Koperníkova revoluce

Britannica Kvíz

Astronomie a vesmír Kvíz

Co dělá planetu trpasličí planetou? Kolik kilometrů je ve světelném roku? Co přesně je kvazar? Vydejte se do jiných světů a zároveň si otestujte své znalosti o vesmíru, nebeských tělesech a sluneční soustavě.

Byl to Galileo, kdo využil sílu nově vynalezených čoček k sestrojení dalekohledu, který by shromáždil nepřímou podporu pro Koperníkův názor. Kritici neměli žádnou racionální odpověď na Galileův objev korelace fází osvětlení Venuše s její oběžnou polohou vůči Slunci, která vyžadovala, aby obíhala kolem tohoto tělesa, nikoli kolem Země. Stejně tak nemohli vyvrátit jeho objev čtyř nejjasnějších satelitů Jupiteru (tzv. galileovských satelitů), který dokazoval, že planety skutečně mohou mít měsíce. Mohli se pouze odmítnout podívat do dalekohledu nebo odmítnout vidět to, co jim říkaly jejich vlastní oči.

Galileo také systematicky útočil na další přijaté Aristotelovy nauky, když například ukázal, že Slunce není dokonalé, ale má skvrny. Církev, obléhaná ze všech stran tím, co vnímala jako kacířské vzedmutí, donutila Galilea v roce 1633 odvolat svou podporu heliocentrické soustavy. V posledních letech svého života, kdy byl Galileo uzavřen v domácím vězení, prováděl skutečné experimenty a myšlenkové pokusy (shrnuté v traktátu), které vyvracely jádro aristotelovské dynamiky. Především formuloval koncepci, která nakonec vedla (v rukou Reného Descarta) k tzv. prvnímu zákonu mechaniky – totiž že pohybující se těleso zbavené tření a všech ostatních sil se nepohybuje po kružnici, ale po přímce rovnoměrnou rychlostí. Referenčním rámcem pro taková měření se nakonec staly „pevné hvězdy“. Galileo také tvrdil, že v gravitačním poli Země a při absenci odporu vzduchu budou tělesa o různé hmotnosti padat stejnou rychlostí. Toto zjištění nakonec vedlo (v rukou Einsteina) k principu ekvivalence, základnímu kameni obecné teorie relativity.

Byl to německý astronom Johannes Kepler, Galileův současník, kdo zasadil rozhodující úder, který zajistil úspěch koperníkovské revoluce. Ze všech planet, jejichž dráhy se Koperník snažil vysvětlit pomocí jediné kružnice, měl Mars největší odchylku (v astronomické nomenklatuře největší excentricitu); Kepler si proto domluvil spolupráci s nejvýznamnějším hvězdářem své doby, Dánem Tycho Brahem, který za mnoho let nashromáždil nejpřesnější měření polohy této planety. Když Kepler po Tychově smrti konečně získal přístup k těmto údajům, snažil se pečlivě napasovat pozorování na jednu křivku za druhou. Práce byla obzvláště obtížná, protože musel předpokládat oběžnou dráhu Země a teprve poté mohl důsledně odečíst vliv jejího pohybu. Nakonec, po mnoha neúspěšných pokusech a zamítnutích, našel jednoduché a elegantní řešení – elipsu se Sluncem v jednom ohnisku. Ostatní planety také zapadly na své místo. Po tomto triumfu následovaly další, mezi nimiž vyniká Keplerův objev tzv. tří zákonů pohybu planet. Empirické vítězství bylo zajištěno, a tím byla připravena půda pro Newtonovo nedostižné teoretické tažení.

