De Copernicaanse revolutie

De Griekse filosoof Aristoteles geloofde dat de aarde zich in het middelpunt van het heelal bevond en dat alle hemellichamen in eeuwigdurende cirkels perfect om de aarde draaiden.
Dit staat bekend als de geocentrische theorie, in tegenstelling tot de heliocentrische theorie die de zon in het centrum plaatst. Aristoteles stond in hoog aanzien en zijn model werd gewillig geaccepteerd. Bij nader onderzoek bleek het idee van de `perfecte cirkels’ echter gebreken te vertonen. Sommige planeten, vooral Mars, leken soms over te stappen op een retrograde omloopbaan – alsof ze tijdelijk op hun schreden terugkeerden. Bovendien leek de helderheid van de planeten te variëren tijdens hun ronde om de aarde. Deze afwijkingen waren in tegenspraak met wat Aristoteles beweerde, dus gingen Griekse filosofen aan de slag om zijn theorie aan te passen. Zo vond Claudius Ptolemeus een antwoord dat eeuwenlang voor de waarheid werd aangezien; hij bleef uitgaan van een geocentrisch systeem en beweerde dat de variabele helderheid en de schijnbare retrograde rotaties het gevolg van epicycli waren. Epicycli, dat waren cirkels of mini-omloopbanen in het vlak van de veel grotere cirkelvormige omloopbaan van de aarde.

Het geloof in het systeem van Ptolemeus hield lang stand, omdat de Griekse teksten werden vertaald in het Arabisch en aan het eind van het eerste millennium n.C. veel invloed in het islamitische rijk kregen. Ook in het westen van Europa hield de theorie van Ptolemeus stand, omdat de katholieke kerk dacht dat een geocentrisch model paste bij het geloof dat God het heelal had geschapen met de aarde als middelpunt. Het kwam de meeste mensen zelfs goed uit, want het geocentrisme legde de nadruk op de mensheid als een centraal gegeven in het heelal. Desondanks waren er al sinds de tijd van de oude Grieken aanhangers geweest van een systeem waarbij de zon centraal stond.
Kort na de dood van Aristoteles stelde Aristarchos een heliocentrische theorie van het heelal voor, maar die was weinig populair bij de Grieken. Zo kwam het dat in West-Europa het geocentrische model, dat door de kerk werd gesteund, in de middeleeuwen bijna heilig was geworden.

Nicolaus Copernicus werd in 1473 in de Poolse stad Torun geboren toen de middeleeuwen net plaats begonnen te maken voor de renaissance, een tijdperk waarin de sterrenkunde veel nadruk legde op zorgvuldige, wetenschappelijke waarnemingen. Copernicus meende dat het systeem van Ptolemeus niet goed verklaarde wat er zich aan de hemel afspeelde. De werkelijkheid leek ingewikkelder en veel problemen waar Ptolemeus tegenaan liep, waren op te lossen door gewoon de zon, en niet de aarde, in het midden van het heelal te plaatsen. De tijdelijke retrograde beweging van Mars kon als optische illusie worden verklaard, omdat de aarde sneller om de zon draait dan Mars, en dan lijkt het vanaf de aarde gezien alsof Mars achteruit gaat.
Copernicus was de eerste die zich de werkelijke volgorde van de planeten in het zonnestelsel realiseerde; de aarde degradeerde van het middelpunt van het universum tot derde steenklomp vanaf de zon. Hij publiceerde zijn bevindingen in het boek De Revolutionibus Orbium Coelestium, dat in 1543 verscheen, het jaar van zijn overlijden. Hij was echter al vele jaren eerder tot zijn heliocentrische conclusie gekomen. De kerk maakte zich niet veel zorgen over deze ketterij. Copernicus stierf voor hij op het matje kon worden geroepen; bovendien had hij gezegd dat de planeten in perfecte cirkels om de zon draaiden. Waarnemingen leken echter erop te wijzen dat dat niet klopte. De wetenschapper Johannes Kepler, afkomstig uit Graz, ging zich erin verdiepen, waarbij hij gegevens gebruikte uit waarnemingen van de Deense sterrenkundige Tycho Brahe.

