De kosmologie is de studie van het heelal als geheel; het is de vraag naar het alpha en het omega. Dat de inzichten hierin in de loop der tijden aanzienlijk zijn veranderd, en dat nog zullen doen, hoeft ons niet te verwonderen.

De eerste mensen moeten met verwondering, maar ook met een zekere angst naar de hemel hebben gekeken. De sterrenhemel leek onveranderlijk, alhoewel er af en toe wel iets gebeurde. De jaarlijkse gang van de Zon aan de hemel viel in onze contreien te rijmen met de seizoenen. De maandelijkse gang van de maan was een goed startpunt voor de uitbouw van een kalender. Dan waren er een aantal ‘sterren’ die niet op hun plaats bleven. Waren dat goden? Waren Zon en Maan dan ook goden? Er verschenen af en toe harige objecten aan de hemel, meestal niet ver verwijderd van de Zon. Boodschappers van de goden? Brengers van kwaad?

De mens heeft steeds getracht de hemelse verschijnselen in te passen in zijn leven, in de verering voor zijn goden, om een verklaring ervoor te kunnen geven. De goden gaven tekenen die de mens moest interpreteren, waaraan hij gevolgen kon toekennen. Steeds is de mens geobsedeerd geweest in het voorspellen van zijn toekomst. Want deze is onzeker en onzekerheid is ongeborgenheid, is niet gewenst. Ook nu nog zijn velen dit stadium niet ontgroeid.

De geschiedenis leert ons veel over de ontwikkeling van de kosmologie, van het wereldbeeld dat men had. We overlopen enkele mijlpalen in deze geschiedenis.

De astronomie in de oudheid

De astronomie is de oudste en een der meest omvattende wetenschappen. Haar geschiedenis gaat terug tot in de duistere voor de periode van de menselijke cultuur, haar terrein is de gehele wereldruimte met zijn sterren en planeten en de wetten waardoor hun plaats in de ruimte, hun beweging, hun materiële aard en hun ontwikkeling in de loop van de tijd tot uitdrukking worden gebracht.
De 20e eeuw, die aanving met verrassend snelle en diepgaande vorderingen op bijna alle gebieden van de natuurwetenschap en techniek, verschafte ook de astronomen de middelen om het terrein van hun kennis enorm uit de breiden. Wie derhalve wil trachten het gebied van deze wetenschap in zijn tegenwoordige omvang in kort bestek weer te geven, ziet zich voor de zware taak gesteld, uit de overvloed van feiten en materiaal het belangrijkste te kiezen, waarbij afstand moet worden gedaan van de vermelding van vele details, om het geestelijke spoor aan te geven, dat de wetenschappelijke onderzoekers van af het begin tot de voltooiing, van het oppervlak tot de diepte, van het vagen vermoeden tot het zeker weten, langs vele vergissingen heeft geleid.

De hemelbol

Wij weten tegenwoordig, dat de diepte van de wereldruimte gevuld is met talloze sterren en sterrenstelsels en dat wij deze wereld, die zich tot een onafzienbare verten uitstrekt, gadeslaan vanaf een klein hemellichaam, dat wentelt om zijn as en tegelijkertijd een wijde boog beschrijft om één van die sterren “de zon”. De mensen in de oudheid kenden deze samenhang echter niet en hield zijn verblijfplaats, de aarde, voor iets dat geheel vaststond en niet van plaats veranderde. Daar hij geen voorstelling had van deze afstand tot de sterren, schenen deze hem lichtpunten toe, vastgehecht aan een bolvormige schaal van onbepaalde afmetingen (door hem de sfeer of de hemelbol genaamd), in het middelpunt waarvan hij zichzelf bevond.
Daar hij niets wist van de wenteling van de aarde om haar as, kwam het hem voor alsof de gehele wereldbol dagelijks om een vaste wereldlas draaide, waarvan de snijpunten met de bol, de hemelpolen, bij deze rotatie onbeweeglijk bleven. Door de hemelequator, die grootste cirkel op de hemelbol, die van de beide polen van de hemel even ver is verwijderd, verdeelde hij de sfeer in een noordelijk- en een zuidelijk halfrond. Daar hij ten slotte ook de beweging van de aarde om de zon niet bekend was, kwam het voor, dat de zon zich voor de vaste sterren van de roterende hemelbol langs bewoog, waarbij zij in de tijd van een jaar de volledige cirkel doorliep. Langs deze cirkel, de ecliptica of zonnebaan, beweegt de zon zich elk jaar van het Westen naar het oosten, door een met 12 sterrenbeelden versierende zone aan de hemel, die men de dierenriem (zodiacus) noemde, omdat zeven van deze sterrenbeelden naar dieren waren genoemd. Het vlak van de ecliptica staat scheef op dat van de hemelequator, onder een hoek van 23,5°. Tweemaal per jaar passeert de zon op zijn jaarlijkse baan langs de dierenriem de hemelequator: bij het begin van de lente van het zuiden naar het noorden, bij het begin van de herfst van het noorden weer naar het zuiden.
Deze twee punten waarin de ecliptica en de hemelequator elkaar snijden, werden fundamentele punten, die naast de hemelpolen in de astronomie vanaf het eerste begin een grote rol hebben gespeeld; zij heten lentepunt en herfstpunt.