Dva velké úspěchy připravily Newtonovi cestu k dobytí dynamického problému pohybů planet: objev druhého mechanického zákona a zákona všeobecné gravitace. Druhý zákon mechaniky zobecnil Galileovu a Descartovu práci o pozemské dynamice a tvrdil, jak se tělesa obecně pohybují, když na ně působí vnější síly. Zákon všeobecné gravitace zobecnil práci Galilea a anglického fyzika Roberta Hooka o pozemské gravitaci a tvrdil, že dvě hmotná tělesa se vzájemně přitahují silou přímo úměrnou součinu jejich hmotností a nepřímo úměrnou čtverci jejich vzdálenosti. Newton čistě matematickou dedukcí ukázal, že z těchto dvou obecných zákonů (jejichž empirický základ spočíval v laboratoři) vyplývají při aplikaci na nebeskou sféru tři Keplerovy zákony pohybu planet. Tento brilantní převrat završil koperníkovský program, jehož cílem bylo nahradit starý světonázor alternativou, která byla mnohem lepší jak z hlediska koncepčního principu, tak z hlediska praktické aplikace. Stejně geniálně Newton sjednotil mechaniku nebe a Země a zahájil éru moderní vědy.

Při formulaci svých zákonů Newton prosadil jako postuláty pojmy absolutního prostoru (ve smyslu euklidovské geometrie) a absolutního času (matematická veličina, která plyne ve vesmíru bez vztahu k čemukoli jinému). Určitý druh principu relativity („galileovská relativita“) však existoval ve svobodě volby různých inerciálních vztažných rámců – tj. na podobu Newtonových zákonů neměl vliv pohyb konstantní rychlostí vzhledem k „pevným hvězdám“. Newtonovo schéma však jednoznačně oddělilo prostor a čas jako zásadně oddělené entity. Tento krok byl nezbytný pro dosažení pokroku a byl tak úžasně přesným přiblížením pravdě pro popis pohybů, které jsou pomalé ve srovnání s rychlostí světla, že odolal všem zkouškám po více než dvě století.

V roce 1705 použil anglický astronom Edmond Halley Newtonovy zákony k předpovědi, že jistá kometa, která byla naposledy spatřena v roce 1682, se znovu objeví o 76 let později. Když se Halleyova kometa vrátila o vánoční noci roku 1758, mnoho let po smrti Newtona i Halleyho, žádný vzdělaný člověk už nikdy nemohl vážně pochybovat o síle mechanistických vysvětlení přírodních jevů. Nikdo by se už také neobával, že neřízené výlety komet sluneční soustavou rozbijí krystalické koule, které dřívější myslitelé v duchu konstruovali pro přenos planet a ostatních nebeských těles po obloze. Pozornost profesionálních astronomů se nyní stále více obracela k pochopení hvězd.

V posledně jmenovaném úsilí vedl útok britský astronom William Herschel a jeho syn John. Konstrukce stále výkonnějších reflexních dalekohledů jim na přelomu 17. a 18. století umožnila změřit úhlové polohy a zdánlivé jasnosti mnoha slabých hvězd. V dřívější době Galileo zaměřil svůj dalekohled na Mléčnou dráhu a zjistil, že se skládá z bezpočtu jednotlivých hvězd. Nyní Herschelovi zahájili ambiciózní program kvantitativního měření rozložení hvězd na obloze. Na základě předpokladu (který poprvé přijal nizozemský matematik a vědec Christiaan Huygens), že slabost je statistickým měřítkem vzdálenosti, odvodili obrovské průměrné vzdálenosti hvězd. Tento názor získal přímé potvrzení u nejbližších hvězd díky měřením paralaxy jejich vzdáleností od Země. Později fotografie pořízené v průběhu mnoha let také ukázaly, že některé hvězdy mění svou polohu napříč zorným polem vzhledem k pozadí; astronomové se tak dozvěděli, že hvězdy nejsou skutečně stálé, ale mají vůči sobě vzájemné pohyby. Tyto skutečné pohyby – stejně jako zdánlivé pohyby způsobené paralaxou, které poprvé změřil německý astronom Friedrich Bessel v roce 1838 – starověcí astronomové nezaznamenali kvůli obrovské vzdálenosti hvězdného vesmíru.

.