra interpretación, utilizó un estadio igual a aproximadamente 1/6 kilómetro, en cuyo caso su cifra se encontraba dentro del 1% del valor correcto de 40,000 kilómetros. Aunque su medición no fuera exacta, su éxito en medir el tamaño de nuestro planeta usando solo sombras, luz solar, y el poder del pensamiento humano fue uno de los mayores logros intelectuales de la historia.

Hiparco y precesión

Quizás el mayor astrónomo de la antigüedad fue Hiparco, nacido en Nicea en lo que es la actual Turquía. Levantó un observatorio en la isla de Rodas alrededor del 150 a. C., cuando la República Romana estaba expandiendo su influencia por toda la región mediterránea. Ahí midió, con la mayor precisión posible, las posiciones de los objetos en el cielo, compilando un catálogo estrella pionero con cerca de 850 entradas. Designó coordenadas celestes para cada estrella, especificando su posición en el cielo, así como especificamos la posición de un punto en la Tierra dando su latitud y longitud.

También dividió las estrellas en magnitudes aparentes según su aparente brillo. Llamó a los más brillantes “estrellas de la primera magnitud”; al siguiente grupo más brillante, “estrellas de la segunda magnitud”; y así sucesivamente. Este sistema bastante arbitrario, en forma modificada, sigue en uso hoy en día (aunque cada vez es menos útil para los astrónomos profesionales).

Al observar las estrellas y comparar sus datos con observaciones más antiguas, Hiparco realizó uno de sus descubrimientos más notables: la posición en el cielo del polo celeste norte se había alterado a lo largo del siglo y medio anterior. Hiparco dedujo correctamente que esto había sucedido no sólo durante el periodo abarcado por sus observaciones, sino que de hecho sucedía todo el tiempo: la dirección alrededor de la cual el cielo parece girar cambia lenta pero continuamente. Recordemos de la sección sobre polos celestes y el ecuador celeste que el polo celeste norte es solo la proyección del Polo Norte de la Tierra hacia el cielo. Si el polo celeste norte se tambalea, entonces la Tierra misma debe estar haciendo el tambaleo. Hoy en día, entendemos que la dirección en la que apunta el eje de la Tierra realmente cambia lenta pero con regularidad, un movimiento que llamamos precesión. Si alguna vez has visto una oscilación de peonza, has observado un tipo de movimiento similar. El eje superior describe una trayectoria en forma de cono, ya que la gravedad de la Tierra intenta derribarla (Figura\(\PageIndex{4}\)).

Figura\(\PageIndex{4}\) Precesión. Así como el eje de una peonza que gira rápidamente se tambalea lentamente en un círculo, así el eje de la Tierra se tambalea en un ciclo de 26.000 años. Hoy el polo celeste norte está cerca de la estrella Polaris, pero hace unos 5 mil años estaba cerca de una estrella llamada Thuban, y en 14,000 años estará más cerca de la estrella Vega.

Debido a que nuestro planeta no es una esfera exacta, sino que sobresale un poco en el ecuador, los tirones del Sol y la Luna hacen que se tambalee como una cima. Se necesitan alrededor de 26 mil años para que el eje de la Tierra complete un círculo de precesión. Como resultado de este movimiento, el punto donde nuestro eje apunta en el cielo cambia a medida que pasa el tiempo. Si bien Polaris es la estrella más cercana al polo celeste norte hoy en día (llegará a su punto más cercano alrededor del año 2100), la estrella Vega en la constelación de Lyra será la Estrella del Norte en 14,000 años.

Modelo de Tolomeo del Sistema Solar

El último gran astrónomo de la época romana fue Claudio Ptolomeo (o Ptolomeo), quien floreció en Alejandría aproximadamente en el año 140. Escribió una mamut compilación de conocimientos astronómicos, que hoy se llama por su nombre árabe, Almagest (que significa “El más grande”). Almagest no trata exclusivamente de la obra de Ptolomeo; incluye una discusión sobre los logros astronómicos del pasado, principalmente los de Hiparco. Hoy en día, es nuestra principal fuente de información sobre la obra de Hiparco y otros astrónomos griegos.

