Primi esempi di Sistema Solare e leggi di Keplero

Sistema tolemaico e sistema copernicano

Quando pensiamo all'odierno Sistema Solare dobbiamo essere consapevoli che nei secoli passati erano state elaborate numerose teorie a riguardo, col tempo smentite.
La prima che ci è pervenuta venne elaborata dall'astronomo greco Claudio Tolomeo attorno al II secolo d.C. : egli sosteneva una la cosiddetta “teoria eliocentrica”, che vedeva la Terra al centro dell'Universo e il Sole, assieme agli altri pianeti, che vi gravitava attorno.

Riteneva inoltre che il Sistema Solare fosse formato da una serie di circonferenze concentriche, lungo le quali i corpi celesti descrivevano le loro orbite; tra queste vi erano le cosiddette “Sfera delle stelle fisse” (penultimo anello) e la “Primum Mobile”.
Quanto a quest'ultima, egli riteneva che desse il moto a tutte le altre come un vero e proprio direttore d'orchestra, e che al suo interno ci fosse una divinità responsabile proprio di quest'azione.
Questa tesi rimase valida fino al Cinquecento, ossia quando uno scienziato polacco, Nicolò Copernico, sostenne che non poteva essere accettata.

Egli, infatti, si rese conto che dopo numerose osservazioni, le posizioni dei pianeti non coincidevano con quelle che avrebbero dovuto occupare seguendo il sistema tolemaico, perciò era più probabile che fosse il Sole al centro dell'Universo, mentre alla Terra spettava solo il ruolo di pianeta orbitante.
Questa retrocessione provocò un grande sdegno tra la popolazione dell'epoca, che definì lo stesso Copernico “un pazzo”, e a questi si aggiungeva addirittura Martin Lutero; tutto ciò a causa del periodo preso in esame, in cui fiorivano l'Umanesimo e il Rinascimento, in cui si considerava l'essere umano al centro dell'Universo: questo non poteva essere possibile!!

Copernico era andato vicino alla vera struttura del Sistema Solare, ma aveva commesso uno sbaglio: infatti credeva, come Tolomeo, che le orbite compiute dai pianeti attorno al Sole fossero circolari.
A “sistemare le cose” ci pensò un astronomo tedesco, con tre leggi empiriche (cioè basate sull'esperienza e sull'osservazione) promulgate nei primi anni del 1600, ossia Giovanni Keplero.


Tre leggi di Keplero
Grazie agli studi e alle leggi di Keplero, oggi conosciamo com'è fatto il nostro Sistema Solare, ma non bisogna dimenticare che tutto ciò è stato possibile anche grazie alle ricerche di altri studiosi, come Galileo e Isaac Newton.
Si occupano di descrivere come avviene il moto di rivoluzione dei pianeti, ma non ne spiegano la causa: questa, infatti, verrà resa nota solo grazie alle scoperte di Newton.

- Prima legge (detta anche legge delle orbite/legge delle ellissi): i pianeti descrivono orbite ellittiche intorno al Sole.
La legge, sostanzialmente, aggiunge a ciò che aveva intuito Copernico gli studi di Keplero. Inoltre, a partire da ciò, si individuano due punti nell'orbita compiuta dal pianeta: afelio (massima distanza dal Sole) e perielio (minima distanza dal Sole). La Terra, per esempio, si trova in perielio il 4 gennaio e in afelio il 4 luglio;

- Seconda legge (detta anche legge delle aree): i pianeti, in corrispondenza di afelio e perielio, percorrono aree uguali in tempi uguali.
Partendo dal disegno di un'orbita, si può ben notare che gli archi in corrispondenza di afelio e perielio hanno lunghezze differenti, infatti quello relativo al secondo risulta essere maggiore dell'altro. Perciò, dato che il pianeta descrive aree uguali in uguali lassi di tempo, esso avrà una velocità maggiore in corrispondenza del perielio.
Data la formula della velocità (v = s/t) all'aumentare dello spazio da percorrere e mantenendo costante l'intervallo di tempo essa assumerà via via un valore sempre maggiore;

- Terza legge (detta anche legge dei periodi): il tempo impiegato da un pianeta per compiere un'intera orbita attorno al Sole è direttamente proporzionale alla sua distanza da esso.
Questo significa che all'aumentare della distanza di un pianeta dal Sole, aumenterà anche il tempo necessario per un completo moto di rivoluzione; ad esempio, Giove impiega un tempo maggiore per percorrere un'intera orbita rispetto alla Terra, proprio in virtù della sua distanza.