Die kopernikanische Revolution

Die Renaissance brachte einen neuen Forschergeist in die Künste und Wissenschaften. Entdecker und Reisende brachten die Überreste des klassischen Wissens, die in der muslimischen Welt und im Osten bewahrt worden waren, mit nach Hause, und im 15. Jahrhundert wurde die heliozentrische Hypothese des Aristarchos in bestimmten gebildeten Kreisen wieder diskutiert. Den kühnsten Schritt unternahm der polnische Astronom Nikolaus Kopernikus, der so lange mit der Veröffentlichung zögerte, dass er erst auf dem Sterbebett 1543 ein gedrucktes Exemplar seines eigenen Werkes zu Gesicht bekam. Kopernikus erkannte mehr als jeder andere die Vorteile eines sonnenzentrierten Planetensystems. Indem er die Ansicht vertrat, dass die Erde die Sonne umkreist, konnte er das Hin- und Herwandern der Planeten qualitativ viel einfacher erklären als Ptolemäus. Zu bestimmten Zeiten der Bewegungen von Erde und Mars um die Sonne würde die Erde beispielsweise die projizierte Bewegung des Mars einholen, und dann würde dieser Planet scheinbar rückwärts durch den Tierkreis wandern. Leider hielt Kopernikus in seinem sonnenzentrierten System an der bewährten Tradition fest, eine einheitliche Kreisbewegung zu verwenden, und wenn er nur einen großen Kreis für die Umlaufbahn jedes Planeten annahm, wären seine berechneten Planetenpositionen im Vergleich zu den beobachteten Positionen der Planeten in der Tat quantitativ schlechter als Tabellen, die auf dem ptolemäischen System basieren. Dieser Fehler ließe sich zwar teilweise durch zusätzliche kleinere Kreise korrigieren, aber dann ginge viel von der Schönheit und Einfachheit des ursprünglichen Systems von Kopernikus verloren. Außerdem musste sich der Mond immer noch um die Erde bewegen, obwohl die Sonne nun aus der Liste der Planeten gestrichen und die Erde hinzugefügt wurde.

Britannica Quiz

Astronomie und Weltraum Quiz

Was macht einen Planeten zu einem Zwergplaneten? Wie viele Meilen sind in einem Lichtjahr? Was genau ist ein Quasar? Starten Sie in andere Welten und testen Sie Ihr Wissen über den Weltraum, die Himmelskörper und das Sonnensystem.

Es war Galileo, der die Kraft neu erfundener Linsen nutzte, um ein Teleskop zu bauen, das indirekte Unterstützung für die kopernikanische Sichtweise liefern sollte. Die Kritiker hatten keine rationale Antwort auf Galileis Entdeckung der Korrelation zwischen den Beleuchtungsphasen der Venus und ihrer Umlaufposition relativ zur Sonne, die es erforderlich machte, dass die Venus diesen Körper und nicht die Erde umkreiste. Ebenso wenig konnten sie seine Entdeckung der vier hellsten Satelliten des Jupiters (die so genannten Galilei-Satelliten) widerlegen, die bewiesen, dass Planeten tatsächlich Monde besitzen können. Sie konnten sich nur weigern, durch das Fernrohr zu schauen, oder sich weigern zu sehen, was ihre eigenen Augen ihnen sagten.

Galileo griff auch andere anerkannte Lehren des Aristoteles systematisch an, indem er zum Beispiel zeigte, dass die Sonne nicht vollkommen war, sondern Flecken hatte. Die Kirche, die von allen Seiten von dem bedrängt wurde, was sie als ketzerische Bestrebungen ansah, zwang Galilei 1633, seine Unterstützung für das heliozentrische System zu widerrufen. Während seiner letzten Jahre unter Hausarrest stehend, führte Galilei tatsächliche Experimente und Gedankenexperimente durch (die er in einer Abhandlung zusammenfasste), die den Kern der aristotelischen Dynamik widerlegen sollten. Vor allem formulierte er das Konzept, das schließlich (in den Händen von René Descartes) zum so genannten ersten Gesetz der Mechanik führen sollte – nämlich, dass sich ein Körper in Bewegung, der von Reibung und allen anderen Kräften befreit ist, nicht auf einem Kreis, sondern auf einer geraden Linie mit gleichmäßiger Geschwindigkeit bewegen würde. Der Bezugsrahmen für solche Messungen waren letztlich die „Fixsterne“. Galilei argumentierte auch, dass im Gravitationsfeld der Erde und ohne Luftwiderstand Körper mit unterschiedlichem Gewicht mit der gleichen Geschwindigkeit fallen würden. Diese Erkenntnis führte schließlich (durch Einstein) zum Äquivalenzprinzip, einem Eckpfeiler der allgemeinen Relativitätstheorie.

Es war der deutsche Astronom Johannes Kepler, ein Zeitgenosse Galileis, der den entscheidenden Schlag versetzte, der den Erfolg der kopernikanischen Revolution sicherte. Von allen Planeten, deren Umlaufbahnen Kopernikus mit einem einzigen Kreis zu erklären versucht hatte, wies der Mars die größte Abweichung auf (die größte Exzentrizität in der astronomischen Nomenklatur); daher arrangierte Kepler eine Zusammenarbeit mit dem führenden Beobachtungsastronomen seiner Zeit, dem Dänen Tycho Brahe, der über viele Jahre hinweg die genauesten Positionsmessungen dieses Planeten gesammelt hatte. Als Kepler nach Tychos Tod endlich Zugang zu den Daten erhielt, versuchte er in mühsamer Kleinarbeit, die Beobachtungen an eine Kurve nach der anderen anzupassen. Die Arbeit war besonders schwierig, weil er eine Umlaufbahn für die Erde annehmen musste, bevor er die Auswirkungen ihrer Bewegung konsistent abziehen konnte. Nach vielen knappen Entscheidungen und Ablehnungen fand er schließlich eine einfache, elegante Lösung – eine Ellipse mit der Sonne in einem Brennpunkt. Auch die anderen Planeten fügten sich ein. Auf diesen Triumph folgten weitere, darunter Keplers Entdeckung der so genannten drei Gesetze der Planetenbewegung. Der empirische Sieg war gesichert, und die Bühne für Newtons unvergleichliche theoretische Feldzüge war bereitet.