De tijd

De schijnbare rotatie van de sfeer en de schijnbare beweging van de zon langs de ecliptica dienden al in de oudheid voor het vastleggen van het begrip tijd en voor de indeling van de tijd. De loop van de zon langs de dierenriem bepaalt de duur van een grote tijdseenheid: het jaar, is de tijdspannen die tussen twee opeenvolgende doorgangen van de zon door het lentepunt verstrijkt; deze periode omvat de wisseling van de jaargetijden.
De rotatie van de hemelbol om haar as levert een kortere tijdseenheid op: de dag. Maar hier stuiten we onmiddellijk op een moeilijkheid: voor het menselijk leven en de gehele aardse natuur is de op- en ondergang van de zon, derhalve de afwisseling van de lichte dag en de donkere nacht, van beslissende betekenis. De rotatie van de hemelbol echter, die zich kenmerkt door het op- en ondergaan van de sterren, geschiedt weliswaar volkomen regelmatig en gelijkmatig en levert daardoor een ideale tijdsmaat, de sterredag, maar deze komt geenszins overeen met de duur van de ritmische afwisseling van licht en donker, die ter ondersteuning van de sterredag we de zonnedag zullen noemen.
Daar de zon zich namelijk tussen de sterren beweegt en wel in de richting tegengesteld aan die van de rotatie van de hemelbol, is de gemiddelde tijdsduur tussen twee zonsopgangen iets langer dan die tussen twee sterrenopgangen. Het is gemakkelijk te begrijpen, dat de zon jaarlijks precies een omloop op de vaste sterren verliest; terwijl de zon in de loop van het jaar ruim 365 maal op en ondergaat, doen de sterren dat ruim 366 maal. De sterredag is dus iets minder dan 4 minuten korter dan de zonnedag. Voor de astronomen is de sterredag, door zijn steeds constante lengte de ideale tijdsmaat. De zonnedag die voor het burgerlijk leven toonaangevend is, heeft deze mooie eigenschap niet: hij is niet steeds even lang, in de eerste plaats omdat de beweging van de zon langs de dierenriem ongelijkmatig is (ze is in de zomer iets langer dan in de winter), maar ook omdat haar beweging door de helling van de ecliptica niet parallel met de hemelequator plaats vindt, zoals de dagelijkse beweging van de vaste sterren.
Deze beide factoren dwingen ons er tegenwoordig toe een gemiddelde zonnedag van gelijkblijvende duur als burgerlijke tijdseenheid te gebruiken; de ware zonnedag is daarbij vergeleken of iets langer of iets korter. Dit heeft tot gevolg, dat een zonnewijzer, die altijd de ware zonnetijd aangeeft, vergeleken met de gemiddelde zonnetijd maximaal een kwartier voor of achter kan lopen. In de oudheid en zelfs tot in de late middeleeuwen, had men er geen behoefte aan met deze verschillen rekening te houden. Dit werd pas noodzakelijk na de uitvinding van de gelijkmatig lopende rader en slingeruurwerken, die een navigatie instrument waren.

