Kopernikaaninen vallankumous

Renessanssi toi taiteen ja tieteen alalle uuden tutkimushengen. Tutkimusmatkailijat ja matkalaiset toivat kotiin jäänteitä klassisesta tiedosta, joka oli säilynyt muslimimaailmassa ja idässä, ja 1400-luvulla Aristarkhoksen heliosentrinen hypoteesi herätti jälleen keskustelua tietyissä sivistyneissä piireissä. Rohkeimman askeleen otti puolalainen tähtitieteilijä Nikolaus Kopernikus, joka epäröi julkaisemista niin kauan, että hän näki oman teoksensa painetun kappaleen vasta kuolinvuoteellaan vuonna 1543. Kopernikus tunnusti syvällisemmin kuin kukaan muu aurinkokeskeisen planeettajärjestelmän edut. Kun hän omaksui näkemyksen, jonka mukaan Maa kiertää Aurinkoa, hän pystyi selittämään planeettojen edestakaiset vaellukset laadullisesti paljon yksinkertaisemmin kuin Ptolemaios. Esimerkiksi tiettyinä aikoina Maan ja Marsin liikkeissä Auringon ympäri Maa sai kiinni Marsin ennustetun liikkeen, jolloin Mars näytti kulkevan eläinradan läpi taaksepäin. Valitettavasti Kopernikus noudatti Aurinkokeskeisessä järjestelmässään edelleen vakiintunutta perinnettä käyttää yhtenäistä ympyräliikettä, ja jos hän hyväksyi kunkin planeetan kiertoradalle vain yhden suuren ympyrän, hänen laskemansa planeettojen sijainnit olisivat itse asiassa kvantitatiivisesti huonompia verrattuna planeettojen havaittuihin sijainteihin kuin Ptolemaioksen järjestelmään perustuvat taulukot. Tämä puute voitaisiin osittain korjata antamalla lisää pienempiä ympyröitä, mutta tällöin menetettäisiin suuri osa Kopernikuksen alkuperäisen järjestelmän kauneudesta ja yksinkertaisuudesta. Lisäksi, vaikka Aurinko oli nyt poistettu planeettojen luettelosta ja Maa lisätty, Kuun täytyi edelleen liikkua Maan ympärillä.

Britannica-tietokilpailu

Astronomia- ja avaruusaiheinen tietokilpailu

Mikä tekee planeetasta kääpiöplaneetan? Kuinka monta mailia on valovuodessa? Mikä tarkalleen ottaen on kvasaari? Lähde muihin maailmoihin ja testaa samalla tietosi avaruudesta, taivaankappaleista ja aurinkokunnasta.

Galileo oli se, joka hyödynsi vastikään keksittyjen linssien voimaa rakentaakseen teleskoopin, joka keräsi epäsuorasti tukea kopernikaaniselle näkemykselle. Kriitikoilla ei ollut rationaalista vastausta Galileon löytämään havaintoon, jonka mukaan Venuksen valaistusvaiheet korreloivat sen kiertoradan sijainnin kanssa suhteessa Aurinkoon, mikä edellytti, että Venus kiersi maapallon sijasta kyseistä kehoa. He eivät myöskään kyenneet kiistämään hänen löytämäänsä Jupiterin neljää kirkkainta satelliittia (niin sanottuja Galilein satelliitteja), jotka osoittivat, että planeetoilla voi todellakin olla kuita. He saattoivat vain kieltäytyä katsomasta kaukoputken läpi tai kieltäytyä näkemästä sitä, mitä heidän omat silmänsä kertoivat heille.

