Rewolucja kopernikańska

Renesans przyniósł świeżego ducha dociekań do sztuki i nauki. Odkrywcy i podróżnicy przywieźli do domu ślady klasycznej wiedzy, które zachowały się w świecie muzułmańskim i na Wschodzie, a w XV wieku hipoteza heliocentryczna Arystarcha ponownie stała się przedmiotem debaty w pewnych wykształconych kręgach. Najśmielszy krok uczynił polski astronom Mikołaj Kopernik, który tak długo zwlekał z publikacją, że dopiero na łożu śmierci w 1543 r. ujrzał drukowany egzemplarz własnego dzieła. Kopernik lepiej niż ktokolwiek inny dostrzegł zalety układu planetarnego skupionego wokół Słońca. Przyjmując pogląd, że Ziemia krąży wokół Słońca, mógł jakościowo wyjaśnić wędrówkę planet tam i z powrotem w sposób o wiele prostszy niż Ptolemeusz. Na przykład, w pewnych momentach ruchu Ziemi i Marsa wokół Słońca Ziemia doganiała projektowany ruch Marsa, a wtedy ta planeta wydawała się iść do tyłu przez zodiak. Niestety, w swoim skoncentrowanym na Słońcu systemie Kopernik nadal trzymał się ustalonej tradycji stosowania ruchu jednostajnego kołowego i gdyby przyjął tylko jeden duży okrąg dla orbity każdej planety, to obliczone przez niego pozycje planet byłyby w rzeczywistości ilościowo gorsze w porównaniu z obserwowanymi pozycjami planet niż tabele oparte na systemie ptolemejskim. Wadę tę można by częściowo skorygować, wprowadzając dodatkowe mniejsze okręgi, ale wówczas utracono by wiele z piękna i prostoty pierwotnego systemu Kopernika. Ponadto, choć Słońce zostało teraz usunięte z listy planet, a Ziemia dodana, Księżyc nadal musiał poruszać się wokół Ziemi.

Quiz Britannica

Astronomia i kosmos

Co sprawia, że planeta jest planetą karłowatą? Ile mil mieści się w roku świetlnym? Czym dokładnie jest kwazar? Wystartuj do innych światów, sprawdzając swoją wiedzę o kosmosie, ciałach niebieskich i Układzie Słonecznym.

To Galileusz wykorzystał moc nowo wynalezionych soczewek do zbudowania teleskopu, który zgromadziłby pośrednie poparcie dla kopernikańskiego punktu widzenia. Critics had no rational response to Galileo’s discovery of the correlation of Venus’ phases of illumination with its orbital position relative to the Sun, which required it to circle that body rather than Earth. Nie mogli też obalić jego odkrycia czterech najjaśniejszych satelitów Jowisza (tzw. satelitów Galileusza), które wykazało, że planety rzeczywiście mogą posiadać księżyce. Mogli jedynie odmówić spojrzenia przez teleskop lub odmówić zobaczenia tego, co mówiły im ich własne oczy.

Galileusz przeprowadził również systematyczny atak na inne przyjęte nauki Arystotelesa, pokazując na przykład, że Słońce nie jest doskonałe, lecz ma plamy. Oblężony ze wszystkich stron przez to, co postrzegał jako heretyckie poruszenia, kościół zmusił Galileusza do odwołania jego poparcia dla systemu heliocentrycznego w 1633 roku. Zamknięty w areszcie domowym w ostatnich latach życia, Galileusz przeprowadzał rzeczywiste eksperymenty i eksperymenty myślowe (podsumowane w traktacie), które obalały sedno arystotelesowskiej dynamiki. Przede wszystkim sformułował koncepcję, która ostatecznie doprowadziła (w rękach René Descartes’a) do tak zwanego pierwszego prawa mechaniki – mianowicie, że ciało w ruchu, uwolnione od tarcia i wszelkich innych sił, będzie poruszać się nie po okręgu, ale po linii prostej z jednostajną prędkością. Układem odniesienia dla takich pomiarów były ostatecznie „gwiazdy stałe”. Galileusz dowodził również, że w polu grawitacyjnym Ziemi i przy braku oporu powietrza ciała o różnej masie będą spadać w tym samym tempie. To odkrycie doprowadziłoby w końcu (w rękach Einsteina) do zasady równoważności, kamienia węgielnego ogólnej teorii względności.