De beweging van de maan

Voor vele volkeren van de Oudheid, die als nomaden leefden, had de beweging van de maan in haar licht wisseling een grote betekenis. Ook de maan beweegt zich door de sterrenbeelden van de dierenriem, niet langs de ecliptica, maar langs een zeer gecompliceerde baan, die haar tot circa 5° noordelijk of zuidelijk van de ecliptica kan brengen. Zij doorloopt de dierenriem in ongeveer 27,3 dagen. Dit wil zeggen, ongeveer dertien maal zo snel als de zon en in dezelfde richting. Elke negenentwintig en een halve dag haalt ze de zon in en is onzichtbaar in de zonnestralen verborgen(nieuwe maan). Daartussen bereikt zij een plaats diametraal tegenover de zon en straalt dan als een geheel verlichte schijf (volle maan) aan de nachtelijke hemel.
Korte tijd na de samenstand met de zon verschijnt de maan als een smalle sikkel aan de westelijke avondhemel. Negenentwintig en een halve dag duurt de cyclus van de maangestalten en heeft bij de oude volkeren geleid tot het begrip “maand”.Tot op heden vinden wij bij de kalender van de joden en mohammedanen de echte maand van afwisselend 29 en 30 dagen, die begint met het verschijnen van de nieuwe maan aan de avondhemel. Denk maar eens aan de Ramadan.
Julius Caesar (100 - 44 voor onze tijdsrekening) heeft de jaarkalender tot de thans nog gebruikelijke lengte van de maanden ingevoerd. Hij heeft daarbij 12 maanden precies over een jaar verdeeld en de band tussen het begin van de maand en de maanbeweging geheel losgelaten.

De verduisteringen

Daar het baanvak van de maan een hoek van ongeveer 5° met de ecliptica maakt, zal de maan in het algemeen ten Noorden of ten Zuiden van de ecliptica staan. Maar ze zal deze tweemaal gedurende haar maandelijkse tocht langs de dierenriem overschrijden. De punten waarop deze overschrijding plaats heeft heten de knopen van de baan van de maan en die bij de doorgang van de maan door deze knopen en ook de zon zich op dezelfde plaats van de ecliptica bevindt, dan plaats de maan zich voor de (veel verdere) zon en bedekt die: er ontstaat een zonsverduistering. Staat echter de zon op dit tijd stipt diametraal tegenover de maan, dus in de andere knoop van de maanbaan, dan bevindt de maan zich in de schaduw van de aarde en spreken we van een maansverduistering.
Het van tevoren berekenen van de verduisteringen was in de oudheid een van de belangrijkste taken van de astronomie, en de astronomen uit die tijd hebben er veel moeite en scherpzinnigheid aanbesteed om de wetmatigheid in de volgorde en terugkeer van de verduisteringen te ontdekken.
Als de baan van de maan een vaste cirkel aan de hemel was, zoals de ecliptica, en aldus de knopen van de maanbaan steeds op dezelfde plaatsen van de zonnebaan zouden liggen, zouden verduisteringen slechts kunnen optreden op twee bepaalde tijdstippen van het jaar, die een half jaar uit elkaar liggen.
In werkelijkheid veranderen de knopen echter van plaats: ze lopen achterwaarts (dit wil zeggen in een van de zon beweging tegengestelde richting) in 18,6 jaar eenmaal de ecliptica rond. De verduistering tijdstippen lopen derhalve in dezelfde periode achterwaarts door de jaargetijden.
Ook de oude astronomen wisten reeds, dat de zon- en maansverduisteringen zich in een cyclus van 6585,3 dagen (dit wil zeggen iets meer dan 18 jaar) herhalen in dezelfde volgorde. Dit tijdperk noemt men de Sarosperiode,de maan bevindt zich dan niet alleen weer in dezelfde knoop van haar baan, maar ook in dezelfde belichtingsfase . Als dus op een bepaald ogenblik een verduistering heeft plaatsgevonden, dan kan men met grote zekerheid voorspellen, dat na afloop van de Saroscyclus de voorwaarden voor het optreden van een soortgelijke verduistering weer aanwezig zijn.