Kepler stelde aanvankelijk voor dat de omloopbanen van de planeten geen cirkels maar ellipsen waren. Brahe, die de naam had nogal arrogant te zijn, accepteerde Keplers conclusies eerst niet; hij gaf de voorkeur aan zijn eigen model. In wat soms wel het tychoninaanse systeem wordt genoemd draaiden alle andere planeten om de zon, die weer om de aarde draaide. Toen Brahe bij het Deense vorstenhuis uit de gratie raakte, verhuisde hij naar Praag waar Kepler zijn assistent werd. De mannen waren grote rivalen van elkaar, maar de theorie van Kepler en de waarnemingen van Brahe vormden een vruchtbaar geheel. Kepler kon namelijk de gegevens uit de waarnemingen van Brahe gebruiken om zo de elliptische banen van de planeten te bewijzen.

Toen het nieuwe denken in de sterrenkunde in het begin van de zeventiende eeuw het Italiaanse schiereiland bereikte, begon dat de aandacht van de kerk te trekken. Zonder voldoende bewijs uit waarnemingen wilde Galileo Galilei zich niet binden aan een heliocentrisch model. Om dat bewijs te kunnen verzamelen werd hij een voorvechter van het gebruik van de telescoop – een nieuwe Nederlandse uitvinding voor het bestuderen van de hemelen. Veel van de dingen die hij door zijn telescoop zag leken in tegenspraak te zijn met een geocentrisch heelal. Hij identificeerde vier manen, Ganymedes, Callisto, Europa en Io, die om Jupiter draaiden en niet om de aarde.
Hij zag ook veranderingen in de verschijning van Venus, die alleen konden worden verklaard als de planeet om de zon draaide. Daar kwam bij dat de maan en de zon geen perfecte bollen waren; de een leek bezaaid met bergen en dalen en de ander met zonnevlekken. Galileo publiceerde argumenten ten gunste van het Copernicaanse systeem en haalde zich daarmee de woede van de kerk op de hals.
Na een waarschuwing van de paus moest Galileo zijn steun voor Copernicus in het openbaar opgeven. Na het overlijden van die paus, zat het Galileo evenwel een korte tijd mee. De nieuwe paus, Urbanus VIII, was een vriend van Galileo en hoewel hij Galileo niet toestond in het openbaar zijn voorkeur voor het copernicaanse model te verkondigen, gaf hij wel zijn goedkeuring aan de publicatie van Galileo’s ‘Dialoog over de twee belangrijkste wereldbeelden’. Dit boek analyseerde op een objectieve manier zowel de ptolemeïsche als de copernicaanse theorie. De kerk was echter van mening dat zijn verhandeling een voorkeur voor het copernicaanse systeem uitsprak en de inquisitie beschuldigde Galileo van ketterij.

Historische kosmologieën. Vier historische modellen van omloopbanen van planeten. Het geocentrische (met de aarde in het middelpunt) model van Ptolemeus (rechtsboven) domineerde de sterrenkunde meer dan 1000 jaar. Copernicus publiceerde zijn heliocentrische (met de zon als middelpunt) model (linksboven) in 1543. Uiteindelijk werd erkend dat de aarde om de zon draaide, maar het latere model van Tycho Brahe (linksonder) probeerde de zon nog steeds om een stilstaande aarde te laten draaien. Bij theorieën over planeetbewegingen was de zwaartekracht (1687) inbegrepen. De tekening rechtsonder werd in 1777 in Parijs gepubliceerd, vier jaar na de ontdekking van Uranus.

