Den kopernikanske revolution

Renæssancen bragte en frisk undersøgelsesånd til kunst og videnskab. Opdagelsesrejsende og rejsende bragte de rester af klassisk viden hjem, som var blevet bevaret i den muslimske verden og i Østen, og i det 15. århundrede kom Aristarchos’ heliocentriske hypotese igen til at blive debatteret i visse uddannede kredse. Det mest dristige skridt blev taget af den polske astronom Nicolaus Kopernikus, der tøvede så længe med at offentliggøre sit værk, at han ikke så et trykt eksemplar af sit eget værk, før han lå på sit dødsleje i 1543. Kopernikus erkendte mere dybtgående end nogen anden fordelene ved et solcentreret planetsystem. Ved at antage det synspunkt, at Jorden kredsede om Solen, kunne han kvalitativt forklare planeternes vandring frem og tilbage på en meget mere enkel måde end Ptolemæus. For eksempel ville Jorden på visse tidspunkter i Jordens og Mars’ bevægelser omkring Solen indhente Mars’ projicerede bevægelse, og så ville denne planet synes at gå baglæns gennem dyrekredsen. Desværre fortsatte Kopernikus i sit solcentrerede system med at holde sig til den etablerede tradition om at anvende en ensartet cirkelbevægelse, og hvis han kun antog én stor cirkel for hver planets bane, ville hans beregnede planetpositioner i virkeligheden være kvantitativt dårligere i forhold til de observerede positioner af planeterne end tabeller baseret på det ptolemæiske system. Denne fejl kunne delvist korrigeres ved at give yderligere mindre cirkler, men så ville meget af skønheden og enkeltheden i Copernicus’ oprindelige system gå tabt. Desuden skulle Månen stadig bevæge sig rundt om Jorden, selv om Solen nu var fjernet fra listen over planeter og Jorden var tilføjet,

Britannica Quiz

Astronomi og rumfart Quiz

Hvad gør en planet til en dværgplanet? Hvor mange mil er der i et lysår? Hvad er en quasar helt præcist? Kast dig ud i andre verdener, mens du tester din viden om rummet, himmellegemer og solsystemet.

Det var Galilei, der udnyttede kraften af nyopfundne linser til at bygge et teleskop, der skulle samle indirekte støtte til det kopernikanske synspunkt. Kritikerne havde ingen rationel reaktion på Galileis opdagelse af sammenhængen mellem Venus’ lysfaser og dens baneposition i forhold til solen, som krævede, at den kredsede om dette legeme i stedet for om Jorden. De kunne heller ikke tilbagevise hans opdagelse af Jupiters fire mest lysstærke satellitter (de såkaldte Galileiske satellitter), som viste, at planeter faktisk kunne have måner. De kunne kun nægte at se gennem teleskopet eller nægte at se, hvad deres egne øjne fortalte dem.

Galileo gik også systematisk til angreb på andre accepterede lærdomme fra Aristoteles ved f.eks. at vise, at Solen ikke var perfekt, men havde pletter. Kirken, der blev belejret fra alle sider af det, den opfattede som kætterske optrin, tvang Galilei til at tilbagekalde sin støtte til det heliocentriske system i 1633. I sine sidste år i husarrest ville Galilei udføre faktiske eksperimenter og tankeeksperimenter (sammenfattet i en afhandling), som ville modbevise kernen i den aristoteliske dynamik. Især formulerede han det begreb, der i sidste ende (hos René Descartes) skulle føre til den såkaldte første mekaniske lov – nemlig at et legeme i bevægelse, der er fri for friktion og alle andre kræfter, ikke bevæger sig i en cirkel, men i en lige linje med ensartet hastighed. Referencerammen for at foretage sådanne målinger var i sidste ende de “faste stjerner”. Galilei hævdede også, at i Jordens tyngdefelt og i fravær af luftmodstand ville legemer af forskellig vægt falde med samme hastighed. Denne opdagelse ville i sidste ende (hos Einstein) føre til ækvivalensprincippet, en hjørnesten i den generelle relativitetsteori.

Det var den tyske astronom Johannes Kepler, en samtidige med Galilei, der skulle give det afgørende slag, som sikrede den kopernikanske revolutions succes. Af alle de planeter, hvis baner Kopernikus havde forsøgt at forklare med en enkelt cirkel, havde Mars den største afvigelse (den største excentricitet, i astronomisk nomenklatur); derfor arrangerede Kepler et samarbejde med sin tids førende observationsastronom, Tycho Brahe fra Danmark, som gennem mange år havde samlet de mest præcise positionsmålinger af denne planet. Da Kepler endelig fik adgang til disse data efter Tychos død, forsøgte han omhyggeligt at tilpasse observationerne til den ene kurve efter den anden. Arbejdet var særlig vanskeligt, fordi han var nødt til at antage en bane for Jorden, før han selvkonsistent kunne trække virkningerne af dens bevægelse fra. Til sidst, efter mange nærgående forsøg og afvisninger, fandt han en enkel og elegant løsning – en ellipse med Solen i det ene fokus. De andre planeter faldt også på plads. Denne triumf blev efterfulgt af andre, bl.a. Keplers opdagelse af sine såkaldte tre love for planeternes bevægelse. Den empiriske sejr var sikret, og scenen var sat for Newtons uovertrufne teoretiske felttog.