Aarde en maan

Dat de aarde bolvormig is, was de oude Grieken reeds vroeg bekend. Aristoteles (384-122 voor onze tijd srekening) spraken niet alleen over de bolvorm van de aarde, maar voerde er ook bewijzen voor aan, onder andere het feit, dat bij maansverduisteringen de aardschaduw altijd een cirkelvormige begrenzing heeft, hetgeen slechts mogelijk is als men uitgaat van de bolvorm van de aarde. Ongeveer 100 jaar later slaagden de Alexandrijnse geleerde Eratosthenes (276- 194 voor onze tijdsrekening) er in de omtrek van de aarde uit astronomische waarnemingen af te leiden: hij nam waar, dat de zon op haar hoogste stand ‘s middags in Alexandrië altijd zeven-en-een-halve een graad lager staat dan in het 5000 stadiën zuidelijker gelegen Seyene (het huidige Assoean). Omdat zeven-en-een-halve graad bijna precies het 50e deel is van de complete cirkel (360°), trok hij hier uit de conclusie, dat de omtrek van de aarde ook 50 maal zo groot was dan de afstand van 5000 stadiën dus 250.000 stadiën moest bedragen. Als wij de Griekse lengtemaat de stadie of stadion op 185 meter aanhouden (wat bij benadering wel juist zal zijn) dan komt men op een aardomtrek van 14.250 km. Deze waarden ligt ongeveer 15 % hoger dan de werkelijke veertigduizend kilometer.
De Grieken kenden dus de grote van de aarde al tamelijk nauwkeurig. Ook van de afstand tot de maan hadden ze reeds een tamelijk juiste voorstelling. Om de afstand van een niet al te ver verwijderd hemellichaam tot de aarde te meten, kan men de volgende, ook bij landmeting toegepaste driehoeksmeetkundige methode gebruiken: vanuit de eindpunten van een basislijn AB, waarvan de lengte bekend is , verschijnt het hemellichaam C punt in verschillende richtingen, op twee verschillende punten van de bol. Daar deze richtingen gemeten kunnen worden, kan men daar uit met de hulp van een bekende lengte AB alle elementen van de driehoek ABC berekenen en dus de onbekende afstanden AC of BC. Voor de maan kan men deze methode ongeveer als volgt gebruiken. Stel, dat voor de plaats A de maan aan de horizon staat, voor plaats B in het zenith. dan is het verschil P tussenbeide richtingen AC en BC gelijk aan de hoek van de maan en de aardstraal AM gezien zou worden. In de rechthoekige driehoek AMC is uit de ons bekende lengte van de aardstraal en de gemeten hoek P. (de horizontale parallax van de maan) de afstand en C punt van de maan tot het middelpunt van de aarde gemakkelijk te berekenen. De waarneming en voorwaarden voor de berekening van de horizontale maandparallax waren voor de astronomen van de oudheid gemakkelijk te bereiken: In Noord-Afrika (Alexandrië in Egypte was een cultuurcentrum van de Griekse wereld) komt het herhaaldelijk voor, dat de maan op haar dagelijkse baan het zenith nadert. Indien men dus de plaatsen van de maan aan de hemelbol (door meting van de afstand tot heldere vaste sterren en in de nabijheid van de maan)bij op en ondergang en bij het zenith bepaalt, dan verkrijgt men de parallellen tussen verschuiving P. Daar deze bij de maan zeer groot is, bijna 1°, kon men ook in de oudheid met de toen gebruikte primitieve instrumenten, dit zeer nauwkeurig berekenen. De waarde, door de astronomen van de oudheid opgegeven voor de gemiddelde afstand van de maan (59 maal de aardstraal) verschilt slechts weinig van de moderne waarden (60,2 maal de aardstraal).Ook heeft men in de oudheid herhaaldelijk getracht de afstand van de zon tot de aarde te berekenen, maar met gering succes, daar de zonparallax veel te klein is om gemeten te worden met de destijds gebruikte, onvolmaakte instrumenten. Ptolemaeus(ongeveer 140 na het begin van onze tijdsrekening) vermeldt zijn ‘Almagest’, dat de zon negentien maal zo ver van de aarde verwijderd is als de maan deze schatting is ongeveer twintigmaal te laag.

