Poincaré e os limites da lei de Newton: O desafio empírico das anomalias observacionais

POINCARÉ E OS LIMITES DA LEI DE NEWTON: O DESAFIO EMPÍRICO DAS ANOMALIAS OBSERVACIONAIS María de Paz Universidad de Sevilla [email protected] Resumo: Este artigo considera o problema da gravitação na transição do século XIX para o XX, analisando o curso de Poincaré “Les limites de la loi de Newton”. Neste artigo expõem-se apenas as principais anomalias observacionais que questionaram a lei do inverso do quadrado e as soluções mais populares tal como apresentadas pelo próprio Poincaré. Esta apresentação dos limites da lei de Newton mostra que a obra de Poincaré não só constitui um contributoparaaanálisedoproblemamas étambémumaferramentadeindubitável valor histórico porquanto dá a conhecer as dificuldades relativas à lei, bem como as soluções de vários autores. Além disso, o conhecimento dos problemas observacionais é indispensável para compreender o desenvolvimento posterior deste importante tema da gravitação e contestar histórias mais comuns da ciência que apresentam de um modo radical a transição entre a física newtoniana e a teoria da relatividade geral. Abstract: This paper considers the problem of gravitation in the transition from 19 to 20 century, through the analysis of Poincaré’s course “Les limites de la loi de Newton”. Here I will only describe the main observational anomalies that put into question the inverse square law. This characterization of the limits of Newton’s law illustrates that Poincaré’s work is not only a contribution to study the problem, but also an undoubtedly useful historical tool given the scrutiny of difficulties and solutions provided by several authors that he offered in that course. Besides, the awareness of the observational problems is essential to understand the later development of such an important topic as gravitation and also to challenge common histories of science that present the transition from Newtonian to relativistic physics as a radical change. 1 Introdução Dado o seu caráter de força de atração à distância, poucos conceitos foram tão problemáticos e polémicos como o de gravitação, e logo aquando da publicação dos Principia de Newton em 1687. O século XVIII esteve marcado pelos debates entre cartesianos e newtonianos no que diz respeito ao estatuto da Actas/Anais do 7.ºEncontro Luso-Brasileiro de História da Matemática, I, 137–156 138 POINCARÉ E OS LIMITES DA LEI DE NEWTON força de gravitação por um lado e, das condições de universalização da lei de Newton, pelo outrolado, de modoque pudesse garantir-sea sua aplicabilidade ao mundo estelar e não só planetário. Assim, se por um lado, se pensavam as dificuldades mecânicas de uma possível generalização da gravitação para os corpos que se encontram fora do sistema solar, por outro, os partidários e detratores de Newton e Descartes discutiam o estatuto ontológico e epistemológico de um conceito físico que, embora fosse de indubitável utilidade para dar razão dinâmica às leis de Kepler, desafiava abertamente os mais básicos pressupostos de uma descrição ortodoxamente mecânica do mundo. Um dos principais triunfos da mecânica foi, sem dúvida, mediante a aplicação da lei de gravitação newtoniana, a explicação e predição dos fenómenos astronómicos na disciplina denominada mecânica celeste. A teoria de Newton explicava o funcionamento da gravitação sem descrever exatamente a causa da atração dos corpos, mas durante o século XIX e com o sucesso das obras de Laplace e Lagrange, a polémica que tinha existido entre newtonianos e cartesianos sobre o estatuto desta força apagou-se. Contudo, este estatuto não ficou clarificado, de forma que, após a introdução da teoria eletromagnética na qual as ações são explicadas por contiguidade, houve quem propusesse uma analogia para o tratamento de fenómenos gravitacionais. Consequentemente, no último terço do século XIX produziu-se uma proliferação