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La rivoluzione copernicana A cura di Adriano Ingallinera.

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1 La rivoluzione copernicana A cura di Adriano Ingallinera

2 Introduzione Quando siamo seduti di notte sotto il cielo stellato, nel quale contrastano leterno buio del vuoto e la gelida luce delle stelle, non possiamo non porci delle domande. È questa la frase, semplice e coinvolgente, dalla quale, in tempi lontanissimi, è partito lo studio dei fenomeni celesti. Le discipline che si occupano di questo studio sono lastronomia e lastrofisica. Lastronomia è nata con finalità pratiche, in un tempo in cui non esistevano ancora le bussole era di fondamentale importanza orientarsi conoscendo la posizione dei corpi celesti. Come accadde però per molte scienze, si passò da conoscenze con fini pratici a conoscenze teoriche. Lastronomia progredì nella Grecia del V secolo con Aristotele. Dopo un periodo di splendore però lastronomia attraversò una fase di crisi(coincidenti più o meno con il medioevo) a causa della Chiesa: le ipotesi Aristoteliche ben si conciliavano con luniverso descritto dalla Bibbia e quindi ogni tentativo di modificare il sistema aristotelico significava immediatamente commettere uneresia. Nel XVI secolo le cose, almeno per quanto riguarda gli scienziati, cambiarono: Nicolò Copernico pubblicò le sue tesi su un universo eliocentrico e, anche se queste tesi vennero osteggiate e condannate dalla chiesa, diedero limpulso agli scienziati che sarebbero venuti dopo: era linizio dellastronomia moderna,destinata a grandi progressi anche grazie all integrazione dellastrofisica.

3 Il cielo ad occhio nudo Quando per la prima volta Galileo puntò un cannocchiale verso il cielo era già lanno del Signore Tutte le osservazioni fatte prima dellavvento di questo fondamentale strumento avvenivano ad occhio nudo. Osservando il cielo ad occhio nudo si possono vedere diverse centinaia di stelle (in una notte con cielo terso e lontano da luci parassite se ne possono osservare anche più di tremila contemporaneamente);esse, a causa del movimento di rotazione della Terra, sorgono ad est e tramontano ad ovest in circa 12 ore, per poi risorgere di nuovo dopo altre 12 ore. Queste stelle hanno una caratteristica fondamentale: durante gli anni, mantengono pressoché invariate le loro posizioni reciproche tanto da meritarsi lappellativo di stelle fisse. Poiché circa 90% di queste stelle si trovano in una fase stabile della loro vita (detta sequenze principale) la loro luminosità non varia; le altre 10% si trovano in una fase instabile che le porta a cambiare luminosità ma o in maniera non percepibile dallocchio umano o con estrema regolarità: per queste ragioni si è pensato per anni che le stelle fisse fossero anche immutabili. Sopra lo sfondo di queste stelle fisse ci sono sette corpi che variano la loro posizione rispetto alle altre stelle. Gli antichi astronomi hanno dato a questi sette corpi il nome di pianeti. Ed in particolare, facendo riferimento ai miti, li hanno chiamati: Luna, Sole, Mercurio, Venere, Marte, Giove e Saturno. Oggi sappiamo che il Sole non è un pianeta ma è una stella come tutte le altre e che esistono altri tre pianeti ruotanti attorno ad esso ma questultimi sono troppo deboli per essere visti ad occhio nudo.

