Sè#9 |
|
| Sistema eliocentrico o geocentrico? Nel VI secolo a.C. Pitagora sospettò che la Terra non fosse piatta ma sferica; più tardi, il filosofo greco Aristotele asserì che l’intero universo consisteva di una serie di sfere concentriche sulle quali erano posti i pianeti, con la Terra al centro. All’esterno vi era la sfera delle stelle fisse, perfette e immutabili. Secondo questo modello i pianeti erano 7. A quel tempo gli asteroidi e i pianeti Urano, Nettuno e Plutone erano sconosciuti, poiché troppo deboli per poter essere visti a occhio nudo. In Europa, agli inizi del Rinascimento, per quanto riguarda l’astronomia, la Chiesa si arroccò nella difesa del sistema Aristotelico, ripreso da Tolomeo. La concezione Tolemaica presentava gravi errori nella previsione della posizione dei pianeti difficili da giustificare. Uno degli studiosi che tentò di analizzare gli errori del sistema Tolemaico fu Niccolò Copernico. Egli effettuò numerosi osservazioni e comprese che la Terra doveva essere considerata alla stregua degli altri pianeti. Ne conseguì questa teoria: al centro del Sistema Solare doveva trovarsi il Sole anziché la Terra. Secondo questa prima versione dell’eliocentrismo, i pianeti si sarebbero mossi su orbite circolari anziché ellittiche, e ciò non permise di accordare le posizioni dei pianeti in cielo. Giovanni Cheplero suppose che anche la Terra facesse parte dei pianeti che orbitavano attorno al Sole, inoltre affermò che le orbite dei pianeti non erano circolari ma ellittiche. Le orbite calcolate in questo modo da Cheplero spiegavano perfettamente i moti dei pianti, ma solo con Galileo vennero raccolte le prove definitive della validità del modello eliocentrico. Le 3 leggi che regolano il moto dei pianeti furono proposte da Cheplero sulla base di osservazioni effettuate da Tycho. La prima legge sostiene che i pianeti si muovono su orbite ellittiche delle quali il Sole occupa uno dei 2 fuochi. La seconda dice che il vettore che congiunge il Sole a un certo pianeta spazza aree uguali in tempi uguali. La velocità è massima quando il pianeta è in perielio (vicino al Sole), minima quando il pianeta è in afelio (lontano dal Sole). La terza, infine, mette in relazione la velocità di rivoluzione di ciascun pianeta con la sua distanza dal Sole. La velocità lineare dei pianeti decresce con l’aumentare della distanza dal Sole.
|
| |