La contribución más importante de Tolomeo fue una representación geométrica del sistema solar que predijo las posiciones de los planetas para cualquier fecha y hora deseadas. Hiparco, al no tener suficientes datos disponibles para resolver el problema por sí mismo, había acumulado material observacional para que la posteridad lo usara. Tolomeo complementó este material con nuevas observaciones propias y produjo un modelo cosmológico que perduró más de mil años, hasta la época de Copérnico.

El factor que complica al explicar los movimientos de los planetas es que su aparente deambulación en el cielo resulta de la combinación de sus propios movimientos con la revolución orbital de la Tierra. Mientras observamos los planetas desde nuestro punto de vista sobre la Tierra en movimiento, es un poco como ver una carrera de autos mientras compites en ella. A veces los autos de los oponentes te pasan, pero en otras ocasiones los pasas, haciéndolos parecer retroceder por un tiempo con respecto a ti.

La figura\(\PageIndex{5}\) muestra el movimiento de la Tierra y un planeta más alejado del Sol, en este caso, Marte. La Tierra viaja alrededor del Sol en la misma dirección que el otro planeta y en casi el mismo plano, pero su velocidad orbital es más rápida. Como resultado, adelanta al planeta periódicamente, como un auto de carreras más rápido en la pista interior. La figura muestra dónde vemos el planeta en el cielo en diferentes momentos. El camino del planeta entre las estrellas se ilustra en el campo estelar del lado derecho de la figura.

Figura Movimiento\(\PageIndex{5}\) Retrógrado de un Planeta más allá de la Órbita Terrestre. Las letras del diagrama muestran dónde están la Tierra y Marte en diferentes momentos. Al seguir las líneas desde cada posición de la Tierra a través de cada posición correspondiente de Marte, se puede ver cómo se ve el camino retrógrado de Marte contra las estrellas de fondo.

Movimiento retrógrado

Esta simulación retrógrada de Marte ilustra el movimiento de Marte visto desde la Tierra, así como el movimiento retrógrado de la Tierra visto desde Marte. También hay una animación del movimiento de los dos planetas uno relativo al otro que crea la apariencia de este movimiento.

Normalmente, los planetas se mueven hacia el este en el cielo a lo largo de las semanas y meses a medida que orbitan el Sol, pero de las posiciones B a D en la Figura\(\PageIndex{5}\), a medida que la Tierra pasa por los planetas en nuestro ejemplo, parece que deriva hacia atrás, moviéndose hacia el oeste en el cielo. A pesar de que en realidad se está moviendo hacia el este, la Tierra que se mueve más rápido la ha superado y parece, desde nuestra perspectiva, que la está dejando atrás. A medida que la Tierra redondea su órbita hacia la posición E, el planeta vuelve a tomar su aparente movimiento hacia el este en el cielo. El movimiento temporal aparente hacia el oeste de un planeta a medida que la Tierra oscila entre éste y el Sol se llama movimiento retrógrado. Tal movimiento hacia atrás es mucho más fácil de entender para nosotros hoy en día, ahora que sabemos que la Tierra es uno de los planetas en movimiento y no el centro inmóvil de toda la creación. Pero Ptolomeo se enfrentó al problema mucho más complejo de explicar tal movimiento mientras se asume una Tierra estacionaria.

Además, debido a que los griegos creían que los movimientos celestes tenían que ser círculos, Ptolomeo tuvo que construir su modelo usando solo círculos. Para hacerlo, necesitaba decenas de círculos, algunos moviéndose alrededor de otros círculos, en una estructura compleja que hace que un espectador moderno se maree. Pero no debemos dejar que nuestro juicio moderno nuble nuestra admiración por el logro de Ptolomeo. En su época, un universo complejo centrado en la Tierra era perfectamente razonable y, a su manera, bastante hermoso. No obstante, como se informó Alfonso X, el rey de Castilla, después de que le explicara el sistema ptolemaico de movimientos planetarios, “Si el Señor Todopoderoso me hubiera consultado antes de embarcarme en la Creación, debería haber recomendado algo más sencillo”.