4 Il sistema aristotelico Aristotele fu il primo a dare un ordine alluniverso. Partendo dal presupposto che la Terra fosse sferica (già avanzato secoli prima da Pitagora) e dando alla forma sferica significati mistici, concepì luniverso nel seguente modo esso è sferico e delimitato dalla sfera delle stelle fisse; la Terra occupa fissa il centro delluniverso; tra la Terra e le stelle fisse si muovono, trasportati da sfere di cristallo tutte concentriche alla Terra e man mano più grandi, i pianeti :Luna, Mercurio, Venere, Sole, Marte, Giove e Saturno. Per Aristotele i pianeti e le stelle erano costituiti dalla cosiddetta quintessenza: essa era immutabile e incorruttibile. Non aveva significato ricercare le cause del movimento dei pianeti: essi non essendo fatti delle stesse sostanze terrestri (acqua, aria, fuoco e terra) non erano soggetti alle leggi fisiche. Lordine dei pianeti era determinato dal tempo che intercorre tra due passaggi del pianeta stesso per un punto prefissato. Questi tempi sono oggi i tempi di rivoluzione dei pianeti attorno al Sole, della Luna attorno alla Terra e della Terra attorno al Sole; lordine è il seguente: Luna (circa 1 mese), Mercurio (circa 3 mesi), Venere (circa 7 mesi e mezzo), Sole (1 anno), Marte (quasi 1 anno e 10 mesi), Giove (quasi 12 anni) e Saturno (più di 29 anni). Il movimento giornaliero dei corpi celesti da Est ad Ovest veniva spiegato dalla rotazione delluniverso in senso orario. Il fatto che la Terra occupasse una posizione privilegiata era testimoniato da due cose: una concezione del mondo fortemente antropocentrica (che durerà a lungo nel mondo scientifico e che ancora oggi persiste ); la spiegazione fisica della caduta dei corpi a terra veniva giustificata dal fatto che ogni corpo tendeva a raggiungere un luogo situato al centro delluniverso che coincideva sperimentalmente con quello della Terra. Il sistema aristotelico avrebbe avuto unimmensa fortuna nei secoli successivi (sebbene, come vedremo, leggermente modificato) rappresentando un modello di riferimento per scienziati europei (= Chiesa), arabi e per poeti: la struttura del Paradiso di Dante, ad esempio, ricalca fedelmente proprio il sistema aristotelico.

5 Rappresentazione del sistema aristotelico

6 Il sistema tolemaico Il sistema aristotelico era, dal punto di vista stilistico, perfetto. Luniverso era dominato unicamente dalla forma sferica (perfetta) e i pianeti si muovevano di moto circolare uniforme. Tuttavia questa perfezione stilistica era in disaccordo con i dati visivi. Secondo il sistema aristotelico i pianeti dovevano muoversi di moto circolare uniforme; questo fatto comportava che durante ogni loro rivoluzione attorno alla Terra dovevano descrivere in cielo, rispetto alle stelle fisse, una circonferenza muovendosi a velocità costante. Questa velocità costante non era però osservata in nessun pianeta, ma soprattutto i tre pianeti più esterni (Marte, Giove e Saturno) sembravano rallentare tanto da fermarsi e addirittura tornare indietro (moto retrogrado) per poi riprendere, dopo qualche giorno, il loro normale senso di percorrenza. Il sistema aristotelico doveva essere modificato. Il modo in cui attuare questa modifica fu suggerito da Ipparco (II sec. a.C.). I suoi studi furono ampliati e approfonditi circa 300 anni dopo da Tolomeo (II sec. d.C.) e tale modo di concepire luniverso viene detto sistema Tolemaico. Secondo il sistema tolemaico la Terra è fissa al centro delluniverso,è delimitato dalla sfera delle stelle fisse.e i pianeti si muovono attorno alla Terra descrivendo una particolare curva (epicicloide) data dalla composizione di due moti circolari uniformi: ogni pianeta infatti descriveva un piccola orbita attorno ad un punto situato vicino al pianeta stesso (epiciclo); il centro di questa orbita, a sua volta, descriveva un orbita circolare più grande attorno alla Terra (deferente). In questo modo il sistema tolemaico cercava di dare una spiegazione (per la verità parecchio artificiosa) al moto retrogrado dei pianeti esterni. Ciò però aveva portato le leggi del moto dei pianeti ad una forma troppo complicata tanto che non si riuscì a rimpiazzare il molto più chiaro e semplice sistema aristotelico. Approfondimento matematico su epicicli e deferenti Spiegazione fisica del moto retrogrado

