La rivoluzione copernicana

Il Rinascimento portò un nuovo spirito di ricerca nelle arti e nelle scienze. Esploratori e viaggiatori portarono a casa le vestigia del sapere classico che erano state conservate nel mondo musulmano e in Oriente, e nel XV secolo l’ipotesi eliocentrica di Aristarco tornò ad essere discussa in alcuni circoli colti. Il passo più audace fu fatto dall’astronomo polacco Nicolaus Copernicus, che esitò così a lungo nella pubblicazione che non vide una copia stampata del suo stesso lavoro fino a quando non si trovò sul letto di morte nel 1543. Copernico riconobbe più profondamente di chiunque altro i vantaggi di un sistema planetario centrato sul Sole. Adottando il punto di vista secondo cui la Terra girava intorno al Sole, poteva spiegare qualitativamente gli andirivieni dei pianeti molto più semplicemente di Tolomeo. Per esempio, in certi momenti dei moti della Terra e di Marte intorno al Sole, la Terra raggiungeva il moto previsto di Marte, e allora quel pianeta sembrava andare all’indietro attraverso lo zodiaco. Sfortunatamente nel suo sistema centrato sul Sole, Copernico continuava ad aderire alla tradizione consolidata di usare un moto circolare uniforme, e se adottava un solo grande cerchio per l’orbita di ogni pianeta, le sue posizioni planetarie calcolate sarebbero state di fatto quantitativamente più povere in confronto alle posizioni osservate dei pianeti rispetto alle tabelle basate sul sistema tolemaico. Questo difetto potrebbe essere parzialmente corretto fornendo ulteriori cerchi più piccoli, ma allora gran parte della bellezza e della semplicità del sistema originale di Copernico andrebbe persa. Inoltre, anche se il Sole era stato rimosso dalla lista dei pianeti e la Terra aggiunta, la Luna aveva ancora bisogno di muoversi intorno alla Terra.

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Fu Galileo a sfruttare la potenza delle lenti di nuova invenzione per costruire un telescopio che avrebbe accumulato un sostegno indiretto al punto di vista copernicano. I critici non avevano una risposta razionale alla scoperta di Galileo della correlazione delle fasi di illuminazione di Venere con la sua posizione orbitale rispetto al Sole, che richiedeva di girare intorno a quel corpo piuttosto che alla Terra. Né potevano confutare la sua scoperta dei quattro satelliti più luminosi di Giove (i cosiddetti satelliti galileiani), che dimostravano che i pianeti potevano davvero avere delle lune. Potevano solo rifiutarsi di guardare attraverso il telescopio o di vedere ciò che i loro occhi dicevano loro.

Galileo montò anche un attacco sistematico ad altri insegnamenti accettati di Aristotele dimostrando, per esempio, che il Sole non era perfetto ma aveva delle macchie. Assediata da tutti i lati da ciò che percepiva come un’ondata eretica, la Chiesa costrinse Galileo a ritrattare il suo sostegno al sistema eliocentrico nel 1633. Confinato agli arresti domiciliari durante i suoi ultimi anni, Galileo avrebbe eseguito esperimenti reali ed esperimenti di pensiero (riassunti in un trattato) che avrebbero confutato il nucleo della dinamica aristotelica. In particolare, formulò il concetto che alla fine avrebbe portato (nelle mani di René Descartes) alla cosiddetta prima legge della meccanica, vale a dire che un corpo in movimento, libero dall’attrito e da tutte le altre forze, si muove non in cerchio, ma in linea retta a velocità uniforme. Il quadro di riferimento per effettuare tali misurazioni era in definitiva le “stelle fisse”. Galileo sostenne anche che, nel campo gravitazionale della Terra e in assenza di resistenza dell’aria, corpi di peso diverso sarebbero caduti alla stessa velocità. Questa scoperta avrebbe infine portato (nelle mani di Einstein) al principio di equivalenza, una pietra miliare della teoria della relatività generale.

Fu l’astronomo tedesco Johannes Kepler, contemporaneo di Galileo, a fornire il colpo cruciale che assicurò il successo della rivoluzione copernicana. Di tutti i pianeti le cui orbite Copernico aveva cercato di spiegare con un unico cerchio, Marte aveva la più grande deviazione (la più grande eccentricità, nella nomenclatura astronomica); di conseguenza, Keplero si organizzò per lavorare con il più importante astronomo osservativo del suo tempo, Tycho Brahe di Danimarca, che aveva accumulato in molti anni le più precise misure di posizione di questo pianeta. Quando Keplero ebbe finalmente accesso ai dati alla morte di Tycho, cercò scrupolosamente di adattare le osservazioni a una curva dopo l’altra. Il lavoro era particolarmente difficile perché doveva assumere un’orbita per la Terra prima di poter sottrarre in modo autoconsistente gli effetti del suo moto. Alla fine, dopo molti tentativi e rifiuti, trovò una soluzione semplice ed elegante: un’ellisse con il Sole al centro. Anche gli altri pianeti andarono a posto. Questo trionfo fu seguito da altri, tra cui spicca la scoperta di Keplero delle cosiddette tre leggi del moto planetario. Assicurata la vittoria empirica, il palcoscenico era pronto per le impareggiabili campagne teoriche di Newton.