de teorias gravitacionais que voltaram a questionar o estatuto desta força. Assim, na época de Poincaré, a gravitação é um conceito polémico por váriasrazões. Primeiro, ocaráterde‘forçadeatraçãoàdistância’ésempreproblemáticoedesde1850propõem-seteoriasmecânicasdagravitaçãoqueimplicam a ação de um meio (ação contínua) ou a existência de partículas que transmitem a força por contato (ação descontínua). Segundo, na teoria eletromagnética de Lorentz, a de maior sucesso naquele momento, o princípio de relatividade funciona para forças de origem eletromagnética. Mas se a gravitação não for uma de elas, pode existir uma diferença entre a força eletromagnética e a gravítica, assim como nos seus respetivos campos e isto poderia pôr em perigo esse princípio. Para que a gravitação possa entrar neste esquema será preciso elaborar uma teoria de campo que modifique o seu estatuto enquanto ação à distância e que possa ser afetada pelas mesmas transformações que permitem deixar invariantes as equações de Maxwell para o campo eletromagnético (as transformações de Lorentz)1. Ora, isto não pode ser feito sem modificar a lei de Newton. Por último, existe uma razão observacional que põe em perigo o estatuto desta lei: trata-se da existência de várias anomalias astronómicas, en1Cf. Lorentz (1900), pp. 559–574. Actas/Anais do 7.ºEncontro Luso-Brasileiro de História da Matemática, I, 137–156 MARÍA DE PAZ 139 tre as quais a mais grave é o avanço secular do periélio de Mercúrio2. Naquela época foram propostas numerosas teorias para dar conta desta perturbação, das quais discutiremos as principais. Assim, a análise dos limites da lei de Newton situa-se no ponto de intersecção de duas disciplinas: a matemática e a física. Em primeiro lugar, durante todo o século XIX, a mecânica celeste, enquanto ciência que se ocupa do cálculo das posições e movimentos dos astros, é uma disciplina puramente matemática, desenvolvida a partir do cálculo racional lagrangiano. Em segundo lugar, esta deve conjugar-se com a astronomia de posição ou observacional, disciplina maisempírica, levada acabonos observatórios astronómicos, e consistente na recolha de dados a partir da observação do céu e na elaboração de mapas sobre a localização dos astros. Em último lugar, qual a natureza da força de atração que governa os movimentos dos planetas é uma questão completamente física, ou seja, a compreensão da gravitação em termos de força de ação à distância ou ação por contato, assim como no que diz respeito ao seu mecanismo de transmissão (se existir), é da mesma índole daquela associada à força eletromagnética e, neste sentido, foram principalmente os físicos que trataram esta questão. Para não alargar o presente artigo, focaremos a nossa atenção exclusivamente numa das questões assinaladas, a saber, os problemas observacionais e as possíveis soluções aos mesmos. No seu curso Os limites da lei de Newton, Poincaré começa por perguntar pelo objetivo da mecânica celeste, sendo este a curto prazo «prever as posições dos astros para os astrónomos e navegadores»3. Além disso, o seu objetivo final «é resolver esta grande questão e saber se a lei de Newton explica, por si própria, todos os fenómenos astronómicos»4. Trata-se, definitivamente, de determinar a sua validade e campo de aplicação, para o qual é preciso examinar, em primeiro lugar, as principais divergências entre esta lei e a observação. Neste sentido, Poincaré decide não considerar algumas anomalias que afetam os pequenos planetas (planetoides) e centrar-se nos grandes planetas, em particular, aqueles que estão mais próximos do Sol. Assim, assinala o avanço do periélio de Mercúrio, do periélio de Marte e dos nodos de Vénus. Acrescenta a estas discrepâncias a aceleração secular do movimento médio da Lua e a ace2As perturbações seculares são aquelas alterações nas órbitas planetárias que se somam indefinidamente não dando lugar a compensações. Em contraposição a estas existem as perturbações periódicas que são aquelas que não constituem uma variação fundamental dado que são compensadas após um certo período de tempo. 