Heliocentryzm

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Skocz do: nawigacji, wyszukiwania
Heliocentryzm, grafika z dzieła Harmonia Macrocosmica

Heliocentryzm (gr. ἡλιος helios – słońce, κέντρον kentron – centrum) – teoria budowy Układu Słonecznego, według której w wersji historycznej Słońce znajduje się w środku Wszechświata, zaś w jego współczesnym wydaniu w centrum Układu Słonecznego jest Słońce, a wszystkie planety, łącznie z Ziemią, je obiegają. W 1616 r. został oficjalnie potępiony przez Kościół jako zagrożenie dla wiary[1].

Heliocentryzm w starożytności[edytuj | edytuj kod]

Pierwszy znany heliocentryczny model Wszechświata stworzył Arystarch z Samos[2] w III wieku p.n.e. Jego oryginalne pisma nie zostały odnalezione, ale informacje na temat jego modelu można znaleźć w pismach innych greckich uczonych. Wynika z nich, że Arystarch wytłumaczył brak paralaksy gwiazd w swoim modelu przez założenie, że są one bardzo odległe[3].

Teorię Arystarcha zarzucono wobec wielkiego sukcesu teorii geocentrycznych, a zwłaszcza teorii Ptolemeusza, która przemawiała do znakomitej większości ludzi, z powodu znakomitej zgodności z codzienną ludzką obserwacją. Oferowała także łatwość pojęciową: Ziemia wedle tej teorii znajdowała się w centrum Wszechświata.

Heliocentryzm kopernikański[edytuj | edytuj kod]

Mikołaj Kopernik w I rozdziale De Revolutionibus Orbium Coelestium (O obrotach sfer niebieskich) dokonał przeglądu wszystkich znanych wówczas teorii na temat ruchów planet, także teorii Arystarcha z Samos i poparł tę teorię nowymi obliczeniami uzyskanymi dzięki obserwacji i zastosowaniu bardziej rozwiniętej matematyki.

Przewrót kopernikański w swojej istocie nie był nowym odkryciem, jak się powszechnie uważa, a jedynie nowym uzasadnieniem twierdzeń znanych od osiemnastu stuleci. Przewrót dokonany przez Mikołaja Kopernika polegał na odwadze myślenia i przeciwstawienia się autorytetom i panującym fałszywym poglądom. Kopernik zainicjował powstanie nowożytnej nauki, która zdobyła świadomość, iż w nauce nie ma niepodważalnych twierdzeń – dogmatów, a każde poznanie powinno być weryfikowane.

Problemy teorii Kopernika[edytuj | edytuj kod]

Zgodnie z pierwotną koncepcją Kopernika planety poruszają się wokół Słońca po okręgach. Kopernik zaproponował swój model, aby wyeliminować konieczność zakładania, że niektóre planety krążą po dodatkowych pętlach zwanych epicyklami. W ówcześnie obowiązującej, geocentrycznej teorii Ptolemeusza, zakładającej nieruchomość Ziemi znajdującej się w centrum Układu Słonecznego, teoria epicykli była niezbędna, aby uzgodnić ją z obserwacjami ruchu planet i słońca na niebie.

Pierwotna teoria Kopernika, zakładała ruch planet wokół Słońca po okręgach. Ponieważ orbity planet w rzeczywistości są elipsami (zobacz prawa Keplera), było to niezgodne z obserwacjami i to w znacznie większym stopniu niż model ptolemejski, co zmusiło Kopernika do zaadoptowania teorii epicykli. Co gorsza, aby uzgodnić wyniki obserwacyjne z teoretycznymi obliczeniami, Kopernik musiał założyć istnienie znacznie większej liczby epicykli niż było to w teorii Ptolemeusza, a mimo to, wciąż dawała ona znacznie mniej zgodne z doświadczeniem wyniki.

Największym argumentem przeciw teorii heliocentrycznej była niezmienność położenia gwiazd na sferze niebieskiej. Zakładając, że Ziemia wiruje wokół własnej osi przechodzącej przez oba bieguny, można wyjaśnić obracanie się całej sfery niebieskiej w cyklu 24-godzinnym. Jeżeli przyjąć, że Ziemia porusza się również po orbicie kołowej wokół Słońca, powinniśmy zaobserwować pozorny ruch eliptyczny każdego ciała na sferze niebieskiej w kierunku innym niż płaszczyzna ekliptyki. W szczególności w tej ostatniej płaszczyźnie powinny być widoczne ruchy po odcinku. Okres tych „drgań” ciał niebieskich powinien być równy okresowi obrotu Ziemi wokół Słońca, czyli jednemu rokowi. Od starożytności próbowano zaobserwować zmianę położenia którejkolwiek gwiazdy na niebie, jednak nie udało się to aż do 1839 roku.

