Multi oameni sunt de parere ca astronomia moderna a inceput odata cu teoriile lui Copernic. Acesta a fost un savant polonez care a propus o descriere alternativa a sistemului solar. La fel ca modelul geocentric al lui Ptolemeu (centrat pe Pamant), modelul heliocentric al lui Copernic (centrat pe soare) este un model empiric. Acest lucru inseamna ca nu are nicio baza teoretica, ci pur si simplu reproduce miscarile observate ale obiectelor din cer. In modelul heliocentric, Copernic a presupus ca Pamantul se roteste o data intr-o singura zi, tinand cont de rasaritul si apusul soarelui si stelelor. In caz contrar, soarele se afla in centru, Pamantul si celelalte cinci planete vizibile cu ochiul liber miscandu-se in raport cu acesta, pe orbite circulare. Singura exceptie de la acest model era faptul ca Luna se misca in jurul Pamantului. In cele din urma, in modelul heliocentric, stelele se aflau dincolo de planete, atat de departe incat nu putea fi observata nicio paralaxa.
De ce a castigat modelul lui Copernic, in defavoarea modelului lui Ptolemeu? Cu siguranta nu din cauza acuratetii, deoarece modelul lui Copernic nu este de fapt cu nimic mai precis fata de cel al lui Ptolemeu (ambele au erori de cateva minute de arc). Modelul lui Copernic este mai atractiv deoarece principiile geometriei stabilesc distanta planetelor fata de soare. Cele mai mari deplasari unghiulare pentru Mercur si Venus de la pozitia soarelui (elongatia maxima) genereaza triunghiuri in unghi drept, care stabilesc dimensiunile lor orbitale in raport cu dimensiunea orbitala a Pamantului.
Dupa ce se cunoaste perioada orbitala a unei planete exterioare, perioada observabila de timp in care o planeta se misca dintr-o pozitie direct opusa soarelui intr-o pozitie la 90 de grade de acesta genereaza deasemenea un triunghi in unghi drept (triunghiul ne poate ajuta sa aflam distanta de la planeta la soare). Daca soarele este plasat in centru, astronomii pot vedea ca orbitele planetare coreleaza cu distanta fata de soare. Dar aceasta simplitate nu demonstreaza corectitudinea ideii heliocentrice. Iar faptul ca Pamantul este unic datorita existentei unui obiect care orbiteaza in jurul sau, este o caracteristica discordanta.
Galileo si inventia telescopului
Solutionarea dezbaterii dintre ideea geocentrica si cea heliocentrica a necesitat informatii noi despre planete. Galileo nu a inventat telescopul insa a fost unul dintre primii oameni care a indreptat aceasta noua inventie catre cer, si cu siguranta este cel care a facut ca telescopul sa capete faima. Acesta a descoperit cratere si munti pe Luna, fapt care a contestat vechiul concept al lui Aristotel conform caruia toate corpurile ceresti sunt sfere perfecte. Pe soare, Galileo a vazut pete intunecate care se miscau pe suprafata sa, dovedind ca soarele se roteste. Acesta a observat ca in jurul planetei Jupiter se roteau patru sateliti, aratand ca Pamantul nu era singura planeta care avea asemenea corpuri. Observatiile sale au relevant si faptul ca galaxia noastra este compusa din miliarde de stele. Cu toate acestea, cea mai importanta descoperire a lui Galileo a fost tiparul de schimbare a fazelor planetei Venus, care a oferit un test clar intre predictiile teoriei geocentrice si a celei heliocentrice.
Johannes Kepler si Isaac Newton
Deoarece conceptul lui Copernic era eronat, au fost necesare noi date pentru a-i corecta deficientele. Masuratorile lui Tycho Brahe in ceea ce priveste pozitiile exacte ale obiectelor ceresti au furnizat pentru prima data o inregistrare continua si omogena, care putea fi folosita pentru a determina matematic natura adevarata a orbitelor. Johannes Kepler, care si-a inceput activitatea ca asistent al lui Brahe, a efectuat analiza orbitelor planetare. Analiza sa a avut ca rezultat formularea celor trei legi ale sale, si anume: legea orbitelor (toate planetele se misca pe orbite eliptice, cu soarele drept punct focal), legea zonelor (o linie care uneste o planeta cu soarele strabate arii egale in perioade de timp egale) si legea perioadelor (patratul perioadei oricarei planete este proportional cu cubul axei semi-majore a orbitei sale).
In lucrarea sa, “Principia”, din anul 1687, Isaac Newton a plasat intelegerea fizica la un nivel mai profund prin deducerea legii gravitatiei si a celor trei legi generale ale miscarii, care se aplica la toate obiectele. Prima lege a lui Newton sustine ca un obiect ramane in repaus sau intr-o continua stare de miscare uniforma daca asupra sa nu actioneaza nicio forta externa. Cea de-a doua lege a lui Newton sustine ca, daca o forta neta actioneaza asupra unui obiect, aceasta va determina accelerarea obiectului respectiv. Iar cea de-a treia lege a lui Newton sustine ca pentru fiecare forta exista o forta egala si opusa. Prin urmare, daca un obiect exercita o forta asupra unui alt obiect, cel de-al doilea obiect exercita o forta egala si opusa indreptata spre primul obiect.
Dincolo de Newton – teoriile relativitatii
Legile de miscare ale lui Newton si legea gravitatiei sunt adecvate pentru intelegerea multor fenomene din univers, insa, in circumstante exceptionale, oamenii de stiinta trebuie sa foloseasca teorii mult mai exacte si mai complexe. Aceste circumstante includ conditiile relativiste in care sunt implicate viteze mari care se apropie de cea a luminii (teoria relativitatii speciale) si/sau in care fortele gravitationale devin extrem de puternice (teoria generala a relativitatii).
In cei mai simpli termeni, conform teoriei generale a relativitatii, prezenta unei mase (cum ar fi soarele) determina o schimbare in geometria spatiului din jurul sau. O analogie bidimensionala ar fi o farfurie curbata. Daca o bila (reprezentand o planeta) este plasata pe farfurie, aceasta se misca de-a lungul marginii curbate pe un traseu datorat curburii farfuriei. Cu toate acestea, un asemenea traseu este la fel ca o orbita si aproape identic cu traseul care ar fi calculat prin utilizarea unei forte gravitationale care sa modifice incontinuu directia de miscare. In universul real, diferenta dintre orbitele newtoniene si cele relativiste este de obicei mica (de exemplu, o diferenta de doi centimetri in cazul distantei orbitale Pamant-Luna, adica 384 000 de kilometri in medie).