7 Rappresentazione del sistema tolemaico

8 Il sistema copernicano Il sistema aristotelico (modificato da Ipparco e Tolomeo) resistette per quasi 2000 anni. Dal punto di vista scientifico però neanche il sistema tolemaico poteva essere considerato esauriente. Non era servita a granché lultima modifica apportata dallo stesso Tolomeo al sistema, di spostare leggermente il centro dei deferenti dal centro della Terra, per poter spiegare le anomalie del moto dei pianeti. In un contesto di rinascita culturale (1500) si formò lastronomo Nicolò Copernico(1473/1543,De Revolutionibus orbium coelestium 1543). Egli propose (riprendendo per la verità alcuni filosofi e astronomi greci quali Aristarco) che non era la Terra al centro delluniverso ma il Sole (sistema eliocentrico): attorno al Sole (immobile) orbitavano nellordine Mercurio, Venere, Terra, Marte, Giove e Saturno; la Luna restava orbitante attorno alla Terra; i pianeti si muovevano di moto circolare uniforme trasportati da sfere materiali. Il limite delluniverso era sempre costituito dalla sfera delle stelle fisse. Con lintroduzione di un sistema eliocentrico si era tornati ad un sistema fisico molto semplice capace di spiegare il moto retrogrado dei pianeti e soprattutto il fatto che i pianeti sembravano rallentare o accelerare durante le loro rivoluzioni; infatti nel sistema copernicano la distanza tra la Terra ed un pianeta varia continuamente. Il sistema copernicano aveva stravolto lintero pensiero scientifico del tempo ma in fondo si portava dietro ancora elementi tradizionali (comprese le incongruenze): secondo copernico i pianeti si muovevano perché trasportati da sfere materiali, e quindi di moto circolare che per giunta veniva ritenuto uniforme. Ciò comportava che neanche il sistema copernicano riusciva a spiegare bene le anomalie del moto dei pianeti.

9 Rappresentazione del sistema copernicano

10 Fine dellantropocentrismo Il pensiero di trovarsi al centro di tutto ha accompagnato luomo da sempre. Tutte le dottrine religiose partono da questo presupposto: secondo la religione ebreo-cristiano-islamica Dio ha creato la Terra ed in essa ha fatto nascere la vita. È questo che si insegna ai discendi da diversi millenni. Questo concetto è fortemente antropocentrico in quanto lattenzione di un essere superiore si concentra solamente sulla Terra (che viene elevata scioccamente sugli altri corpi celesti) ed in particolare sulluomo (che viene, ancora oggi!, considerato, parecchio più scioccamente, diverso dagli animali) che si trova ad occupare il posto più privilegiato delluniverso (il centro). Si comprende da ciò quanto, nel periodo rinascimentale, lantropocentrismo, alimentato non solo dalla Chiesa ma anche dalle dottrine rinascimentali, fosse radicato nelle menti degli uomini. Il sistema copernicano fu sì una rivoluzione scientifica ma fu maggiormente una rivoluzione dellimmaginario comune: luomo che si era ritenuto da sempre e per sempre al centro, capace grazie al rinascimento di poter dominare la natura, veniva sbalzato ora in periferia,essere vivente in un pianeta al pari di tanti altri, senza nulla di privilegiato. Questo decentramento avrebbe poi influito parecchio sulla cultura del secolo successivo (1600). In campo artistico e letterario si sarebbe sviluppato il barocco, in netta contrapposizione con le dottrine rinascimentali, mentre in campo scientifico, grazie soprattutto a Galileo Galilei, sarebbe nata la fisica come oggi la conosciamo che supererà la distinzione, che aveva fatto Aristotele, tra mondo lunare e sublunare (non aveva più senso ritenere la Terra diversa dagli altri pianeti).

11 La condanna della chiesa Copernico raccolse le sue teorie nel libro De revolutionibus, pubblicato nel 1543, lo stesso anno della morte di Copernico. Il motivo che obbligò Copernico a non pubblicare le sue teorie risiedeva nella condanna ecclesiastcia che colpivano coloro che contraddicevano, più o meno scopertamente, le sacre scritture.Queste persone venivano considerate eretiche. Alla fine del XVI secolo la Chiesa si avviava ad entrare in un periodo orribile segnato da un indicibile rigore e dallistituzione dellinquisizione. Se in un primo momento le teorie di Copernico non avevano avuto seguito (anzi con T. Brahe si era tornati al geocentrismo) agli inizi del 1600 esse furono riprese da Keplero e da Galileo. La Chiesa a questo punto corse ai ripari e nel 1616 il libro De revolutionibus fu inserito nellindice dei libri proibiti e tutte le teorie copernicane, kepleriane e galileane concernenti lastronomia furono condannate. Di questi tremendi sbagli la Chiesa si scuserà, ammettendo lerrore, quasi quattrocento anni più tardi: è infatti il 1994 quando il papa Giovanni Paolo II ammette ufficialmente gli errori della Chiesa nei riguardi di Copernico, Keplero e Galileo.

