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SCIENZA NELLA STORIA
Breve storia dell'astronomia
◗ L’osservazione sistematica del cielo risale molto
indietro nel tempo.
I cinesi osservavano le stelle, le catalogavano e
ne studiavano i movimenti già 4000 anni prima
di Cristo.
I babilonesi, i caldei e gli egizi sapevano rilevare i movimenti degli oggetti celesti ed erano
anche in grado di prevedere le eclissi.
I greci furono però i primi a rappresentare
l’universo attraverso modelli, con i quali si proponevano di spiegare l’ordine dei moti celesti.
◗ Eudosso di Cnido (IV sec. a.C.) propose un
modello geocentrico (con la Terra al centro dell’universo), secondo cui le stelle, i pianeti, la Luna
e il Sole erano incastonati su più sfere trasparenti, tutte in rotazione rispetto alla Terra.
Questo modello ebbe notevole successo, anche perché confermato, sia pure con alcune modifiche, dal filosofo Aristotele (384-322 a.C.) e
successivamente da Tolomeo (II secolo d.C.),
grazie al quale il modello è passato alla storia sotto il nome di sistema tolemaico.
Durante tutto il Medioevo, esso fu un costante
punto di riferimento non soltanto per gli scienziati, ma anche per gli uomini di fede, che lo trovavano in armonia con quanto affermato nelle
sacre scritture.
a
Saturno
Venere
◗ A partire dalla seconda metà del Quattrocento,
la cultura europea iniziò un profondo rinnovamento che gradualmente portò alla revisione delle idee astronomiche dominanti.
Il polacco Niccolò Copernico (1473-1543),
studiando attentamente i corpi celesti, concluse
che i loro moti erano meglio spiegabili ipotizzando la Terra in rotazione su se stessa e in rivoluzione, insieme agli altri pianeti, attorno al Sole, immobile al centro dell’universo.
Il suo modello eliocentrico (dal greco hélios,
Sole), noto come sistema copernicano, stentò
ad affermarsi sia per l’opposizione della Chiesa,
sia per la sua inadeguatezza sul piano della fisica.
Infatti, il moto dei pianeti mostrava alcune irregolarità che mal si accordavano con la forma circolare delle orbite.
Luna
Mercurio
Terra
Giove
Sole
Marte
Sfera delle
stelle fisse
b
Venere
Luna
Marte
Sole
Terra
◗ La spiegazione di queste irregolarità si deve all’astronomo boemo Giovanni Keplero (15711630), che giunse a formulare tre leggi che regolano la meccanica celeste.
Anzitutto egli accertò che le orbite descritte
dai pianeti non sono circolari bensì ellittiche. Inoltre, avendo osservato che i pianeti non si muovono a velocità costante, Keplero comprese che
quando un pianeta si trova nel punto più vicino al
Sole, il perielio, si muove più velocemente di
Mercurio
Saturno
Giove
Sfera delle
stelle fisse
Modelli dell’universo tolemaico (a) e copernicano (b).
Secondo Tolomeo, la Terra si trova immobile al centro dell’universo;
tutti gli altri corpi celesti ruotano attorno a essa. Secondo Copernico,
il Sole si trova al centro dell’universo; tutti gli altri corpi celesti
ruotano intorno a esso, descrivendo orbite circolari.
Massimo Boschetti Enzo Fedrizzi
Scienze della Terra Ecosistema Terra
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SCIENZA NELLA STORIA
Prima legge
Seconda legge
Pianeta
Pianeta
Afelio
Sole
Afelio:
velocità
minima
Perielio
Sole
Perielio:
velocità
massima
Terza legge
T2
Le tre leggi di Keplero.
T1
d1
d2
Prima legge. La traiettoria che un pianeta percorre intorno al Sole
è un’ellisse, di cui il Sole occupa uno dei fuochi.
Sole
Seconda legge. Il raggio vettore che unisce il Sole a ogni pianeta
copre aree uguali in tempi uguali.
Terza legge. Il quadrato del periodo di rivoluzione (T) di ogni pianeta
è proporzionale al cubo della sua distanza media dal Sole (d).
Usando per la prima volta un cannocchiale
(un “occhiale” a forma di “canna”), egli poté fare importanti scoperte astronomiche, fra cui l’osservazione delle macchie solari, da cui dedusse
che il Sole, e dunque anche gli altri corpi celesti,
ruotano su se stessi.
L’osservazione delle fasi di Venere e l’individuazione dei maggiori satelliti di Giove fornirono ulteriori prove che la Terra non si trova al centro dell’universo.
quando si trova nel punto più lontano, l’afelio.
In seguito Keplero osservò che il tempo impiegato dai pianeti per compiere una rivoluzione intorno al Sole aumenta con la loro distanza. Attraverso questa legge, egli fu così in grado di calcolare la distanza dei pianeti dal Sole.
◗ Un grande contributo all’accettazione del sistema copernicano si deve anche allo scienziato
italiano Galileo Galilei (1564-1642).
Direzione che il pianeta
seguirebbe per inerzia
Forza centrifuga
Pianeta
ita
Orb
Attrazione
gravitazionale
Sole
Rivoluzione di un pianeta intorno al Sole. Per rimanere in orbita, esso
deve trovarsi in equilibrio fra forze eguali e contrarie.
Se, in via ipotetica, venisse a mancare l’attrazione di gravità, esso
proseguirebbe per inerzia secondo una traiettoria rettilinea.
Ritratto di Isaac Newton
Massimo Boschetti Enzo Fedrizzi
Scienze della Terra Ecosistema Terra
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SCIENZA NELLA STORIA
◗ La definitiva conferma del modello eliocentrico
venne dallo scienziato inglese Isaac Newton
(1642-1727), che dimostrò l’esistenza della forza di gravità, quella che lega fra loro i corpi celesti. Secondo la legge della gravitazione universale, l’attrazione fra due corpi è direttamente proporzionale alle rispettive masse e inversamente proporzionale al quadrato della distanza
che li separa. Da questa legge egli fu in grado di
calcolare le masse del Sole, della Luna e della
stessa Terra.
Inoltre, Newton comprese che un pianeta ruota perennemente attorno al Sole perché si trova
in equilibrio fra due forze contrastanti: la gravità, che tiene il pianeta legato al Sole, e la forza
centrifuga, diretta verso l’esterno e derivante
dal moto del pianeta su una traiettoria curvilinea.
Massimo Boschetti Enzo Fedrizzi
Scienze della Terra Ecosistema Terra
Satellite artificiale che ruota attorno alla Terra. Per metterlo in orbita,
occorre farlo muovere a una velocità tale da risultare senza peso, cioè
in equilibrio fra la forza di gravità e quella centrifuga.
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