Galileo hyökkäsi systemaattisesti myös muita Aristoteleen hyväksyttyjä oppeja vastaan osoittamalla esimerkiksi, että Aurinko ei ollut täydellinen, vaan siinä oli pilkkuja. Kirkko, jota se piiritti joka puolelta harhaoppisina pitämiensä kiihkoilujen vuoksi, pakotti Galileon vuonna 1633 perumaan tukensa heliosentriselle järjestelmälle. Viimeisinä vuosinaan kotiarestissa Galileo suoritti todellisia kokeita ja ajatuskokeita (jotka tiivistettiin tutkielmaan), jotka kumosivat aristoteelisen dynamiikan ytimen. Erityisesti hän muotoili käsitteen, joka lopulta johti (René Descartesin toimesta) niin sanottuun ensimmäiseen mekaniikan lakiin – nimittäin siihen, että liikkeessä oleva kappale, joka on vapautettu kitkasta ja kaikista muista voimista, ei liiku ympyrää vaan suoraa linjaa tasaisella nopeudella. Viitekehys tällaisten mittausten tekemiseen oli lopulta ”kiintotähdet”. Galilei väitti myös, että Maan vetovoimakentässä ja ilman ilmanvastusta eri painoiset kappaleet putoaisivat samalla nopeudella. Tämä havainto johti lopulta (Einsteinin käsissä) ekvivalenssiperiaatteeseen, joka on yleisen suhteellisuusteorian kulmakivi.

Juuri saksalainen tähtitieteilijä Johannes Kepler, Galilein aikalainen, antoi ratkaisevan iskun, joka varmisti kopernikaanisen vallankumouksen menestyksen. Kaikista planeetoista, joiden kiertoratoja Kopernikus oli yrittänyt selittää yhden ympyrän avulla, Marsilla oli suurin poikkeama (tähtitieteellisessä nimikkeistössä suurin eksentrisyys); siksi Kepler sopi yhteistyöstä aikansa johtavan havaintotähtitieteilijän, tanskalaisen Tycho Brahen, kanssa, joka oli vuosien mittaan kerännyt tarkimmat sijaintimittaukset tästä planeetasta. Kun Kepler Tychon kuoltua vihdoin sai tiedot käyttöönsä, hän yritti vaivalloisesti sovittaa havainnot käyrään toisensa jälkeen. Työ oli erityisen vaikeaa, koska Keplerin oli oletettava Maan kiertorata, ennen kuin hän pystyi johdonmukaisesti vähentämään sen liikkeen vaikutukset. Lopulta, monien läheltä piti -tilanteiden ja hylkäysten jälkeen, hän löysi yksinkertaisen ja tyylikkään ratkaisun – ellipsin, jonka yhtenä polttopisteenä oli aurinko. Myös muut planeetat osuivat kohdalleen. Tätä riemuvoittoa seurasi muitakin, joista mainittakoon, että Kepler löysi niin sanotut kolme lakia planeettojen liikkeistä. Empiirinen voitto oli turvattu, ja näyttämö oli valmis Newtonin vertaansa vailla oleville teoreettisille kampanjoille.

Kaksi huikeaa saavutusta tasoitti tietä Newtonin valloitukselle planeettojen liikkeiden dynaamisessa ongelmassa: hänen löytönsä mekaniikan toisesta laista ja universaalista gravitaatiolaista. Mekaniikan toinen laki yleisti Galileon ja Descartesin työn maanpäällisen dynamiikan alalla ja osoitti, miten kappaleet yleensä liikkuvat, kun niihin kohdistuu ulkoisia voimia. Universaalipainovoiman laki yleisti Galileon ja englantilaisen fyysikon Robert Hooken työn maanpäällisestä painovoimasta ja väitti, että kaksi massiivista kappaletta vetää toisiaan puoleensa voimalla, joka on suoraan verrannollinen niiden massojen tuloon ja kääntäen verrannollinen niiden etäisyyden neliöön. Puhtaasti matemaattisella päättelyllä Newton osoitti, että nämä kaksi yleistä lakia (joiden empiirinen perusta oli laboratoriossa) johtivat, kun niitä sovellettiin taivaankappaleisiin, Keplerin kolmeen planeettojen liikkeen lakiin. Tämä nerokas läpimurto viimeisteli kopernikaanisen ohjelman, jonka tarkoituksena oli korvata vanha maailmankatsomus vaihtoehdolla, joka oli sekä käsitteelliseltä periaatteeltaan että käytännölliseltä sovellukseltaan paljon parempi. Samalla neronleimauksella Newton yhdisti taivaan ja maan mekaniikan ja aloitti modernin tieteen aikakauden.