De planeten

Buiten de zon en de maan kende men in de oudheid nog vijf sterachtige hemellichamen,die eveneens van plaats veranderden ten opzichten van de vaste sterren: de planeten Mercurius, Venus, Mars, Jupiter en Saturnus. Ook zij bewegen in zich langs de dierenriem en blijven steeds dicht bij de ecliptica. Ze bewegen zich in het algemeen in dezelfde richting als de zon en maan, dus van het Westen naar het Oosten, maar op tijdstippen met regelmatige tussenpozen staan ze stil, bewegen zich dan een tijdlang in tegengestelde richting om pas daarna hun bewegingsrichting te hernemen. Daar zij bovendien nu eens ten noorden en dan weer ten zuiden van de ecliptica staan krijgen hun banen de vorm van lussen.
De astronomen van de oudheid hebben zich veel moeite getroost om deze merkwaardige beweging gevormd door een mechanisme te verklaren.
Omstreeks het jaar 150 heeft Claudius Ptolemaeus van Alexandrië in een groot werk (dat eeuwen later door de Arabieren onder de titel ‘Almagest' eerst in het Arabisch werd vertaald en in deze vorm voor het nageslacht bewaard bleef) de gehele astronomische kennis van zijn tijd samengevat. Dit boek, dat bijna 1500 jaar lang het standaardwerk voor sterrenkunde was, bevat ook een uitgebreide theorie van de planetenbeweging en tabellen voor het voor lange tijden vooruit berekenen van de plaatsen die de zon, de maan en de planeten in de toekomst zullen innemen.

De antieke astronomie berust op twee grondstellingen:

1. De aarde staat vast in het middelpunt der om de hemel als draaiende bol der vaste sterren;
2. De beweging van de dwaalsterren (de zon, maan, planeten) is een eenparige cirkelbeweging of laat zich uit dergelijke beweging samenstellen.

Voor de beweging van de zon is de zon beweging daardoor nu eens sneller, dan weer langzamer.
De planeet beweging stelde Ptolemaeus zich schematisch als volgt voor: een denkbeeldig punt M beweegt zich langs een excentrische cirkel, de deferent, om de aarde A. de planeet P beweegt zich een paar weg langs een kleinere cirkel (de epicykel),om M. door het middelpunt van de epicykel M loopt daarbij op de deferent niet met constante snelheid rond, maar wordt vanuit een punt V, dat, ten opzichte van het middelpunt van de deferent, het spiegelbeeld van de aarde is,door een gelijkmatige draaiende voerstraal VM langs de deferent rondgeleid. Door de samenwerking van de beide eenparige periodieke bewegingen van de voerstraal om V en van de planeet op de epicykel wel ontstaat de waargenomen lusbeweging van de planeet. Voor de maan en bij de (bijzondere moeilijke) planeet Mercurius vond men speciale mechanisme uit.(Dit is een letterlijke vertaling uit de ‘Almagest’).

De precessie

Reeds Hipparchus van Nicea (190 - 125 voor onze tijdsrekening) had waargenomen, dat het lentepunt, het snijpunt van de hemelequator en de ecliptica, dat de zon bij het begin van de lente van het zuiden naar het noorden doorloopt, niet vaststaat tussen de sterren, en zich langzaam langs de ecliptica terug beweegt, dat wil zeggen in aan de zon beweging tegengestelde richting. door de vergelijking van zijn eigen waarnemingen met die uit vroegere eeuwen, kwam hij tot de conclusie, dat deze precessie van de dag - en nachteveningen een graad per 100 jaar bedraagt,zodat het lentepunt in 36.000 jaar eenmaal de gehele dierenriem door loopt.
Als de zon in de hemelequator staat zijn dag en nacht even lang. Het lente- en herfstpunt van de ecliptica noemt men daarom ook wel de equinoxen, dit wil zeggen de dag- nachteveningen
Ptolemaeus nam deze waarden van de precessie van Hipparchus over , zonder te trachten deze door eigen waarnemingen te controleren. Wij weten thans dat de waarde van Hipparchus iets te laag is. De precessie bedraagt niet 36.000 jaar maar ongeveer 50 boogminuten per jaar, wat overeenkomt met een periode van niet helemaal 26.000 jaar. Ongeveer eens in de 2160 jaar gaat het lentepunt dus uit één van de 12 sterrenbeelden van de dierenriem in een ander over.
Ten tijden van Hipparchus lag het lentepunt nog in de Ram (Aries) wat nu nog door navigators “the firstpoint of Aries wordt genoemd” Sedertdien heeft het lentepunt het sterrenbeeld van de vissen doorlopen en in een niet verwijderde tijd zal het overgaan naar de Waterman.
De precessie van het lentepunt heeft tot gevolg, dat de hemelequator (en de daardoor mede ook de hemelpolen) voortdurend langzaam van plaats verandert tussen de sterren. De Noordpool van de hemel die tegenwoordig heel dicht bij de Poolster (de helderste ster van het sterrenbeeld de kleine beer) ligt, beschrijft in 26000 jaar een cirkelvormige baan om de tussen de sterren nagenoeg vastliggende pool van de ecliptica in het sterrenbeeld de Draak,over ongeveer 12.000 jaar zal hij bij de zeer heldere ster Wega in de Lier zijn aangekomen, die dan de rol van de Poolster zal overnemen om de zeelieden of astronauten van de verre toekomst als richtpunt aan de hemel te dienen.