3Poincaré (1953), p. 122. 4Poincaré (1953), p. 122. Actas/Anais do 7.ºEncontro Luso-Brasileiro de História da Matemática, I, 137–156 140 POINCARÉ E OS LIMITES DA LEI DE NEWTON leração do cometa de Encke5. Poincaré considera que os problemas mais urgentes que a teoria newtoniana não consegue explicar são o movimento do periélio de Mercúrio, a aceleração secular da Lua e a aceleração irregular do cometa de Encke. Cada um destes problemas ocupará uma secção do artigo, sendo a última a conclusão. 2 O avanço do periélio de Mercúrio Por volta de 1850 o estado de perfeição e capacidade de previsão da mecânica celeste era tal que não se sonhava em corrigi-la. A teoria newtoniana da gravitação exigia que as órbitas dos planetas não fossem estacionárias, pois eram perturbadas por corpos vizinhos. Graças ao cálculo e ao aumento da precisão das técnicas de observação, cada desvio orbital podia ser medido com grande exatidão ou ser deduzido da teoria6. É deste modo que a mecânica celeste e a astronomia de posição se conjugam pois, por vezes, eram os matemáticos que proporcionavam aos astrónomos os cálculos necessários de forma que pudessem orientar os seus instrumentos na direção indicada pelas coordenadas deduzidas, como no caso da descoberta de Neptuno em 1846. Outras vezes eram as observações que guiavam os matemáticos de forma a que pudessem corrigir os seus cálculos. Porém, este estado de perfeição viu-se ameaçado a partir de 1859 quando o diretor do Observatório de Paris, Urbain Le Verrier, publicou a descoberta do avanço anómalo do periélio de Mercúrio7. Efetivamente, no seu ponto mais próximo do Sol a órbita deste planeta move-se na mesma direção que este, em princípio, por causa da interação de Mercúrio com o resto dos corpos do sistema solar. Contudo, o avanço da órbita é considerado anómalo porque, mesmo tomando em conta a influência gravítica dos astros próximos, especialmente de Vénus, existe uma discrepância entre os cálculos e a observação de 3800 de arco por século. Em 1882 os cálculos de Le Verrier foram corrigidos pelo astrónomo americano Simon Newcomb aumentando o excesso de precessão do periélio de Mercúrio a quase 4300 de arco por século8. Com a precisão técnica da altura, tal diferença entre o cálculo e a observação dificilmente poderia dever-se a erros observacionais9, pelo que eram re5Poincaré (1953), p. 124. 6Cf. Roseveare (1982), p. 16. 7Cf. Le Verrier (1859), pp. 1–195. 8Newcomb (1882), p. 473. 9Segundo Roseveare (1982), p. 21, os erros observacionais admissíveis nos meados do século XIX eram cerca de um segundo de arco na medição da posição de um planeta. Actas/Anais do 7.ºEncontro Luso-Brasileiro de História da Matemática, I, 137–156 MARÍA DE PAZ 141 Figura 1: Desenho de órbita elíptica com precessão. queridas explicações alternativas. Estas poderiam ser de dois tipos: ou bem tentava-se encaixar esta discrepância dentro do esquema conceptual newtoniano, ou bem era proposta uma alternativa a este esquema, ou seja, uma modificação da lei de Newton. Este é o modo em que Poincaré divide estas duas classes de explicação: newtonianas e extra-newtonianas10. No presente artigo limitar-nos-emos apenas às hipóteses que não pretendem desviar-se da mecânica newtoniana. Estamos assim perante um processo de incorporação de novos factos experimentais a uma teoria já constituída, e este é precisamente o procedimento escolhido por Le Verrier. Tomando em conta este objetivo, é preciso utilizar o esquema conceptual de que dispomos. Em primeiro lugar, contamos com a linguagem matemática adequada, ou seja, o cálculo lagrangiano que permite comparar as coordenadas calculadas com as observadas. Em segundo lugar, contamos com um princípio que se considera bem estabelecido: a lei do inverso do quadrado. Assim, Le Verrier propõe: «Se as Tábuas [astronómicas] assim constituídas não concordam rigorosamente como conjuntodas observações, de modonenhum estaremos tentados a acusar a insuficiência da lei de gravitação universal. Nos nossos dias, este princípio tem adquirido um grau tal de certeza que já não é permitido alterá-lo; e, se encontrarmos um fenómeno que este não explique completamente, não se pode 10Cf. Poincaré (1953), p. 124. Actas/Anais do 7.