To właśnie niemiecki astronom Johannes Kepler, współczesny Galileuszowi, zadał decydujący cios, który zapewnił sukces rewolucji kopernikańskiej. Ze wszystkich planet, których orbity Kopernik próbował wyjaśnić za pomocą jednego okręgu, Mars miał największe odchylenie (największy mimośród, w nomenklaturze astronomicznej); dlatego Kepler umówił się na współpracę z czołowym astronomem obserwacyjnym swoich czasów, Tycho Brahe z Danii, który przez wiele lat gromadził najdokładniejsze pomiary położenia tej planety. Gdy po śmierci Tycha Kepler uzyskał dostęp do tych danych, starał się mozolnie dopasować obserwacje do jednej krzywej za drugą. Praca ta była szczególnie trudna, ponieważ musiał założyć orbitę Ziemi, zanim mógł samokonsekwentnie odjąć efekty jej ruchu. W końcu, po wielu próbach i odrzuceniach, znalazł proste, eleganckie rozwiązanie – elipsę ze Słońcem w jednym z ognisk. Pozostałe planety również znalazły się na swoim miejscu. Po tym triumfie nastąpiły kolejne, wśród których na szczególną uwagę zasługuje odkrycie przez Keplera tzw. trzech praw ruchu planet. Dwa wielkie osiągnięcia utorowały Newtonowi drogę do pokonania dynamicznego problemu ruchów planet: odkrycie drugiego prawa mechaniki i prawa powszechnego ciążenia. Drugie prawo mechaniki uogólniało prace Galileusza i Kartezjusza na temat dynamiki ziemskiej, stwierdzając, jak ciała poruszają się, gdy działają na nie siły zewnętrzne. Prawo powszechnej grawitacji uogólniało prace Galileusza i angielskiego fizyka Roberta Hooke’a nad grawitacją ziemską, stwierdzając, że dwa masywne ciała przyciągają się z siłą wprost proporcjonalną do iloczynu ich mas i odwrotnie proporcjonalną do kwadratu odległości między nimi. Za pomocą czystej matematycznej dedukcji Newton wykazał, że te dwa ogólne prawa (których empiryczna podstawa opierała się na badaniach laboratoryjnych) implikują, po zastosowaniu ich w sferze niebieskiej, trzy prawa ruchu planet Keplera. Ten błyskotliwy wyczyn zakończył kopernikański program zastąpienia starego światopoglądu alternatywą, która była o wiele lepsza, zarówno pod względem zasad koncepcyjnych, jak i praktycznego zastosowania. W tym samym geniuszu Newton zjednoczył mechanikę nieba i ziemi oraz zapoczątkował erę nowoczesnej nauki.

Formułując swoje prawa, Newton uznał za postulaty pojęcia absolutnej przestrzeni (w sensie geometrii euklidesowej) i absolutnego czasu (wielkości matematycznej, która płynie we wszechświecie bez odniesienia do czegokolwiek innego). Pewien rodzaj zasady względności rzeczywiście istniał („względność galileuszowa”) w swobodzie wyboru różnych inercyjnych ram odniesienia – tzn. na postać praw Newtona nie miał wpływu ruch ze stałą prędkością względem „gwiazd stałych”. Jednak schemat Newtona jednoznacznie rozdzielił przestrzeń i czas jako fundamentalnie odrębne byty. Krok ten był konieczny, aby mógł nastąpić postęp, i był tak cudownie dokładnym przybliżeniem prawdy dla opisania ruchów, które są powolne w porównaniu z prędkością światła, że wytrzymał wszystkie próby przez ponad dwa stulecia.

W 1705 roku angielski astronom Edmond Halley wykorzystał prawa Newtona do przewidzenia, że pewna kometa, ostatnio widziana w 1682 roku, pojawi się ponownie 76 lat później. Kiedy Kometa Halleya powróciła w noc Bożego Narodzenia 1758 roku, wiele lat po śmierci zarówno Newtona, jak i Halleya, żadna wykształcona osoba nie mogła już nigdy poważnie wątpić w moc mechanistycznych wyjaśnień zjawisk naturalnych. Nikt też nie martwił się, że niesforne wycieczki komet przez Układ Słoneczny rozbiją krystaliczne kule, które wcześniejsi myśliciele skonstruowali do przenoszenia planet i innych ciał niebieskich przez niebo. Uwaga zawodowych astronomów zwróciła się teraz coraz bardziej ku zrozumieniu gwiazd.

W tych ostatnich wysiłkach brytyjski astronom William Herschel i jego syn John prowadzili natarcie. Budowa coraz potężniejszych teleskopów odbijających pozwoliła im w późnych latach 1700 i wczesnych 1800 zmierzyć pozycje kątowe i jasności pozorne wielu słabych gwiazd. W poprzedniej epoce Galileusz skierował swój teleskop na Drogę Mleczną i zobaczył, że składa się ona z niezliczonych pojedynczych gwiazd. Teraz Herschelowie rozpoczęli ambitny program mający na celu ilościowe określenie rozmieszczenia gwiazd na niebie. Wychodząc z założenia (po raz pierwszy przyjętego przez holenderskiego matematyka i naukowca Christiaana Huygensa), że bladość jest statystyczną miarą odległości, wywnioskowali oni ogromne średnie odległości między gwiazdami. Pogląd ten uzyskał bezpośrednie potwierdzenie dla najbliższych gwiazd poprzez pomiary paralaksy ich odległości od Ziemi. Późniejsze fotografie wykonywane przez wiele lat pokazały, że niektóre gwiazdy zmieniają położenie na linii widzenia względem tła; w ten sposób astronomowie dowiedzieli się, że gwiazdy nie są tak naprawdę stałe, ale raczej poruszają się względem siebie. Te rzeczywiste ruchy – jak również pozorne, wynikające z paralaksy, po raz pierwszy zmierzone przez niemieckiego astronoma Friedricha Bessela w 1838 roku – nie były wykrywane przez starożytnych z powodu ogromnej skali odległości gwiezdnego wszechświata.

.