Zwei herausragende Leistungen ebneten den Weg für Newtons Eroberung des dynamischen Problems der Planetenbewegungen: seine Entdeckungen des zweiten Gesetzes der Mechanik und des Gesetzes der universellen Gravitation. Das zweite Gesetz der Mechanik verallgemeinerte die Arbeiten von Galilei und Descartes über die Dynamik der Erde und besagt, wie sich Körper im Allgemeinen bewegen, wenn sie äußeren Kräften ausgesetzt sind. Das Gesetz der universellen Gravitation verallgemeinerte die Arbeiten von Galilei und dem englischen Physiker Robert Hooke über die irdische Schwerkraft und besagt, dass zwei massive Körper einander mit einer Kraft anziehen, die direkt proportional zum Produkt ihrer Massen und umgekehrt proportional zum Quadrat ihres Abstandes ist. Durch reine mathematische Deduktion zeigte Newton, dass diese beiden allgemeinen Gesetze (deren empirische Grundlage im Labor lag), wenn sie auf den Himmelsbereich angewendet werden, Keplers drei Gesetze der Planetenbewegung implizieren. Dieser brillante Coup vervollständigte das kopernikanische Programm zur Ablösung der alten Weltanschauung durch eine Alternative, die sowohl im konzeptionellen Prinzip als auch in der praktischen Anwendung weit überlegen war. Mit demselben Geniestreich vereinheitlichte Newton die Mechanik des Himmels und der Erde und leitete damit das Zeitalter der modernen Wissenschaft ein.

Bei der Formulierung seiner Gesetze setzte Newton die Begriffe des absoluten Raums (im Sinne der euklidischen Geometrie) und der absoluten Zeit (eine mathematische Größe, die im Universum ohne Bezug zu etwas anderem fließt) als Postulate voraus. Eine Art Relativitätsprinzip („Galileische Relativität“) bestand in der Freiheit, verschiedene Bezugsrahmen zu wählen – d. h. die Form der Newtonschen Gesetze wurde durch die Bewegung mit konstanter Geschwindigkeit in Bezug auf die „Fixsterne“ nicht beeinträchtigt. Newtons Schema trennte jedoch eindeutig Raum und Zeit als grundlegend getrennte Einheiten. Dieser Schritt war notwendig, um Fortschritte zu erzielen, und er war eine so wunderbare Annäherung an die Wahrheit bei der Beschreibung von Bewegungen, die im Vergleich zur Lichtgeschwindigkeit langsam sind, dass er mehr als zwei Jahrhunderte lang allen Tests standhielt.

Im Jahr 1705 nutzte der englische Astronom Edmond Halley die Newtonschen Gesetze, um vorherzusagen, dass ein bestimmter Komet, der zuletzt 1682 gesehen worden war, 76 Jahre später wieder erscheinen würde. Als der Halleysche Komet in der Weihnachtsnacht 1758 wiederkehrte, viele Jahre nach dem Tod von Newton und Halley, konnte kein gebildeter Mensch mehr ernsthaft an der Kraft mechanistischer Erklärungen für Naturphänomene zweifeln. Auch würde niemand mehr befürchten, dass die ungebändigten Ausflüge der Kometen durch das Sonnensystem die kristallinen Kugeln zertrümmern würden, die frühere Denker im Geiste konstruiert hatten, um die Planeten und die anderen Himmelskörper durch den Himmel zu tragen. Die Aufmerksamkeit der professionellen Astronomen richtete sich nun zunehmend auf das Verständnis der Sterne.

Bei den letztgenannten Bemühungen führten der britische Astronom William Herschel und sein Sohn John den Angriff an. Durch den Bau immer leistungsfähigerer Spiegelteleskope konnten sie in den späten 1700er und frühen 1800er Jahren die Winkelpositionen und scheinbaren Helligkeiten vieler schwacher Sterne messen. In einer früheren Epoche hatte Galileo sein Teleskop auf die Milchstraße gerichtet und gesehen, dass sie aus unzähligen einzelnen Sternen bestand. Nun begannen die Herschels ein ehrgeiziges Programm, um die Verteilung der Sterne am Himmel quantitativ zu erfassen. Ausgehend von der Annahme (die erstmals von dem niederländischen Mathematiker und Wissenschaftler Christiaan Huygens übernommen wurde), dass die Schwäche ein statistisches Maß für die Entfernung ist, schlossen sie auf die enormen durchschnittlichen Abstände der Sterne. Diese Ansicht wurde für die nächstgelegenen Sterne durch Parallaxenmessungen ihrer Entfernungen zur Erde direkt bestätigt. Später zeigten Fotografien, die über einen Zeitraum von vielen Jahren aufgenommen wurden, dass einige Sterne ihre Position über die Sichtlinie hinweg relativ zum Hintergrund veränderten; auf diese Weise lernten die Astronomen, dass Sterne nicht wirklich feststehen, sondern Bewegungen zueinander aufweisen. Diese realen Bewegungen – ebenso wie die scheinbaren Bewegungen aufgrund der Parallaxe, die erstmals 1838 von dem deutschen Astronomen Friedrich Bessel gemessen wurden – wurden von den alten Menschen aufgrund der enormen Entfernungen im Sternenuniversum nicht erkannt.