ºEncontro Luso-Brasileiro de História da Matemática, I, 137–156 142 POINCARÉ E OS LIMITES DA LEI DE NEWTON culpar o próprio princípio, senão alguma inexatidão na sua aplicação ou alguma causa material cuja existência nos tem escapado»11. Efetivamente, LeVerrier pensouque modificar alei deNewtonnão era uma opção teórica aceitável, pelo que preferiu considerar hipóteses alternativas, tais como a possível inexatidão em alguns cálculos ou ‘uma causa material’. Tomando em conta a primeira destas duas ideias, examina a possibilidade de ampliar a massa de Vénus. Este planeta, por ser o mais próximo de Mercúrio, é ocausadordegrandepartedasperturbaçõesdasuaórbita, peloqueumerrono cálculo da sua massa poderia ser o responsável pelas discrepâncias no avanço do periélio daquele. No entanto, para queesta alteraçãofuncionasse, seria preciso que não produzisse perturbações adicionais noutros planetas, tais como na órbita da Terra, o que não acontece, pelo que Le Verrier abandona esta primeira opção e, de modo análogo ao que tinha sucedido nas perturbações anómalas de Urano que levaram à descoberta de Neptuno, este astrónomo considera a hipótese de um planeta intramercurial. Apossibilidadedeexistirumplaneta entreaórbitade Mercúrioea doSoltinha já sido proposta anteriormente por razões diferentes. A primeira proposta é a partir da observação de algumas protuberâncias no disco solar durante um eclipse em 1842. O astrónomo francês Jacques Babinet interpretou estas protuberâncias, as quais denominou ‘nuvens ígneas’, como massas planetárias12, e considerou a maior delas como um planeta e as outras como planetoides. Foi BabinetquempelaprimeiravezchamouVulcano aosupostoplanetaintramercurial. Perante a possível existência de um novo corpo celeste, Le Verrier propõe- -se a tarefa de calcular a sua massa de modo que possa ser responsável pela perturbação secular na órbita de Mercúrio. No entanto, o valor obtido era demasiado grande para um corpo que não tivesse sido já avistado e, dada a controvérsia no que diz respeito aos dados obtidos por Babinet que eram, em princípio, os únicos, Le Verrier afirma: «Tais são as objeções que podemos fazer à hipótese da existência de um planeta único, comparável a Mercúrio pelas suas dimensões e circulando dentro da órbita deste último planeta. Aqueles a quem estas objeções parecerem demasiado graves, serão conduzidos a substituir este planeta único por uma série de asteroides cujas ações produzirão, em suma, o efeito total do periélio de Mercúrio»13. 11Le Verrier (1849), p. 2. 12Cf. Babinet (1846), p. 282. 13Le Verrier (1859), p. 105. Actas/Anais do 7.ºEncontro Luso-Brasileiro de História da Matemática, I, 137–156 MARÍA DE PAZ 143 Contudo, a história de Vulcano não termina aqui pois, posteriormente, Le Verrier teve notícia de que um astrónomo amador, Edmond Lescarbault, tinha observado tal planeta14. O diretor do observatório de Paris comprovou a fiabilidade destas observações. Após ficar satisfeito, dedicou-se à investigação da órbita de Vulcano e em 1876 publicou um estudo detalhado da mesma que predizia os futuros trânsitos15. No entanto, Vulcano não voltou a ser avistado. Embora a procura deste planeta continuasse ainda durante algum tempo, as objeções à sua existência eram numerosas, principalmente acerca do seu tamanho e falta de observação. Assim, em 1882, Félix Tisserand, sucessor de Le Verrier na direção do observatório de Paris, escreve: «Convém assim voltar à ideia dada primeiro por Le Verrier, a saber: que existe um anel de asteroides entre Mercúrio e o Sol; as razões teóricas que militam em favor da existência deste anel não perderam nada da sua força»16. Tanto Le Verrier como Tisserand consideraram esta hipótese como a alternativa possível a Vulcano. Contudo, manifesta algumas objeções teóricas que são apresentadas por Poincaré: «Se o anel estivesse no plano da eclíptica, deveria alterar o movimento do nodo [de Mercúrio]; portanto, haverá que admitir que o plano do anel é o da órbita de Mercúrio aproximadamente: explicaria assim o movimento do nodo de Vénus. Mas Newcomb considera que um anel que tenha uma tal inclinação não poderá subsistir; os elementos osciladores deste anel sofrerão perturbações que tenderão a afastá-lo do plano da órbita de Mercúrio»17. O plano da eclíptica é o plano da órbita da Terra em torno do Sol, sendo a eclíptica a curva que descreve a trajetória solar, supondo assim que o movimento aparente doSol écoplanar com oda órbita daterra. Portanto, se a órbita do anelestivesse situadanesse plano, significaria queseria coplanar àdo nosso planeta. Mas Mercúrio não está situado nesse plano, pelo que uma cintura ou anel de matéria com a massa necessária para produzir a perturbação do periélio e localizado nessas coordenadas deveria alterar também o movimento 14Cf. Lescarbault (1860), pp. 40–45. 15Cf. Le Verrier (1876). 16Tisserand (1882), p. 771. 17Poincaré (1953), p. 147. Actas/Anais do 7.ºEncontro Luso-Brasileiro de História da Matemática, I, 137–156 144 POINCARÉ E OS LIMITES DA LEI DE NEWTON dos nodos de Mercúrio. No entanto, de acordo com a teoria newtoniana estes carecem de avanço anómalo. Em consequência, o anel de asteroides deve ser coplanar à órbita de Mercúrio para não produzir uma nova perturbação da qual a teoria não consiga dar conta. Contudo, Simon Newcomb encontrou uma objeção fundamental a este anel de asteroides: «Se o plano médio do grupo [de asteroides] fosse coincidente em alguma época com o de Mercúrio, não poderia permanecer assim permanentemente, senão queos planetasde diferentesórbitas agrupar-se-iam com o tempo perto do plano invariável do sistema planetário. De novo, se a coincidência tivesse lugar com a órbita de Mercúrio, não teria lugar em relação ao plano de Vénus, e o plano do movimento desse planeta estaria sujeito à variação secular»18. Definitivamente, o anel tenderia a situar-se no plano da eclíptica devido à influência do resto de planetas. Nesta posição perturbaria os nodos de Mercúrio, o que já sabemos que não acontece. Após rejeitar esta opção para explicar o avanço do periélio de Mercúrio, Newcomb propõe a possibilidade de que o Sol não seja uma esfera perfeita, senão um elipsoide cujos pólos estejam ligeiramente achatados19. Esta hipótese tem duas explicações possíveis: ou bem é a própria matéria interior do Sol a responsável desta elipticidade, ou bem é devida à massa da coroa solar. Contudo, tanto Newcomb como Poincaré mostram o fracasso de ambas as conjeturas, dado que na época podia ser medida com precisão a diferença entre os raios polar e equatorial do Sol, sendo o resultado desta medida um achatamento demasiado ligeiro para dar conta dos 43 segundos de arco requeridos20. Newcomb considera ainda uma última possibilidade como causa material desta anomalia. Trata-se de uma cintura de matéria situada entre Mercúrio e Vénus. Um anel nesta posição poderia também dar conta das anomalias dos nodos de Vénus, sempre que tivesse a inclinação precisa para explicar estas e não produzisse novas perturbações nos nodos de Mercúrio. No entanto, um grupo de corpos do tamanho requerido e com a inclinação necessária, em lugar de explicar o avanço dos nodos de Vénus, produziria um movimento retrógrado dos mesmos, o que invalida esta possibilidade21. Outra solução analisada por Poincaré é a hipótese da luz zodiacal. Trata-se de um fenómeno observável: consiste numa luz leve e difusa, percetível no céu 18Newcomb (1882), p. 475. 