Hoewel Johannes Kepler had beschreven hoe de planeten om de zon draaien, was het hem nooit gelukt te verklaren waarom ze dat op die manier deden.
Dat bleef een halve eeuw een raadsel tot de Engelse natuurkundige Isaac Newton de drie wetten van de beweging opstelde en samen met de wet van de universele zwaartekracht in zijn boek Principia, dat in 1687 verscheen, toelichtte. Het verhaal gaat dat hij onder een appelboom zat en zich, toen een appel op de grond viel, realiseerde dat elk voorwerp een kleine aantrekkingskracht op elk ander voorwerp uitoefent.
Hij noemde deze kracht in het Engels ‘gravity’ naar het Latijnse woord voor gewicht: Hij redeneerde dat de zwaartekracht van de massa van een voorwerp afhangt; een lichaam met een grotere massa zal een lichaam met een kleinere massa naar zich toe trekken.
Daarom trekt de aarde de appel naar zijn zwaartekrachtmiddelpunt, maar de appel trekt de aarde ook naar het zwaartekrachtmiddelpunt van de appel toe. Op aarde is dit proces moeilijk waar te nemen; hoewel twee mensen die naast elkaar staan zwaartekracht op elkaar uitoefenen, is die kracht onzichtbaar omdat beide voorwerpen niet veel massa hebben. Als dit idee echter op hemellichamen wordt toegepast, wordt het veel begrijpelijker. De zon is het voorwerp met de grootste massa in het zonnestelsel en daarom blijven de negen bekende planeten, die allemaal een kleinere massa dan de zon hebben, door de zwaartekracht in hun omloopbanen.

Terwijl de zon de planeten naar zich toe trekt, oefenen de planeten op hun beurt zwaartekracht op de zon uit. Newton beweerde ook dat hoe groter de afstand tussen de twee voorwerpen is, hoe zwakker de aantrekking van de zwaartekracht. Dit concept ondersteunt de theorie van Kepler over elliptische omloopbanen. Als een planeet dichter bij de zon komt, ervaart die een sterkere zwaartekracht en wordt hij meer naar de zon toe getrokken. Zo ontstaat een elliptische omloopbaan.

De zwaartekrachttheorie van Newton kon echter niet overal rekening mee houden; vooral de omloopbaan van Mercurius bleek lastig. Het perihelion van de planeet, het punt dat het dichtst bij de zon is, was niet statisch, maar verschoof bij elke omloop een fractie van een graad. Deze kleine verschuiving betekent dat Mercurius er meer dan een miljoen omloopbanen over doet om weer op het beginpunt terecht te komen. Newtons zwaartekrachttheorie kon deze verschuivingen niet verklaren. Urbain Le Verrier, één van de ontdekkers van Neptunus, berekende dat de zwaartekracht van de zon plus die van de zeven andere planeten niet genoeg was om het doorschuivende perihelion van Mercurius te kunnen verklaren. Wetenschappers namen aan, in een tijd dat de zwaartekracht van Newton onschendbaar was, dat de aantrekkingskracht van een nog onbekende planeet hiervoor verantwoordelijk was.
Deze planeet, Vulcanus genoemd, zou om genoeg kracht op Mercurius te kunnen uitoefenen behoorlijk groot moeten zijn om het verschijnsel in de omloopbaan daarvan te veroorzaken. Het raadsel bleef onopgelost. toen kwam een jonge Duitse natuurkundige, Albert Einstein, met een nieuwe zwaartekrachttheorie. In 1905, toen hij als klerk bij een Zwitsers octrooibureau werkte, publiceerde Einstein zijn Speciale Relativiteitstheorie wat een voortzetting was van werk waar Galileo mee was begonnen. Einstein bewees dat licht in een vacuüm altijd ten opzichte van een waarnemer een constante snelheid heeft van net iets minder dan 300.000 km/s.

