Die wandelung vom geozentrischen zum heliozentrischen weltbild

Die Geschichte der Astronomie nahm im 16. Jahrhundert in Folge der Beitrage des polnischen Astronomen Nikolaus Kopernikus eine dramatische Wende. Nach seinen Studien an der Universitat Kraków, die damals ein weltberuhmtes Lehrzentrum fur die mathematischen Facher war, ging er 1496 nach Italien. Den gro?ten Teil seines Lebens verbrachte Kopernikus mit Astronomie und entwarf einen neuen Sternenkatalog nach seinen personlichen Beobachtungen. Kopernikus setzte sich kritisch mit der ptolemaischen Theorie eines geozentrischen Universums auseinander. Er wahlte beispielsweise anstelle der Erde die Sonne als Zentralgestirn. Allerdings gelang es ihm nicht, mit seinem System bessere Voraussagen zu gewinnen, was u. a. Tycho Brahe dazu veranlasste, es zu verwerfen. Erst die Einfuhrung der Ellipsenbahnen durch Johannes Kepler verhalfen dem heliozentrischen System zum Durchbruch.

Das kopernikanische System wurde von kirchlicher Seite angegriffen, das Werk spater auf den Index gesetzt. Galileo Galilei fand Beweise, die es untermauerten. Schon lange bewunderte der italienische Mathematiker und Physiker die Arbeit von Kopernikus. Die Moglichkeit, die kopernikanische Theorie zu uberprufen, bot sich mit der Erfindung des Teleskops. Galilei baute 1609 einen kleinen Refraktor, richtete ihn gegen den Himmel und entdeckte die Venusphasen, die darauf hinwiesen, dass dieser Planet um die Sonne kreist. Er entdeckte auch vier Monde, die um den Jupiter kreisten. In der Überzeugung, dass wenigstens einige Himmelskorper nicht um die Erde kreisen, begann er das kopernikanische System in Wort und Schrift zu unterstutzen. Seine offene Parteinahme fur Kopernikus fuhrte zu einem offenen Konflikt mit den Kirchenbehorden. 1633 zitierte man Galilei nach Rom vor ein Tribunal der Inquisition. Obwohl der Gelehrte – teilweise unter Folter – gezwungen wurde, seine Annahmen und Schriften zu widerrufen, konnte die Theorie nicht unterdruckt werden.

Das Kopernikanisches System war ein Modell des Sonnensystems mit der Sonne als Zentrum. Das kopernikanische System ist eine Weiterentwicklung und Zusammenfassung der Theorien, nach denen sich die Planeten auf Umlaufbahnen um die Sonne bewegen, dass die Erde einer dieser Planeten ist und dass sie sich einmal pro Tag von Westen nach Osten um ihre Nord-Sud-Achse dreht. Diese Hypothesen ersetzten das ptolemaische System, das bis dahin die vorherrschende astronomische Theorie war. Die Veroffentlichung des kopernikanischen Systems regte weitere astronomische und mathematische Untersuchungen an und war die Grundlage fur wichtige Entdeckungen durch den deutschen Astronomen Johannes Kepler und den englischen Physiker Isaac Newton.

Die Folgen der kopernikanischen Theorie

Vom wissenschaftlichen Standpunkt aus gesehen war die kopernikanische Theorie nur eine Neuanordnung der Planetenumlaufbahnen, die Ptolemaus erdacht hatte. Die alte griechische Theorie, dass sich Planeten auf kreisformigen Bahnen mit festen Geschwindigkeiten bewegen, wurde im kopernikanischen System beibehalten. Von 1580 bis 1597 beobachtete der danische Astronom Tycho Brahe Sonne, Mond und Planeten von seinem Insel-Observatorium bei Kopenhagen aus und spater in Deutschland. Unter Verwendung der von Brahe zusammengestellten Unterlagen formulierte Johannes Kepler die Gesetze der Planetenbewegung. Nach Kepler kreisen die Planeten nicht in kreisformigen Bahnen und nicht mit gleich bleibender Geschwindigkeit um die Sonne. Dies geschieht in elliptischen Bahnen und mit unterschiedlichen Geschwindigkeiten. Kepler fand auch heraus, dass die Abstande der Planeten von der Sonne von der Umlaufphase abhangen.