12 Il sistema di Thyco Brahe Thyco Brahe (1546/ 1601 )astronomo danese,con un sestante e d una bussola misurò laltezza degli astri sullorizzonte. Egli trascorse la sua vita ad osservare il cielo e a raccogliere dati. La precisione delle sue misurazioni è anche una decina di volte superiore a quella normale e ciò gli permise di descrivere parecchi fenomeni dettagliatamente. Se da un lato con Thyco Brahe lastronomia ha fatto un passo indietro, dallaltro ne ha fatto molti in avanti. Come molti altri astronomi a lui contemporanei, egli si accorse che neanche il sistema copernicano era sufficiente a spiegare le anomalie del moto dei pianeti. Propose così un sistema più complicato, detto sistema thyconico, che risultava essere una sorta di compromesso tra il sistema tolemaico e quello copernicano. Secondo Thyco Brahe la Terra era immobile al centro della sfera delle stelle fisse (che delimitava lintero universo). Attorno alla Terra orbitavano la Luna e il Sole. Attorno al Sole orbitavano poi (in senso opposto a quello del Sole attorno alla Terra) i cinque pianeti: Mercurio e Venere tra la Terra e il Sole, Marte, Giove e Saturno esternamente alla Terra e al Sole. Con questa rappresentazione Thyco Brahe, oltre a voler migliorare il sistema copernicano, evitò anche le possibili accuse della Chiesa. Questo ritorno al geocentrismo viene compensato da due scoperte fondamentali per lo sviluppo dellastronomia. Nel 1572 egli osservò che nella costellazione di Cassiopea era comparsa una stella nuova (oggi noto fenomeno esplosivo detto nova o supernova) e quindi non era corretto lappellativo di immutabile dato alle stelle fisse. In secondo luogo, nel 1577, egli si trovò ad osservare il moto di una cometa che orbitava in prossimità del Sole. Egli calcolò in modo accuratissimo lorbita e si rese conto che essa intersecava le orbite dei pianeti. Veniva così a cadere anche lesistenza delle sfere materiali responsabili del moto dei pianeti: essendo infatti materiali non potevano essere attraversate dai corpi. Il sistema thyconico durò ben poco, tuttavia le sue scoperte avrebbero segnato la strada dellastronomia moderna.

13 Rappresentazione del sistema thyconico

14 Il sistema kepleriano Il sistema thyconico fu il primo sistema a prevedere le anomalie del moto dei pianeti. Tuttavia la sua descrizione matematica era molto complicata, forse più di quella del sistema tolemaico. Otto anni dopo la morte di Thyco Brahe, un allievo di lui, ( 1571/1630), pubblica un libro rivoluzionario: Astronomia nova (1609). In questo libro Keplero propone una sua interpretazione dellenorme quantità di dati del suo maestro. Egli capì che se si considera il Sole al centro delluniverso e le orbite dei pianeti attorno ad esso di forma ellittica si poteva ottenere un modello molto corrispondente alla realtà e di facile descrizione matematica. Il sistema kepleriano era dunque così formato: il Sole era immobile al centro delluniverso (sfera delle stelle fisse); attorno ad esso orbitavano su orbite ellittiche di diversa eccentricità (comunque sempre prossima a zero) i pianeti nellordine: Mercurio, Venere, Terra, Marte, Giove e Saturno; la Luna orbitava attorno alla Terra anchessa su un orbita ellittica. Keplero evidentemente accolse la teoria del maestro (Thyco Brahe) della non esistenza delle sfere materiali come presupposto fondamentale delle orbite ellittiche. Il sistema kepleriano riuscì a spiegare con ottima approssimazione i moti dei pianeti. Inoltre Keplero dedusse dalle innumerevoli osservazioni tre leggi che regolano proprio i moti dei pianeti. Queste tre leggi riescono a dare una spiegazione cinematica ai sistemi orbitanti semplici (pochi corpi, molto distanti gli uni dagli altri e poco massivi). In seguito vedremo come altre piccole anomalie che furono riscontrate nei moti dei pianeti resero obsolete (o comunque grossolane) le leggi di Keplero.

15 Rappresentazione del sistema kepleriano

16 Prima legge di Keplero La prima legge di Keplero descrive geometricamente le orbite dei pianeti attorno al Sole. Essa afferma che: i pianeti ruotano attorno al Sole descrivendo orbite ellittiche di cui il Sole occupa uno dei due fuochi. I fuochi di unellisse sono due punti appartenenti allasse maggiore tale che la somma delle distanze di qualsiasi punto dellellisse da ognuno dei due fuochi è costante. Ciò fa sì che il Sole non sia al centro ma leggermente spostato da esso. In particolare si definisce eccentricità di un ellisse il rapporto tra la distanza focale e lasse maggiore. Questa grandezza varia da 0 a 1. Quando è zero lellisse diventa una circonferenza; quando si avvicina ad 1 lellisse diventa sempre più schiacciata e i fuochi si spostano (simmetricamente) sempre più dal centro. È bene notare che le eccentricità delle orbite dei pianeti sono molto piccole (per la Terra vale circa 0,017): ciò fa sì che le orbite dei pianeti siano in realtà molto prossime a circonferenze.