Due risultati di rilievo spianarono la strada alla conquista di Newton del problema dinamico dei moti planetari: le sue scoperte della seconda legge della meccanica e della legge di gravitazione universale. La seconda legge della meccanica generalizzava il lavoro di Galileo e Cartesio sulla dinamica terrestre, affermando come i corpi si muovono generalmente quando sono sottoposti a forze esterne. La legge di gravitazione universale generalizzò il lavoro di Galileo e del fisico inglese Robert Hooke sulla gravità terrestre, affermando che due corpi massicci si attraggono con una forza direttamente proporzionale al prodotto delle loro masse e inversamente proporzionale al quadrato della loro distanza di separazione. Per pura deduzione matematica, Newton dimostrò che queste due leggi generali (la cui base empirica si trovava in laboratorio) implicavano, quando applicate al regno celeste, le tre leggi del moto planetario di Keplero. Questo brillante colpo completò il programma copernicano per sostituire la vecchia visione del mondo con un’alternativa che era di gran lunga superiore, sia nel principio concettuale che nell’applicazione pratica. Con lo stesso colpo di genio, Newton unificò la meccanica del cielo e della terra e diede inizio all’era della scienza moderna.

Nella formulazione delle sue leggi, Newton affermò come postulati le nozioni di spazio assoluto (nel senso della geometria euclidea) e di tempo assoluto (una quantità matematica che scorre nell’universo senza riferimento ad altro). Una sorta di principio di relatività esisteva (“relatività galileiana”) nella libertà di scegliere diversi quadri inerziali di riferimento – cioè, la forma delle leggi di Newton non era influenzata dal movimento a velocità costante rispetto alle “stelle fisse”. Tuttavia, lo schema di Newton separava senza ambiguità lo spazio e il tempo come entità fondamentalmente separate. Questo passo era necessario per il progresso, ed era un’approssimazione così meravigliosamente accurata alla verità per descrivere i moti che sono lenti rispetto alla velocità della luce che ha resistito a tutte le prove per più di due secoli.

Nel 1705 l’astronomo inglese Edmond Halley usò le leggi di Newton per prevedere che una certa cometa vista per l’ultima volta nel 1682 sarebbe ricomparsa 76 anni dopo. Quando la cometa di Halley ritornò la notte di Natale del 1758, molti anni dopo la morte sia di Newton che di Halley, nessuna persona istruita poteva più dubitare seriamente del potere delle spiegazioni meccanicistiche per i fenomeni naturali. Nessuno si sarebbe più preoccupato che le escursioni indisciplinate delle comete attraverso il sistema solare avrebbero distrutto le sfere cristalline che i pensatori precedenti avevano mentalmente costruito per trasportare i pianeti e gli altri corpi celesti attraverso il cielo. L’attenzione degli astronomi professionisti si rivolse ora sempre più verso la comprensione delle stelle.

In quest’ultimo sforzo, l’astronomo inglese William Herschel e suo figlio John guidarono l’assalto. La costruzione di telescopi riflettenti sempre più potenti permise loro, tra la fine del 1700 e l’inizio del 1800, di misurare le posizioni angolari e la luminosità apparente di molte stelle deboli. In un’epoca precedente, Galileo aveva rivolto il suo telescopio alla Via Lattea e aveva visto che era composta da innumerevoli stelle singole. Ora gli Herschel iniziarono un ambizioso programma per misurare quantitativamente la distribuzione delle stelle nel cielo. Partendo dal presupposto (adottato per la prima volta dal matematico e scienziato olandese Christiaan Huygens) che la debolezza è una misura statistica della distanza, essi dedussero le enormi separazioni medie delle stelle. Questo punto di vista ricevette una conferma diretta per le stelle più vicine attraverso misure di parallasse delle loro distanze dalla Terra. Più tardi, le fotografie scattate in un periodo di molti anni mostrarono anche che alcune stelle cambiavano posizione lungo la linea di vista rispetto allo sfondo; così, gli astronomi impararono che le stelle non sono veramente fisse, ma hanno piuttosto dei movimenti l’una rispetto all’altra. Questi movimenti reali – così come quelli apparenti dovuti alla parallasse, misurati per la prima volta dall’astronomo tedesco Friedrich Bessel nel 1838 – non furono rilevati dagli antichi a causa dell’enorme scala di distanze dell’universo stellare.