I modelli dell'universo

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ALLA RICERCA DI UN MODELLO DELL’UNIVERSO

1. I MODELLI GEOCENTRICI

In alcune civiltà antiche lo studio del cielo era giunto a notevoli risultati: i cinesi osservavano le stelle, la catalogavano e ne studiavano i movimenti già 4.000 anni prima di Cristo; i babilonesi, i caldei e gli egizi sapevano rilevare i diversi movimenti degli oggetti celesti annotandone i cicli.
Furono però i greci i primi che cercarono di rappresentare l’Universo attraverso modelli, coi quali si proponevano di spiegare l’ordine dei moti celesti. Essi pensavano che la volta celeste fosse una sfera trasparente, in moto perenne intorno alla Terra, in cui erano incastonate le stelle, semplici punti luminosi. Avevano osservato la presenza di alcuni astri che cambiavano posizione rispetto alle stelle fisse: a questi corpi fu anticamente dato il nome i pianeti. Anche il Sole e la Luna erano considerati pianeti.
Mentre le stelle si spostavano regolarmente da oriente ad occidente, i pianeti sembravano talvolta invertire la loro direzione per un breve periodo di tempo, per poi riprendere il loro moto verso ovest.
Eudosso di Cnido (408 ca.-335 a.C.) propose un modello geocentrico secondo cui i vari oggetti celesti erano incastonati su più sfere trasparenti, tutte con il centro sulla Terra.
Questo modello spiegava i moti relativi ai corpi celesti e le loro “irregolarità” ricorrendo a ben 27 sfere diverse. Ma ebbe fortuna, anche perché a esso si fece riferimento il filosofo Aristotele (384-322 a.C.) per elaborare la propria concezione fisica della natura.
Fu così che il concetto secondo il quale i pianeti sarebbero collocati in involucri sferici rimase generalmente accettato fino agli inizi del ‘600, nonostante avesse subito notevoli modifiche, quali:

• Sistema epiciclo-deferente, (ad opera di Ipparco, II sec a.C.): ciascun pianeta veniva messo in moto su di una circonferenza (epiciclo), il cui centro, a sua volta si muoveva un’altra circonferenza (deferente). Tale sistema fu poi ripreso con un’altra modifica:
• Sistema Tolemaico, (ad opera di Tolomeo, II sec a.C. che lo espose in un’opera monumentale chiamata Almagesto): il Sole, la Luna e i pianeti, collegati nelle rispettive sfere, si muovono su epicicli, deferenti o, e questa fu un’innovazione, su equanti, ossia circonferenze centrate sulla Terra, ma la cui velocità di rotazione è uniforme rispetto ad un punto spostato da essa.

2. LA RIVOLUZIONE COPERNICANA

Nel corso di tutto il Medioevo, le concezioni fisiche di Aristotele e il modello di Universo elaborato da Tolomeo furono costanti punti di riferimento.
A partire dalla seconda metà del ‘400, con l’avvio del Rinascimento, la cultura europea iniziò un profondo rinnovamento.
Un avvenimento rivoluzionario fu l’opera dell’astronomo polacco Nicolaus Copernico (1473-1543), che giunse alla conclusione che tali movimenti erano spiegabili con maggiore semplicità se si ipotizzava la Terra in rotazione attorno ad un proprio asse di rivoluzione, insieme agli altri pianeti, attorno al Sole, immobile al centro dell’universo. Il suo modello eliocentrico, più noto come sistema copernicano, manteneva però intatte le concezioni antiche sulla sfera celeste: le stelle erano tutte ad uguale distanza dal Sole; le orbite descritte dai vari corpi attorno al Sole erano perfettamente circolari.
Anche se proposta come semplice ipotesi matematica l’opera risultava in ogni caso rivoluzionaria poiché toglieva la Terra, e quindi l’uomo, dalla sua posizione privilegiata al centro dell’Universo. Fu quindi osteggiata e condannata sia dalla Chiesa cattolica, sia da quella protestante.

3. LA TERRA è IMMOBILE MA I PIAETI RUOTANO ATTORNO AL SOLE

Il modello di Copernico riscontrò notevoli difficoltà di accettazione: la fisica rimase quella di Aristotele e il nuovo modello era ancora più impreciso di quello Tolemaico nella previsione delle posizioni dei pianeti.
Il danese Tycho Brahe (1546-1601) propose un modello intermedio tra quello geocentrico e quello eliocentrico: la Terra rimaneva ferma al centro dell’Universo, mentre i pianeti ruotavano attorno al Sole e questo, insieme alla Luna e alle stelle, ruotava attorno alla Terra.
Questo modello aveva il grande vantaggio di non richiedere la rotazione terrestre, che costituiva il concetto più difficile da accettare per quei tempi. Infatti, come si sosteneva, se la Terra avesse ruotato velocemente, si sarebbe dovuta sfasciare.