17 Seconda legge di Keplero La seconda legge di Keplero riguarda invece la velocità con cui un pianeta ruota attorno al Sole. Essa afferma che: il raggio vettore congiungente il centro del Sole al centro del pianeta spazza aree uguali in tempi uguali. Per capire il significato di questa legge osserviamo la figura sottostante. Consideriamo due diversi momenti della rivoluzione del pianeta attorno al Sole. Per la seconda legge di Keplero se consideriamo un intervallo di tempo t, identico nei due momenti, le aree A 1 e A 2 devono essere uguali. Ma si vede che, dovendo essere le aree uguali, quando il pianeta è più vicino al Sole percorre più spazio di quanto ne percorre quando ne è lontano. Percorrendo spazi diversi in tempi uguali anche le velocità orbitali saranno diverse ed in particolare la velocità del pianeta sarà tanto maggiore quanto più vicino esso sarà al Sole.

18 Terza legge di Keplero La terza legge di Keplero non ha alcun significato se si considera un singolo pianeta, ma è una legge di fondamentale importanza quando si considerano tutti i pianeti. Essa afferma che: il rapporto tra il cubo del semiasse maggiore dellorbita e il quadrato del periodo di rivoluzione è costante. il fatto che il rapporto di queste due grandezze sia costante significa che le due grandezze sono tra loro direttamente proporzionali. Ciò vuol dire che aumentando il cubo del semiasse maggiore aumenterà pure il quadrato dei tempi di rivoluzione. Il semiasse maggiore e il periodo di rivoluzione sono dunque legati tra loro da una proporzionalità esponenziale di esponente 3/2; ad esempio se quadruplichiamo il semiasse maggiore il periodo diventerà otto volte più lungo. Questo spiega perché i pianeti esterni impiegano diversi anni per completare una rivoluzione. Deduzione fisico-matematica delle leggi di Keplero

19 Dopo Keplero Dopo che Keplero aveva dato una rappresentazione cinematica soddisfacente del sistema solare nacque lastronomia moderna. Nel 1610 (un anno dopo la pubblicazione di Astronomia nova) Galileo (1564/1642,Dialogo sopra i due massimi sistemi 1643) puntò il cannocchiale verso il cielo. Egli fece innumerevoli scoperte tra cui: i rilievi lunari, le fasi di Mercurio e Venere, la vera composizione della Via Lattea e i quattro satelliti di Giove più grandi (da lui detti medicei in onore alla famiglia De Medici). Osservando proprio il moto di questi quattro satelliti Galileo vide che essi riproducevano in miniatura un sistema copernicano avvalorandolo (e avvalorando soprattutto quello kepleriano). Per le sue scoperte Galileo fu costretto dalla chiesa ad abiurare. Il primo che volle dare una spiegazione del moto dei pianeti fu Isaac Newton.(1642/1727,Naturalis Principia Mathematica 1687)Egli dapprima generalizzò la prima legge di Keplero affermando che le orbite, oltre che ellittiche, potevano essere anche circolari, paraboliche ed iperboliche; poi dedusse la cosiddetta legge di gravitazione universale. Essa afferma che due corpi si attraggono con una forza direttamente proporzionale al prodotto delle loro masse ed inversamente proporzionale al quadrato della loro distanza. Questa legge ha un importanza enorme: essa non si limita a descrivere i moti dei pianeti attorno al Sole ma si estende a tutti i corpi. La fisica terrestre e quella celeste sono ormai fuse tra loro e da questo punto di vista le leggi della fisica valgono sia sulla Terra che sugli altri corpi celesti (la prima conferma sperimentale di ciò fu trovata nel 1969 dagli astronauti dellApollo 11 direttamente sul suolo lunare). Grazie alluso sistematico del cannocchiale per osservare il cielo e allinvenzione del telescopio, si compirono passi enormi. Si capì che il Sole non era altro che una stella come tutte quelle che si vedono in cielo (100 miliardi nella nostra galassia) relegata in una posizione…