19Cf. Newcomb (1882), p. 476. 20Cf. Poincaré (1953), p. 144. 21Newcomb (1895), p. 117. Actas/Anais do 7.ºEncontro Luso-Brasileiro de História da Matemática, I, 137–156 MARÍA DE PAZ 145 noturno, que parece estender-se desdeo Sol até àórbita da Terra. Considerava- -se que esta luz resultava de uma certa quantidade de matéria em torno do Sol. No entanto, Poincaré descartou esta hipótese: «O efeito da luz zodiacal, que se estende para além da órbita de Mercúrio, seria assimilável ao efeito de um conjunto de anéis: a parte situada entre o afélio e o periélio de Mercúrio seria prejudicial, dado que produziria um movimento retrógrado; a outra parte seria útil. Mas encontramos as mesmas objeções que para o anel intramercurial»22. Ou seja, considerou que a matéria responsável pela luz zodiacal ou bem se encontrava no plano da eclíptica, em cujo caso perturbaria os nodos de Mercúrio, ou bem se situava no plano da órbita deste planeta, cuja posição seria instável por causa das perturbações dos outros planetas. Contudo, em dezembro de 1906 o astrónomo diretor do observatório de Munique, Hugo von Seeliger, publicou um artigo no qual retomava a ideia da luz zodiacal como responsável tanto do avanço do periélio de Mercúrio como do dos nodos de Vénus e além disso dava conta da conhecida ‘objeção cosmológica’23. Esta objeção relaciona-se com a aplicabilidade da lei de Newton ao conjunto do universo para além do sistema solar. E, embora não referida por Poincaré, é relevante por duas razões. A primeira é que foi uma objeção importante discutida na época, pertinente para o estado da questão astronómica que estamos a expor. A segunda tem que ver com a questão proposta por Poincaré no início do seu curso de astronomia: quais é que são os limites da lei de Newton, isto é, se é ou não aplicável ao conjunto do universo. Deacordocom ateoria newtoniana, amatéria encontra-seuniformemente distribuída no universo. Ora, se este é infinito, como se pensava na altura, então, em função da lei de gravitação universal, os corpos estariam submetidos a infinitas atrações, o que causaria, em último termo, um colapso gravitacional24. Esta é a ‘objeção cosmológica’. Este problema foi assinalado por Seeliger em 1895 e levou-o a propor uma alteração à lei de Newton25. Porém, em 1906 considerou que a hipótese da luz zodiacal, combinada com algumas suposições adicionais, poderia explicá-lo sem modificar a lei. Analisou a possibilidade de existirem vários anéis de matéria em diferentes pontos do sistema solar. Ao calcular as inclinações adequadas para não produzir novas anomalias, propôs em última instancia a existência de dois elipsoides de pequenas 22Poincaré (1953), p. 147. 23Cf. Seeliger (1906), pp. 595–622. 24Cf. Norton (1999), p. 307. 25Cf. Seeliger (1895), pp. 129–136. Actas/Anais do 7.ºEncontro Luso-Brasileiro de História da Matemática, I, 137–156 152 POINCARÉ E OS LIMITES DA LEI DE NEWTON «Eram consideradas como anomalias sérias dentro da teoria gravitacional mais ampla, que incluía não só a lei da força central, mas também leis adicionais e hipóteses que governam a aplicação dessa lei da força às condições reais concernentes ao sistema solar»49. 5 Conclusão A pertinência das soluções propostas às anomalias para o estado da questão da gravitação na transição do século XIX ao XX e a preocupação de Poincaré justifica-se pelo facto de que dizem respeito às condições materiais de composição dos corpos(como o hipotéticonúcleo duplo docometa de Encke), àconjunção da aceleração lunar, ou ao possível efeito de outras forças físicas conhecidas mas cuja influência era dificilmente calculável nesse momento (como no caso do magnetismo sobre o movimento da Lua). É por isto que a mais problemática de todas elas é a do periélio de Mercúrio, dado que, perante as outras, não era facilmente determinável se o erro se encontrava na própria lei do inverso do quadrado ou se, como acontecia com as outras