Deze theorie zegt ook dat de snelheid van licht in vacuüm de grootste snelheid is die in het heelal mogelijk is. Een basisaanname van deze theorie is, gezien de berekening dat de snelheid gelijk is aan de afstand vermenigvuldigd met de tijd, dat als de snelheid van licht constant is, de tijd en afstand dus moesten kunnen verschillen. De Speciale Relativiteitstheorie verschafte Einstein een belangrijke basis waarop hij in 1915 zijn Algemene Relativiteitstheorie kon bouwen, die een nieuwe uitleg van de zwaartekracht bevatte. De Speciale Relativiteitstheorie had laten zien dat zowel afstand als tijd variabel waren. Dat betekende dat de drie dimensies van ruimte – hoogte, breedte en diepte – eveneens flexibel waren. In zijn Algemene Relativiteitstheorie nam Einstein een standpunt in dat voor het eerst was geopperd door een Duitse wiskundige, Hermann Minkowski, namelijk dat ruimte en tijd in een vierdimensionale eenheid aan elkaar zijn gekoppeld: ‘ruimte-tijd’. Einsteins Algemene Relativiteitstheorie beweert dat massa ruimte-tijd vervormt. het is de vervorming van ruimte-tijd door die massa en niet de massa van het voorwerp zelf dat de aantrekking door de zwaartekracht veroorzaakt. Terwijl de appel van Newton op aarde valt doordat de zwaardere aarde de appel naar het zwaartekrachtcentrum trekt, valt de appel volgens de Algemene Relativiteitstheorie in een deuk in ruimte-tijd die door de massa van de aarde teweeg wordt gebracht. Vierdimensionale ruimte-tijd is enorm moeilijk te begrijpen en daarom is een populair tweedimensionaal voorbeeld ontstaan dat uitgaat van een kanonskogel die in het midden van een strakgespannen laken ligt. De kanonskogel veroorzaakt een grote deuk in het laken. De kanonskogel stelt de zon voor die een grote ‘deuk’ in het weefsel van de ruimte-tijd maakt. Als een tennisbal met voldoende snelheid in de deuk rond de kanonskogel wordt gerold, kan de tennisbal in een omloopbaan terechtkomen, net zoals een planeet om de zon kan draaien. De tennisbal veroorzaakt ook zelf een klein deukje, waarin een kleinere bal (een maan voorstellend) ook weer in een omloopbaan terecht kan komen.

Einstein kon tot zijn grote plezier met de wiskunde van de Algemene Relativiteitstheorie ook het verschuivende perihelion van Mercurius berekenen.
Dit was een aanwijzing dat de Algemene Relativiteitstheorie allesomvattend was, wat van de newtoniaanse zwaartekracht (door dat vreemde verschijnsel in de omloopbaan van Mercurius) niet kon worden gezegd. Sceptische reacties maakten het noodzakelijk dat Einstein met meer bewijs kwam voor dat zijn theorie ook in de praktijk werkte. Hij moest een massa vinden die groot genoeg was om aan te tonen dat ruimte-tijd werd vervormd. De vervorming die de massa van de zon veroorzaakte, zou betekenen dat licht van de sterren die direct achter de zon lagen, om de zon heen zou buigen en die sterren dus zichtbaar zouden blijven. De zon is echter te fel om een dergelijk verschijnsel te kunnen zien. Einstein was van mening dat de planeet met de grootste massa, Jupiter, niet genoeg afbuiging van licht zou laten zien om de Algemene Relativiteitstheorie duidelijk te bewijzen. Dus bleven wetenschappers de blik op de zon richten, waarbij ze het probleem van de felheid van de zon omzeilden door tijdens zonsverduisteringen naar de posities van de sterren te kijken. Dan was het zonlicht korte tijd gedoofd en konden sterren in de buurt van de zon worden waargenomen. In 1914 moest een Duitse expeditie onder aanhangers van Einstein zijn reis naar de Krim – om daar een zonsverduistering te kunnen zien – vanwege de Eerste Wereldoorlog opgeven. Los van Einstein kwam toen de verantwoordelijkheid bij twee Britse initiatieven te liggen. Waarnemers trokken naar een locatie in Zuid-Amerika en een in Afrika, waa]r in mei 1919 een zonsverduistering te zien zou zijn. Het beschikken over twee locaties betekende een kleiner risico dat bewolking het uitzicht zou benemen.
Het resultaat van de waarnemingen toonde aan dat de werkelijke positie van de sterren achter de zon niet overeenkwam met hun schijnbare positie, omdat het licht van deze sterren tijdens de zonsverduistering konden worden waargenomen. Een dergelijk fenomeen kon alleen worden verklaard door de Algemene Relativiteitstheorie: de zon vervormde het weefsel van ruimte-tijd en het licht van de sterren werd afgebogen. Einstein werd op slag beroemd en werd de prominentste wetenschapper van de twintigste eeuw, ook al bleven veel mensen buiten de wetenschap uitgaan van Newtons zienswijze. De Algemene Relativiteitstheorie heeft stand gehouden doordat het alle scenario’s aankon waarmee het heelal sindsdien op de proppen kwam. Natuurlijk wil dat niet zeggen dat de huidige theorieën nooit kunnen of zullen worden herzien.

Wilt u ons contacteren dan kan dat