I filosofi greci del IV secolo a.c. come Platone e Aristotele ritenevano che le stelle fossero oggetti celesti eterni e immutabili, che ruotavano

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Aloisia Lamberti
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1 Corso di Astronomia

I filosofi greci del IV secolo a.c. come Platone e Aristotele ritenevano che le stelle fossero oggetti celesti eterni e immutabili, che ruotavano attorno alla Terra con orbite circolari.

2 I filosofi greci del IV secolo a.c. come Platone e Aristotele ritenevano che le stelle fossero oggetti celesti eterni e immutabili, che ruotavano attorno alla Terra con orbite circolari. Era dunque la Terra il centro dell Universo Questa visione del mondo, perfezionata successivamente dall astronomo Tolomeo (nel 150 d.c.) di Alessandria viene chiamata ipotesi geocentrica o modello tolemaico in cui pianeti e stelle avrebbero occupato sfere concentriche ad un punto centrale occupato dal nostro pianeta. Il modello tolemaico rimase in auge per molti secoli e su di esso Dante Alighieri basò la sua visione del mondo riportata nella Divina Commedia.

3 Già nel III secolo a.c. qualcuno non era d accordo con l ipotesi geocentrica: Aristarco fu il primo, infatti, a proporre un ipotesi eliocentrica, ponendo il Sole al centro dell Universo e tutte le stelle e i pianeti in rotazione attorno ad esso. L ipotesi di Aristarco fu molto criticata dai suoi contemporanei e non venne accettata anche perché non esistevano prove sicure per dimostrarla.

4 Il modello geocentrico dominò quindi incontrastato fino al 1600 anche perché era in perfetto accordo con la dottrina della Chiesa la quale si rifaceva alla Bibbia. Nel 500 lo studioso polacco Niccolò Copernico, rifacendosi all ipotesi di Aristarco, diede il via a quella che viene definita la rivoluzione copernicana, che poneva il Sole al centro dei moti planetari e sosteneva che soltanto la Luna orbitasse attorno alla Terra.

Nel 500 lo studioso polacco Niccolò Copernico, rifacendosi all ipotesi di Aristarco, diede il via a quella

5 Verso la fine del 500 l astronomo danese Tycho Brahe, dopo attente osservazioni dei pianeti, propose un modello che era una via di mezzo tra geocentrismo ed eliocentrismo: tutti i pianeti ruotavano intorno al Sole, ma quest ultimo ruotava attorno alla Terra. Nel 1597 Tycho Brahe assunse come assistente un giovane astronomo, Johannes Kepler (Keplero) che continuando lo studio sui pianeti, e in particolare sulle loro orbite, scoprì le 3 famose leggi del moto platenario che portano il suo nome (Leggi di Keplero).

6 Dal 1609 Galileo Galilei (scienziato pisano), fondatore del metodo scientifico sperimentale e inventore del cannocchiale, compì numerose osservazioni con questo nuovo strumento e si convinse sempre di più della validità dell ipotesi eliocentrica copernicana. Tale convinzione viene espressa chiaramente nella sua opera più famosa: Dialogo sopra i due massimi sistemi del mondo. Nel 1616 la Chiesa Cattolica mise all indice (ossia lo elencò nelle opere proibite) il libro in cui Copernico aveva descritto la sua teoria, in quanto essa era ritenuta contraria alle Sacre Scritture (Bibbia).

Tale convinzione viene espressa chiaramente nella sua opera più famosa: Dialogo sopra i due massimi sistemi del mondo.

7 Galileo fu ammonito di non appoggiare l ipotesi copernicana, ma egli affermò che non bisognava confondere la scienza con la religione e che le leggi naturali erano in fondo scaturite tutte dalla mente di Dio. Nel 1632 fu chiamato a Roma, processato e costretto ad abiurare le sue idee. Fu condannato al confino domiciliare obbligato, mentre il suo libro fu messo all indice. E opportuno ricordare che solo recentemente (ossia nel 1992), la Chiesa ha ufficialmente riabilitato la figura di Galileo.

Nel 1632 fu chiamato a Roma, processato e costretto ad abiurare le sue idee.

8 Nel 1687 un altra grande personalità si impose nel campo della fisica astronomica: quella dell inglese Isaac Newton, che dopo accurati calcoli matematici giunse alla formulazione della Legge della Gravitazione Universale, che consentì di spiegare le 3 leggi di Keplero e tutti i moti dei corpi celesti nell Universo. Legge della Gravitazione Universale: F = G m1 m2 Il modello geocentrico era, quindi, definitivamente sconfitto. d 2

Universale, che consentì di spiegare le 3 leggi di Keplero e tutti i moti dei corpi celesti nell Universo.

9 La 1^ Legge di Keplero o Legge delle orbite, definisce appunto la forma delle orbite stesse: i pianeti descrivono intorno al Sole orbite ellittiche, in cui esso (il Sole) occupa uno dei due fuochi

10 La 2^ Legge di Keplero o Legge delle aree, stabilisce che la velocità orbitale dei pianeti non è costante: il raggio vettore, che congiunge il centro del Sole con il centro di qualsiasi pianeta, percorre aree uguali in tempi uguali. Ne consegue che in perielio (punto più vicino del pianeta dal sole) il pianeta sarà più veloce che in afelio (punto più lontano del pianeta dal sole)

pianeta, percorre aree uguali in tempi uguali.

La 3^ Legge o Legge dei tempi mette in relazione la distanza dei pianeti dal Sole e i loro rispettivi periodi di rivoluzione: il quadrato del tempo impiegato dai pianeti per compiere la propria

11 La 3^ Legge o Legge dei tempi mette in relazione la distanza dei pianeti dal Sole e i loro rispettivi periodi di rivoluzione: il quadrato del tempo impiegato dai pianeti per compiere la propria orbita è direttamente proporzionale al cubo delle loro distanze medie dal sole. Pertanto, ne deriva che Mercurio, il pianeta più vicino al Sole, sarà quello con il più breve periodo di rivoluzione (88 giorni), mentre Plutone compirà un intera orbita in ben 247 anni.

proporzionale al cubo delle loro distanze medie dal sole.

12 Verso la metà del 1600 il fisico inglese Newton si interessò della forza gravitazionale: di essa già si sapeva che agisce sui corpi in caduta libera, producendo in essi un accelerazione di circa 9,8 m/s 2. Newton si domandò se tale forza agisse soltanto sulla Terra o se avesse invece un carattere universale. Egli prese in considerazione il sistema Terra-Luna e facendo una serie di calcoli ne ricavò che la Luna compiva un orbita intorno alla Terra perché subiva da parte di essa un attrazione gravitazionale, e che questa forza era inversamente proporzionale al quadrato della distanza tra i due corpi, misurata dai loro centri.

Newton si domandò se tale forza agisse soltanto sulla Terra o se avesse invece un carattere universale.

13 Ripetè quindi i calcoli prendendo in considerazione altri pianeti del Sistema Solare e scopri che essi effettuavano orbite attorno al Sole perché erano attratti dalla sua forza gravitazionale. Nel 1687 Newton formulò quella che noi conosciamo come la Legge della Gravitazione Universale espressa dalla seguente formula: Legge della Gravitazione Universale: F = G m1 m2 d 2

14 F= forza gravitazionale (misurata in Newton) m1 e m2 = masse dei due corpi considerati (espresse in kg) d = distanza tra i due corpi (misurata in metri) G = costante gravitazionale o di gravitazione universale. Tale legge afferma quindi che: la forza con cui due corpi si attraggono è direttamente proporzionale al prodotto delle loro masse, e inversamente proporzionale al quadrato della loro distanza.

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