anomalias, se devia também a hipóteses adicionais da teoria mais ampla da gravitação. De facto, a anomalia mercurial questiona a aplicabilidade da lei de Newton e, embora Poincaré proponha uma solução dentro do esquema newtoniano, não foi a adotada pelos cientistas das várias áreas (astrónomos e físicos). Mas, justamente, esta foi uma das questões que mais motivou a procura de soluções alternativas à teoria newtoniana. Juntamente com a anomalia de Mercúrio, encontramos o sempre presente problema da causa da atração gravitacional. Estas duas preocupações fundamentais constituem o núcleo do motivo pelo qual nesses anos se propuseram numerosas teorias alternativas à newtoniana. Desde 1850 foram propostas várias teorias gravitacionais50. Estas têm por objetivo fundamental proporcionar um suporte teórico à lei do inverso do quadrado, ou por meio da introdução de mecanismos transmissores da força, ou por meio de certos coeficientes que modificam a lei original de Newton, ou ainda, no caso de alguns cientistas muito ambiciosos, através de uma conceção generalizada segundo a qual todas as forças, incluindo a gravitação, têm uma origem eletromagnética, e, 49Roseveare (1982), p. 4. 50Prova disto são as obras de William Taylor “Kinetic theories of Gravitation” onde é apresentada uma lista de vinte e uma teorias (1877), de John Bernhard Stallo The Concepts and Theories of Modern Physics (1882), na qual se acrescentam nove à lista dada por Taylor e de Jonathan Zenneck “Gravitation” (1903), onde se discutem mais de vinte teorias. Actas/Anais do 7.ºEncontro Luso-Brasileiro de História da Matemática, I, 137–156 MARÍA DE PAZ 153 por conseguinte, a lei do inverso do quadrado é modificada de acordo com os pressupostos da eletrodinâmica. Estas últimas tentativas foram agrupadas na denominada “visão eletromagnética da natureza”, defendida, pelo menos parcialmente, por cientistas tão prestigiados como Hendrik Lorentz51. Porém, a discussão pormenorizada de todas estas teorias está fora do âmbito deste artigo. A existência das anomalias observacionais aqui consideradas e dos problemas teóricos brevemente apontados permite desmentir uma certa posição comum nas explicações gerais da história da ciência, da qual as seguintes afirmações são uma amostra: «No século XIX, a doutrina da atração universal tornar-se-á um dogmada ciência. Permaneceráassimatéao aparecimentoda teoria einsteiniana da gravitação»52. «Em geral não havia razão teórica para prosseguir estas especulações [sobre a gravitação] até ao surgimento da teoria da relatividade»53. Efetivamente, como afirma Dugas, é durante o século XIX que a teoria newtoniana adquire um estatuto privilegiado graças à sua capacidade preditiva, principalmente por causa da precisão no cálculo das órbitas dos novos habitantes do sistema solar (novos planetas, cometas, satélites, etc.). Contudo, não é completamente certo que possua esse carácter de ‘dogma científico’, pois como mostrámos neste artigo, existiam sérios problemas que a puseram em questão, do que são prova as soluções alternativas que brevemente mencionámos. Além disso, é falso afirmar que nenhuma razão teórica justificava a modificação da teoria newtoniana, dado que o problema de considerar a gravitação como ‘atração à distância’ reapareceu com força nesse período histórico54 e uma das principais causas para a proposta das teorias alternativas é, justamente, o estatuto epistemológico e ontológico de tal força. A outra, como também tentámos mostrar neste artigo, é a discrepância entre a teoria e a observação nos movimentos astronómicos, principalmente no que diz respeito ao avanço do periélio de Mercúrio. 51Cf. Lorentz (1900) e McCormmach (1970). Nesta linha situam-se também os trabalhos prévios de Mossotti e Zöllner, cf. Renn e Schemmel (2007), p. 7. 52Dugas (1950), p. 208). 53Hesse (1961), p. 225. 54Cf. de Paz (2014), pp. 262–285. 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