Stanowi to ciekawy metodologicznie przykład, że zbyt szybkie odrzucanie teorii sprzecznej z wynikami eksperymentalnymi może czasami prowadzić na manowce, a zgodność z doświadczeniem może być stosowana jako kryterium prawdziwości teorii fizycznej tylko wespół z innymi równie ważnymi kryteriami jak np. brzytwa Ockhama czy zasada logicznej spójności.

Rozwój nowoczesnego heliocentryzmu[edytuj | edytuj kod]

Duńczyk Tycho Brahe (1546-1601), dysponując najdokładniejszymi jak na owe czasy pomiarami, próbował również zaobserwować paralaktyczne ruchy gwiazd. Po wieloletnich obserwacjach nie zdołał ich jednak wykazać. Zaproponował więc model pośredni – stwierdził, że planety poruszają się po okręgach wokół Słońca, które z kolei porusza się po okręgu wokół Ziemi wirującej wokół własnej osi.

Dysponując potężnym materiałem Duńczyka dokumentującym przeszło dwadzieścia lat obserwacji ciał niebieskich, jego uczeń, niemiecki astronom Johannes Kepler (1571-1630), sformułował trzy Prawa Keplera. Po pierwsze, analizując skrupulatne pomiary Brahego położenia Marsa względem Ziemi zauważył, że jego orbita nie ma kształtu okręgu. Po wielu próbach udało mu się dopasować kształt do elipsy (I prawo Keplera). Po drugie Kepler zauważył, że planety nie poruszają się ruchem jednostajnym, ale zmiennym, tzn. w peryhelium (w pobliżu Słońca) planeta porusza się szybciej niż w aphelium (daleko od Słońca). Zawarł to w II prawie Keplera mówiącym, że tzw. prędkość polowa planety jest stała. Po tych odkryciach był przekonany, że rozmiary orbit oraz czasy obiegu planet musi łączyć jakaś zależność. Kontynuując obserwacje ruchu planet, wydedukował, że rozmiar orbit planet w stosunku do ich okresu obiegu wokół Słońca są związane III prawem. Uogólnione prawa Keplera da się wyprowadzić poprzez całkowanie równań różniczkowych wynikających z zasad dynamiki Newtona odkrytych przeszło wiek później. Potwierdza je również Ogólna teoria względności.

Kolejnych naukowych dowodów potwierdzających teorię heliocentryczną dostarczył Galileusz, który dysponując teleskopem zaobserwował, że Merkury i Wenus podobnie jak Księżyc są widoczne w różnych fazach, będących rezultatem oglądania ich w różnych położeniach względem Ziemi i Słońca. Podważało to całkowicie model Ptolemejski, w którym taka sytuacja jest niemożliwa. Wciąż jednak wielką zagadką pozostawał niezmienny widok gwiazd poza Układem Słonecznym.

Teoria heliocentryczna miała ostatecznie zostać potwierdzona dopiero w XVIII w. dzięki obserwacjom Roberta Hooke. Stwierdził on, że paralaksa roczna gwiazdy Etamin (γ Dra) wynosi 30 sekund łuku. Jednak późniejsze obserwacje Jamesa Bradleya wykazały, że zmiany położenia gwiazdy wywołało inne zjawisko – aberracja światła. Dopiero w 1839 r. trzej astronomowie (niezależnie od siebie) zmierzyli pierwsze rzeczywiste paralaksy gwiazd. Okazało się, że największe obserwowane wartości przesunięć paralaktycznych są mniejsze od 1 sekundy kątowej. Spowodowane jest to bardzo dużymi odległościami od nawet najbliższych nam gwiazd.

Zobacz też[edytuj | edytuj kod]

Przypisy

  1. N.Karolides, M.Bald, D.Sova, 100 zakazanych książek. Historia cenzury dzieł literatury światowej., Warszawa 2004, s. 290.
  2. S. T. Joshi: The agnostic reade. Amherst, N.Y.: Prometheus Books, 2007, s. 172-173. ISBN 978-1-59102-533-7.
  3. D.Rawlins, Aristarchus’s vast universe: ancient vision.