2. Le varie concezioni nel tempo
Sistema tolemaico
Sistema Copernicano
Sistema ticonico
3. Sistema tolemaico
Il modello geocentrico fu ideato da Eudosso di Cnido e
poi perfezionato da Tolomeo.
Esso poneva la Terra immobile al centro dell’Universo e
gli altri corpi celesti, Sole compreso, che ruotavano
attorno ad essa.
Tolomeo per spiegare i moti irregolari dei pianeti
utilizzava gli epicicli, ovvero supponeva che ogni
pianeta ruotasse su una traiettoria circolare con
velocità costante il cui centro ruota a sua volta a
velocità costante su una seconda traiettoria circolare
centrata sulla Terra.
4. Sistema eliocentrico copernicano
In alternativa al modello precedente, Aristarco di
Samo propose il modello eliocentrico, secondo il
quale il Sole è immobile al centro dell’Universo e gli
altri corpi celesti ruotano attorno a esso.
Questo venne però ostacolato per secoli dal successo
del modello tolemaico e dal dogma della centralità
della Terra.
Fu poi riproposto solo nel 1543 da Niccolò Copernico.
Il modello copernicano risultò superiore al precedente
in quanto permetteva di stabilire l’ordine naturale dei
pianeti rispetto al Sole.
Questo sistema venne in seguito perfezionato da
Keplero e Galileo Galilei.
5. Sistema ticonico
Venne proposto nel 1583, nel quale la Terra è fissa ed attorno ad essa ruotano la
Luna e il Sole, mentre gli altri pianeti ruotano attorno al Sole.
Nonostante nella sua gioventù fosse attratto dal modello copernicano, il fatto che
non ci fossero state verifiche sperimentali lo allontanò da questo.
Difatti nonostante i suoi numerosi tentativi, Tycho non riuscì a dimostrare la
presenza in una parallasse. Per spiegare questo, o si suppone la Terra al centro o
si ipotizza un universo di dimensioni incredibilmente grandi. Per Tycho la prima
era più plausibile, anche se ora sappiamo che la seconda ipotesi è corretta.
7. Netwon
Newton fu l’artefice di molteplici scoperte e infatti oltre a
definire le tre leggi della dinamica, nel 1687 parla della
legge di gravitazone universale, una legge che ci
permette di calcolare la forza di attrazione, e trova una
relazione tra le masse dei due corpi e la distanza tra di
essi. La formula è F=G(m1m2/r^2), e G è una costante
che vale 6,673x10^-11.
Newton dedusse inoltre che la luna aveva una traiettoria
influenzata sia dal sole che dalla terra. La forza
gravitazionale di un corpo che viene attratto dal centro
della terra(quindi come incognite ci saranno mcorpo e
Msole) e questa forza corrisponde a ciò che noi
intendiamo come forza peso, indicata con P.
9. Esperimento di Cavendish
Tramite la legge di gravitazione universale è possibile dedurre il valore della costante gravitazionale,
G. È tuttavia necessario che per calcolare la forza di attrazione F siano note due masse, m1 ed m2, e la
loro distanza, r.
L'esperimento consiste nel muovere le due sfere grandi verso le sfere piccole sul braccio della
bilancia, nasce così una coppia di forze che fa muovere la bilancia in una seconda posizione di
equilibro da cui poi si potrà ricavare la costante gravitazionale.