To store bedrifter banede vejen for Newtons erobring af det dynamiske problem med planeternes bevægelser: hans opdagelser af den anden mekaniske lov og loven om universel gravitation. Den anden mekaniske lov generaliserede Galileos og Descartes’ arbejde om jordens dynamik og fastslog, hvordan legemer generelt bevæger sig, når de er udsat for ydre kræfter. Loven om universel gravitation generaliserede Galileos og den engelske fysiker Robert Hooke’s arbejde om jordisk tyngdekraft og fastslog, at to massive legemer tiltrækker hinanden med en kraft, der er direkte proportional med produktet af deres masse og omvendt proportional med kvadratet på afstanden mellem dem. Newton viste ved ren matematisk deduktion, at disse to generelle love (hvis empiriske grundlag lå i laboratoriet), når de blev anvendt på himmelsystemet, indebar Keplers tre love for planeternes bevægelse. Dette geniale kup fuldendte det kopernikanske program, der gik ud på at erstatte det gamle verdensbillede med et alternativ, der var langt bedre, både i konceptuelt princip og i praktisk anvendelse. I samme genistreg forenede Newton himlens og jordens mekanik og indledte den moderne videnskabs æra.

I forbindelse med formuleringen af sine love hævdede Newton som postulater begreberne absolut rum (i den euklidiske geometris betydning) og absolut tid (en matematisk størrelse, der flyder i universet uden reference til noget andet). Der eksisterede dog en slags relativitetsprincip (“Galileisk relativitet”) i friheden til at vælge forskellige inertiale referencerammer – dvs. at formen af Newtons love var upåvirket af bevægelse med konstant hastighed i forhold til de “faste stjerner”. Newtons skema adskilte imidlertid utvetydigt rum og tid som fundamentalt adskilte enheder. Dette skridt var nødvendigt for at gøre fremskridt, og det var en så vidunderlig præcis tilnærmelse til sandheden til beskrivelse af bevægelser, der er langsomme i forhold til lysets hastighed, at det modstod alle prøver i mere end to århundreder.

I 1705 brugte den engelske astronom Edmond Halley Newtons love til at forudsige, at en bestemt komet, der sidst var set i 1682, ville dukke op igen 76 år senere. Da Halleys komet vendte tilbage julenat 1758, mange år efter både Newtons og Halleys død, kunne ingen uddannet person nogensinde igen tvivle alvorligt på styrken af mekanistiske forklaringer på naturfænomener. Der var heller ingen, der igen ville bekymre sig om, at kometernes ustyrlige udflugter gennem solsystemet ville smadre de krystallinske sfærer, som tidligere tænkere mentalt havde konstrueret til at bære planeter og de andre himmellegemer gennem himlen. De professionelle astronomers opmærksomhed rettede sig nu i stigende grad mod en forståelse af stjernerne.

I den sidstnævnte indsats stod den britiske astronom William Herschel og hans søn John i spidsen for angrebet. Konstruktionen af stadig kraftigere reflekterende teleskoper gjorde det muligt for dem i slutningen af 1700-tallet og begyndelsen af 1800-tallet at måle vinkelpositioner og tilsyneladende lysstyrker for mange svage stjerner. I en tidligere epoke havde Galilei rettet sit teleskop mod Mælkevejen og set, at den bestod af utallige individuelle stjerner. Nu begyndte Herschels et ambitiøst program for kvantitativt at måle fordelingen af stjernerne på himlen. Med udgangspunkt i den antagelse (som den hollandske matematiker og videnskabsmand Christiaan Huygens havde taget til sig for første gang), at svaghed er et statistisk mål for afstand, udledte de stjernernes enorme gennemsnitlige afstand. Dette synspunkt blev direkte bekræftet for de nærmeste stjerner ved hjælp af parallaksemålinger af deres afstand til Jorden. Senere viste fotografier, der blev taget over en periode på mange år, også, at nogle stjerner ændrede placering på tværs af sigtelinjen i forhold til baggrunden; astronomerne lærte således, at stjerner ikke er reelt faste, men at de bevæger sig i forhold til hinanden. Disse virkelige bevægelser – såvel som de tilsyneladende bevægelser som følge af parallaksen, der først blev målt af den tyske astronom Friedrich Bessel i 1838 – blev ikke opdaget af de gamle astronomer på grund af den enorme afstandsskala i stjerneuniverset.