L'evoluzione del modello astronomico

L'evoluzione del modello astronomico

L'astronomia è una delle scienze più antiche, con l'umanità che fin dai tempi preistorici ha osservato il cielo notturno, riconoscendo modelli e ciclicità nei movimenti dei corpi celesti. Queste osservazioni hanno portato allo sviluppo di modelli astronomici per spiegare e prevedere tali movimenti. Il modello geocentrico, dominante per millenni e formalizzato da Claudio Tolomeo nel II secolo d.C., poneva la Terra immobile al centro dell'Universo, con gli altri corpi celesti che si muovevano in orbite complesse, chiamate epicicli, attorno ad essa. Tuttavia, già nel III secolo a.C., Aristarco da Samo aveva proposto un modello eliocentrico, con il Sole al centro dell'Universo, ma questa idea non guadagnò ampio sostegno fino a quando Niccolò Copernico, nel XVI secolo, non la riprese, fornendo un modello matematico più accurato che descriveva i moti planetari con orbite circolari, sebbene ancora non perfettamente corrispondenti alle osservazioni astronomiche.

Le leggi di Keplero e la natura delle orbite planetarie

Johannes Kepler, all'inizio del XVII secolo, utilizzando i dati astronomici raccolti da Tycho Brahe, formulò tre leggi che descrivono il moto dei pianeti nel Sistema Solare. La prima legge di Keplero afferma che i pianeti si muovono in orbite ellittiche, con il Sole in uno dei fuochi dell'ellisse, rompendo con la tradizione delle orbite circolari perfette. La seconda legge, o legge delle aree, stabilisce che la linea che congiunge un pianeta al Sole spazza aree uguali in tempi uguali, il che implica che la velocità orbitale di un pianeta aumenta quando si avvicina al Sole e diminuisce quando si allontana. La terza legge, nota come legge armonica, stabilisce che il quadrato del periodo orbitale di un pianeta è proporzionale al cubo della lunghezza del semiasse maggiore della sua orbita ellittica. Queste leggi hanno fornito una descrizione accurata del moto planetario che non richiedeva l'uso di epicicli e deferenti, semplificando notevolmente la comprensione delle orbite planetarie.

La relazione tra dimensione dell'orbita e periodo di rivoluzione

La terza legge di Keplero stabilisce una relazione proporzionale tra la dimensione dell'orbita di un pianeta, espressa dalla lunghezza del semiasse maggiore, e il suo periodo di rivoluzione attorno al Sole. In particolare, il quadrato del periodo di rivoluzione è direttamente proporzionale al cubo del semiasse maggiore dell'orbita. Questa legge è stata fondamentale per comprendere che le leggi che governano i movimenti celesti sono universali e applicabili a tutti i corpi orbitanti, non solo ai pianeti del nostro Sistema Solare, ma anche a satelliti naturali e artificiali, e ha permesso di prevedere con precisione il comportamento di questi corpi nello spazio.

La legge di gravitazione universale di Newton

Isaac Newton, nel XVII secolo, unificò la fisica celeste e terrestre con la sua legge di gravitazione universale, che spiega la causa dei moti planetari descritti dalle leggi di Keplero. Newton postulò che ogni massa nell'Universo attrae ogni altra massa con una forza che è direttamente proporzionale al prodotto delle loro masse e inversamente proporzionale al quadrato della distanza che le separa. Questa forza di attrazione gravitazionale agisce lungo la linea che unisce i centri di massa dei due corpi. La costante di gravitazione universale (G) è stata successivamente determinata e il suo valore relativamente piccolo spiega perché la gravità è significativa solo quando almeno uno dei corpi ha una massa molto grande, come nel caso dei pianeti e delle stelle. La legge di Newton ha permesso di calcolare le orbite dei corpi celesti con grande precisione e ha dimostrato che le leggi della fisica sono le stesse in cielo e sulla Terra.