Ptolomeo resolvió el problema de explicar los movimientos observados de los planetas al hacer que cada planeta girara en una pequeña órbita llamada epicycle. El centro del epiciclo giró entonces alrededor de la Tierra en un círculo llamado deferente (Figura\(\PageIndex{6}\)). Cuando el planeta se encuentra en la posición x\(\PageIndex{6}\) en la Figura en la órbita del epicclo, se mueve en la misma dirección que el centro del epicclo; desde la Tierra, el planeta parece estar moviéndose hacia el este. Cuando el planeta está en y, sin embargo, su movimiento es en la dirección opuesta al movimiento del centro del epiciclo alrededor de la Tierra. Al elegir la combinación correcta de velocidades y distancias, Ptolomeo logró que el planeta se moviera hacia el oeste a la velocidad correcta y durante el intervalo de tiempo correcto, replicando así el movimiento retrógrado con su modelo.

Figura Sistema Cosmológico Complicado de\(\PageIndex{6}\) Tolomeo. Cada planeta orbita alrededor de un pequeño círculo llamado epicycle. Cada epicclo orbita en un círculo más grande llamado el deferente. Este sistema no está centrado exactamente en la Tierra sino en un punto de desplazamiento llamado el equante. Los griegos necesitaban toda esta complejidad para explicar los movimientos reales en el cielo porque creían que la Tierra estaba estacionaria y que todos los movimientos del cielo tenían que ser circulares.

No obstante, veremos en Órbitas y Gravedad que los planetas, como la Tierra, viajan alrededor del Sol en órbitas que son elipses, no círculos. Su comportamiento real no puede ser representado con precisión por un esquema de movimientos circulares uniformes. Para igualar los movimientos observados de los planetas, Ptolomeo tuvo que centrar los círculos deferentes, no en la Tierra, sino en puntos a cierta distancia de la Tierra. Además, introdujo un movimiento circular uniforme alrededor de otro eje, llamado punto equante. Todos estos complicaron considerablemente su esquema.

Es un homenaje al genio de Ptolomeo como matemático que pudo desarrollar un sistema tan complejo para dar cuenta con éxito de las observaciones de los planetas. Puede ser que Ptolomeo no pretendiera que su modelo cosmológico describiera la realidad, sino que se limitara a servir como una representación matemática que le permitiera predecir las posiciones de los planetas en cualquier momento. Cualquiera que sea su pensamiento, su modelo, con algunas modificaciones, fue finalmente aceptado como autoritario en el mundo musulmán y (más tarde) en la Europa cristiana.

Resumen

Antiguos griegos como Aristóteles reconocieron que la Tierra y la Luna son esferas, y entendieron las fases de la Luna, pero por su incapacidad para detectar paralaje estelar, rechazaron la idea de que la Tierra se mueve. Eratóstenes midieron el tamaño de la Tierra con sorprendente precisión. Hiparco llevó a cabo muchas observaciones astronómicas, haciendo un catálogo estelar, definiendo el sistema de magnitudes estelares, y descubriendo la precesión del aparente cambio en la posición del polo celeste norte. Ptolomeo de Alejandría resumió la astronomía clásica en su Almagesto; explicó los movimientos planetarios, incluido el movimiento retrógrado, con una precisión notablemente buena utilizando un modelo centrado en la Tierra. Este modelo geocéntrico, basado en combinaciones de movimiento circular uniforme utilizando epiciclos, fue aceptado como autoridad por más de mil años.

Glosario

magnitud aparente

una medida de lo brillante que se ve una estrella en el cielo; cuanto mayor es el número, más tenue se nos aparece la estrella

cosmología

el estudio de la organización y evolución del universo

epicycle

la órbita circular de un cuerpo en el sistema ptolemaico, cuyo centro gira alrededor de otro círculo (el deferente)

paralaje

el aparente desplazamiento de una estrella cercana que resulta del movimiento de la Tierra alrededor del Sol

precesión (de la Tierra)

el movimiento lento y cónico del eje de rotación de la Tierra causado principalmente por la atracción gravitacional de la Luna y el Sol en el bulto ecuatorial de la Tierra

movimiento retrógrado

el aparente movimiento hacia el oeste de un planeta en la esfera celeste o con respecto a las estrellas