Der englische Physiker Isaac Newton brachte ein einfaches Prinzip ins Spiel, um die Kepler’schen Gesetze zu erklaren. Er postulierte eine Anziehungskraft zwischen der Sonne und den einzelnen Planeten. Diese Kraft, die von den Massen der Sonne und der Planeten und von der Entfernung zwischen ihnen abhangig ist, liefert die Grundlage fur die physikalische Interpretation der Kepler’schen Gesetze. Newtons Annahme wird als universelles Gravitationsgesetz bezeichnet.

Die drei Kepler’sche Gesetze handeln uber die Bewegung der Planeten, die der deutsche Astronom und Gelehrte Johannes Kepler Anfang des 17. Jahrhunderts formulierte. Kepler leitete seine Gesetze von den Planetenangaben ab, die der danische Astronom Tycho Brahe gesammelt hatte. Seine Thesen brachen mit dem jahrhundertealten Glauben, dass sich die Planeten auf kreisformigen Umlaufbahnen bewegten. Dies waren Kernaussagen des ptolemaischen Systems und auch des kopernikanischen.

Laut Keplers erstem Gesetz bewegen sich die Planeten auf elliptischen Umlaufbahnen um die Sonne, wobei sich die Sonne in einem Brennpunkt der Ellipse befindet. Das zweite Gesetz sagt aus, dass die gerade Linie, die den Mittelpunkt des Planeten mit dem Mittelpunkt der Sonne verbindet, in gleichen Zeitabstanden gleiche Flachen uberstreicht. Mit anderen Worten ausgedruckt, je naher ein Planet der Sonne kommt, desto schneller bewegt er sich. Das dritte Kepler’sche Gesetz besagt, dass das Verhaltnis des Quadrates der Umlaufzeit eines Planeten zu der dritten Potenz der gro?en Halbachse der Ellipsenbahn eines Planeten von der Sonne, a – d. h., T²/a³, ist fur alle Planeten gleich.

Diese Gesetze spielten eine gro?e Rolle fur das Gravitationsgesetz von Sir Isaac Newton und sind wichtig fur das Verstandnis der Umlaufbahnen des Mondes und kunstlicher Satelliten.

Newton’sches Gravitationsgesetz

Das Newton’sche Gravitationsgesetz, benannt nach dem englischen Physiker Sir Isaac Newton, besagt, dass die gravitationsbedingte Anziehung zwischen zwei Korpern direkt proportional ist zum Produkt der Massen der beiden Korper und indirekt proportional zum Quadrat ihrer Entfernung. Als algebraische Formel lautet das Gesetz,

wobei F die Gravitationskraft ist, m1und m2 die Massen der beiden Korper, r die Entfernung zwischen den Korpern und  die Gravitationskonstante. Der Wert dieser Konstante wurde erstmals von dem britischen Physiker Henry Cavendish 1798 mit Hilfe einer Drehwaage gemessen. Der zur Zeit genaueste Wert dieser Konstante liegt bei 0,0000000000667 Newton Quadratmeter pro Kilogramm zum Quadrat (6,67 × 10-11 Nm² / kg²). Die Gravitationskraft zwischen zwei kugelformigen Korpern von je 1 Kilogramm Masse, deren Mittelpunkte 1 Meter voneinander entfernt sind, betragt 0,0000000000667 Newton. Es handelt sich also um eine sehr kleine Kraft, die dem Gewicht eines Objekts mit der Masse von ungefahr 1/150 000 000 000 Kilogramm auf der Erde entspricht. Das Newton’sche Gravitationsgesetz ist vor allem fur die Himmelsmechanik sehr wichtig geworden.

Beobachtungsmethoden

Mit Hilfe der Erfindung des Spiegelteleskops gelang es Newton noch genauere Sternenbeobachtungen durchzufuhren, als es zuvor schon Galilei und Kopernikus mit einfachen Linsenteleskopen machen konnten.