20 …periferica di una galassia come le altre (100 miliardi in tutto luniverso) situata in una posizione qualsiasi nelluniverso. Il decentramento è totale. La legge di gravitazione di Newton non ebbe rivali fino ai primi anni del Si osservò infatti che il perielio dellorbita di Mercurio ruotava attorno al Sole di un grado ogni diecimila anni. Questo fenomeno non era minimamente previsto dalla legge di Newton e trovò spiegazione solo con lavvento della teoria della relatività generale di A. Einstein (1879/ 1955,1905 relatività ristretta, 1916 relatività generale)Secondo questa teoria la presenza di masse incurva lo spazio-tempo quadridimensionale facendo sì che, nelle zone prossime al corpo massivo, la geometria euclidea non sia più valida. Ciò comporta che un corpo orbitante attorno ad un corpo molto massivo risenta della curvatura dello spazio- tempo ed è costretto a muoversi lungo una geodetica di tale spazio (la geodetica è la linea più breve che congiunge due punti, nella geometria euclidea è il segmento di retta) che è generalmente diversa da una retta; le masse dicono allo spazio-tempo come incurvarsi, lo spazio-tempo dice alle masse come muoversi. Secondo la teoria della relatività non sono solo le masse a risentire della gravità ma anche un raggio di luce che passa vicino ad un corpo molto massivo viene incurvato. In seguito agli studi di A. Einstein e di E. Hubble(1889/1953,1940 legge di Hubble sulla relazione che lega la velocità di allontanamento delle galassie alla loro distanza dalla terra ) nacque la cosmologia moderna. Essa si occupa di descrivere le varie fasi della vita delluniverso. Fu proprio grazie alle osservazioni di Hubble che si capì che luniverso era in espansione e che quindi deve avere avuto un inizio (detto Big Bang). Lo sviluppo della fisica quantistica( a partire dalle tesi di Planck e di Einstein) ha permesso di comprendere cosa sia avvenuto nelle prime fasi della storia delluniverso. In questo senso la collaborazione astrofisica-fisica quantistica ha portato a compiere passi enormi (nellequazione di campo di Einstein è inclusa la cosiddetta equazione di Dio capace secondo studi recenti di spiegare qualsiasi cosa) ma anche a diversi interrogativi: si svilupperà luniverso, esiste davvero il gravitone, sono possibili i viaggi nel passato, ecc.

21 Epicicli e deferenti In geometria su definisce epicicloide una curva piana descritta da un punto rigidamente collegato ad un cerchio che rotoli senza scivolare sopra un cerchio fisso del suo piano e sia tangente esternamente a tale cerchio. Lepicicloide può essere ordinaria, accorciata o allungata a secondo che il punto sia sul cerchio, interno ad esso od esterno ad esso.

22 Moto retrogrado Il moto retrogrado è un movimento apparente sulla sfera celesta dei pianeti esterni. Questi pianeti sembrano, ad un certo punto, fermarsi nel cielo, tornare indietro e poi riprendere il loro cammino. Questa apparente stranezza ha una spiegazione facilissima. I pianeti che orbitano attorno alla Terra si muovono più lentamente di essa; capiterà così che la Terra ad un certo punto della sua orbita sorpasserà il pianeta dando limpressione che questo si muova allindietro. Una situazione analoga avviene quando compiamo un sorpasso con la macchina: affiancando la macchina da sorpassare essa sembra muoversi allindietro.

23 Leggi di Keplero La prima legge di Keplero deriva dallespressione della forza gravitazionale di Newton: Come si vede in essa il termine della distanza è al quadrato. In un riferimento cartesiano equivale quindi a disegnare una curva di secondo grado (dette coniche). Esse sono circonferenza (eccentricità uguale a zero), ellisse (eccentricità compresa tra zero e uno), parabola (eccentricità uguale a uno) ed iperbole (eccentricità maggiore di uno). La seconda legge è una conseguenza dellenergia meccanica. Un corpo in orbita possiede un energia meccanica data dalla somma dellenergia potenziale e dellenergia cinetica Diminuendo la distanza tra i due corpi (e quindi r) lenergia potenziale diminuisce; dovendo conservarsi lenergia meccanica però, lenergia cinetica aumenta ed in particolare aumenta la velocità del corpo. La terza legge di Keplero si ottiene eguagliando le due formule che danno la velocità di un oggetto in orbita circolare: da cui si ottiene che, dato che il secondo membro è costante, rappresenta lespressione matematica della legge.


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