4. NEL ‘600 SI AFFERMA IL MODELLO ELIOCENTRICO

Fu il discepolo di Brahe Johannes Keplero (1571-1630) che sulla base di osservazioni planetarie fatte dal maestro fu in grado di formulare tre leggi che regolano la meccanica celeste che portano il suo nome:

• Prima legge di Keplero: le orbite descritte dai pianeti non sono circolari, bensì ellittiche.

• Seconda legge di Keplero: i pianeti, durante il loro moto orbitale, non hanno sempre la stessa velocità, ma sono più veloci al perielio che non all’efielio.

• Terza legge di Keplero: il periodo di rivoluzione di ogni pineta, elevato al quadrato, è proporzionale al cubo della distanza media dal Sole.

Galileo Galilei (1564-1642) usando per la prima volta un cannocchiale scoprì:

• le macchie solari (che gli permisero di individuare la rotazione del Sole, di conseguenza, se esso poteva ruotare, anche gli altri corpi celesti potevano ruotare ed anche la Terra)

• le fasi di Venere (se esistevano le fasi di venere potevano esistere anche quelle della Luna)

• i satelliti di Giove (dimostravano che no esiste un unico centro universale intorno a cui tutto ruota, come richiesto dal modello aristotelico-tolemaico)

Le convinzioni di Galileo lo portarono a credere fermamente nella teoria copernicana, malgrado fosse osteggiata dalla Chiesa. La pubblicazione delle sue idee nel Dialogo sopra i due Massimi Sistemi (1630) gli valse la condanna da parte dell’Inquisizione.

5. LA SCOPERTA DEI MOTI TERRESTI E CELESTI

La rivoluzione fisica si deve allo scienziato inglese Isaac Newton (1642-1727) che renderà plausibile la teoria del sistema copernicano non ancora accettato.
Newton affermò che la Terra esercita su tutti i corpi un’attrazione, che ha come effetto la loro caduta verso di essa; il peso è l’unità di misura di questa forza.
Secondo il primo principio della dinamica ogni corpo persiste nel suo stato di quiete o di moto rettilineo uniforme se non soggetto ad altre forze esterne: allora dee esistere una forza che costringe i pianeti nelle loro orbite curvilinee attorno al Sole, senza permettere loro di allontanarsi con n moto rettilineo. Newton intuì l’esistenza di una forza esercitata dal Sole sui pianeti: la forza di gravità.
Egli giunse a formulare la legge di gravitazione universale, secondo cui l’attrazione fra due corpi è direttamente proporzionale alle rispettive masse e inversamente proporzionale al quadrato della distanza che li separa.

6. LA PARALLASSE STELLARE

Anche dopo le scoperte di Newton rimaneva un quesito: come mai, se la Terra orbitava attorno al Sole, non si osservava un periodico spostamento nella posizione delle stelle sulla volta celeste?
Lo spostamento delle stelle per questo effetto, detto parallasse, è reale ma così piccolo da renderne difficile la misura. Si deve arrivare al 1831 perché un astronomo (F. W. Bessel) riesca a misurare la prima parallasse stellare: la stella Cygni, su ci egli compì questa prima misura, si rivelò in tal modo più lontana di quanto non si fosse mai ipotizzato. Solo da quel momento si poté intuire che le dimensioni dell’Universo sono enormemente maggiori di quelle del nostro sistema solare.

7. L’UNIVERSO è FORMATO DA MILIONI DI GALASSIE

Fino agli anni ’20 si credeva che l’Universo, per quanti immenso, fosse racchiuso nelle dimensioni della nostra Galassia. Solamente nel ’24 con l’astronomo Hubble si scoprì che alcuni oggetti che si credeva che fossero nubi gassose interne alla Galassia erano dunque altre galassie esterne alla nostra. Se di queste altre Galassie se ne vedono alcuni milioni al telescopio, evidentemente le dimensioni effettive dell’Universo devono essere incredibilmente grandi, dell’ordine di miliardi di anni luce.
Le galassie non sono immobili, si allontanano tutte reciprocamente. L’universo è dunque un’immensa sfera costellata di galassie, ciascuna delle quali si allontana in direzione radiale.
Hubble scoprì che la velocità V di allontanamento delle galassie era proporzionale alla distanza R:

V= H ( R

La costante di proporzionalità H, detta appunto costante di Hubble, assume particolare importanza nello studio dell’evoluzione dell’Universo, in quanto permette di stimarne l’età, attualmente valutata intorno a 18 miliardi di anni.

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