Lakejaan muotoillessaan Newton väitti postulaateiksi absoluuttisen avaruuden (euklidisen geometrian merkityksessä) ja absoluuttisen ajan (matemaattinen suure, joka virtaa maailmankaikkeudessa viittaamatta mihinkään muuhun) käsitteet. Eräänlainen suhteellisuusperiaate oli kyllä olemassa (”Galilein suhteellisuus”) vapaudessa valita erilaisia inertiaalisia viitekehyksiä – toisin sanoen Newtonin lakien muotoon ei vaikuttanut ”kiintotähtiin” nähden vakionopeudella tapahtuva liike. Newtonin järjestelmä kuitenkin erotteli yksiselitteisesti avaruuden ja ajan pohjimmiltaan erillisinä kokonaisuuksina. Tämä askel oli välttämätön, jotta edistystä saatiin aikaan, ja se oli niin ihmeellisen tarkka likiarvo totuudelle valon nopeuteen verrattuna hitaiden liikkeiden kuvaamisessa, että se kesti kaikki testit yli kahden vuosisadan ajan.

Vuonna 1705 englantilainen tähtitieteilijä Edmond Halley käytti Newtonin lakeja ennustaakseen, että eräs tietty komeetta, joka oli viimeksi nähty vuonna 1682, ilmestyisi uudelleen 76 vuotta myöhemmin. Kun Halleyn komeetta palasi jouluyönä 1758, monta vuotta sekä Newtonin että Halleyn kuoleman jälkeen, kukaan sivistynyt ihminen ei voinut enää koskaan vakavasti epäillä luonnonilmiöiden mekanististen selitysten voimaa. Kukaan ei myöskään enää pelännyt, että komeettojen hillittömät retket aurinkokunnan halki murskaisivat kiteiset pallot, jotka aiemmat ajattelijat olivat mielessään rakentaneet kuljettamaan planeettoja ja muita taivaankappaleita taivaan halki. Ammattitähtitieteilijöiden huomio kääntyi nyt yhä enemmän tähtien ymmärtämiseen.

Viimeisimmässä ponnistelussa brittiläinen tähtitieteilijä William Herschel ja hänen poikansa John johtivat hyökkäystä. Yhä tehokkaampien heijastavien teleskooppien rakentamisen ansiosta he pystyivät 1700-luvun lopulla ja 1800-luvun alussa mittaamaan monien himmeiden tähtien kulma-asemat ja näennäiset kirkkaudet. Aikaisempana aikakautena Galileo oli suunnannut kaukoputkensa Linnunrataan ja nähnyt, että se koostui lukemattomista yksittäisistä tähdistä. Nyt Herschelit aloittivat kunnianhimoisen ohjelman, jonka tarkoituksena oli mitata kvantitatiivisesti tähtien jakautumista taivaalla. He päättelivät tähtien valtavista keskimääräisistä etäisyyksistä olettamuksella (jonka hollantilainen matemaatikko ja tiedemies Christiaan Huygens otti ensimmäisenä käyttöön), että himmeys on etäisyyden tilastollinen mittari. Tämä näkemys sai suoran vahvistuksen lähimpien tähtien osalta, kun niiden etäisyydet Maasta mitattiin parallaksimittauksin. Myöhemmin monien vuosien aikana otetut valokuvat osoittivat myös, että jotkin tähdet muuttivat sijaintiaan näköyhteyden poikki taustaan nähden; näin tähtitieteilijät oppivat, että tähdet eivät ole todella kiinteitä, vaan niillä on pikemminkin liikkeitä toisiinsa nähden. Näitä todellisia liikkeitä – samoin kuin parallaksista johtuvia näennäisiä liikkeitä, jotka saksalainen tähtitieteilijä Friedrich Bessel mittasi ensimmäisenä vuonna 1838 – muinaiset eivät havainneet, koska tähtien maailmankaikkeuden etäisyys oli valtava.