Van Copernicus tot Newton

Het heliocentrische stelsel

De intelligente Griek Aristarchus van Samos, die in het midden van de derde eeuw voor onze tijdsrekening leefden, had al de gedachte geopperd dat men de rotatie van de vaste sterrenbol zou kunnen vervangen door een rotatie in tegenovergestelde richting van de aardbol. Verder was de bewegingen van de planeten veel beter te verklaren als men aannam, dat in het middelpunt van de bol van de vaste sterren niet de aarde stond, maar de zon en dat de aarde jaarlijks een excentrische cirkelbaan om de zon doorliep en de planeten het zelfde deden. De zo moeilijk te begrijpen beweging van de planeten kon dan gemakkelijk worden verklaard als een perspectivisch effect, dat ontstond doordat men de cirkelvormige bewegingen van de planeten niet vanuit een vast punt in het heelal, maar vanuit een bewegend punt waarnam.

Deze vernuftige theorie vond echter in de oudheid geen bijval, daar zei in tegenspraak was met het geocentrisch principe, volgens wat de aarde onbeweeglijk in het middelpunt van de wereld staat.
Ook Ptolemaeus verzette zich tegen de theorie van Aristarchus en wees haar in zijn ‘Almagest’ als indiscutabel af. Pas na 1400 jaar na Ptolemaeus werd de theorie door Nikolaus Copernicus (1473 – 1543) weer opgenomen. Het grote werk van Copernicus “ de kring bewegingen van de hemellichamen “ verscheen in 1543, kort na zijn dood. Het veroorzaakte groot opzien en kritiek van de zijde van de Ptolemaeusleer verknochte geleerden.

Tycho Brache (1546 – 1601), een Deens astronoom, die van 1575-1595 op zijn sterrenwacht op het eiland Hveen in de stond tussen Seeland en Schonen met de beste instrumenten van zijn tijd ,astronomische waarnemingen verrichten, wees de nieuwe heliocentrische theorie op de volgende gronden af: als de aarde in een kring om de zon zou bewegen, dan moesten de vaste sterren tijdens deze omloop parallactische verschuiving ondergaan. Daar hij zelf met behulp van van zijn voortreffelijke instrumenten (weliswaar nog zonder telescoop, die eerst negen jaar na zijn dood zou worden uitgevonden) en grote bedrevenheid in het waarnemen geen parallax van de vaste sterren kon ontdekken, hield hij vast aan de oude opvattingen van de rustende aarde. Echter nam hij van Copernicus over de grondgedachte, dat vijf planeten zich in excentrische cirkels om de zon zouden bewegen en hij kwam tot een wereldbeeld, dat tussen het systeem van Ptolemaeus en dat van Copernicus in staat.
Dit “ Tychonische wereldbeeld “ heeft zijn uitvinder niet lang overleefd. De grootste leerling Tycho Brache, Johannes Kepler (1571 – 1630), overtuigd aanhanger van Copernicus, kwam op grond van de waarnemingen van de planeten, die Tycho Brache gedurende 20 jaar gedaan had, welke hij na diens dood verder uitwerkte, tot drie beroemde wetten voor de beweging van de planeten, die een revolutie in de astronomie betekenden en de theorie van Copernicus voorgoed deden zegevieren.

De wetten van Kepler

Door een geniale mathematische analyse van de door Tycho Brache uitgevoerde waarnemingen van de planeet Mars kwam Johannes Kepler tot de conclusie, dat de beide grondstellingen van de astronomie van de oudheid niet konden worden gehandhaafd. Ook het tweede principe, dat van de gelijkmatige cirkelbewegingen, dat Copernicus nog had aangehouden, moest Kepler laten vallen om de nog bestaande tegenspraken tussen theorie en waarneming weg te nemen. Volgens Kepler bewegen de planeten en ook de aarde zich om de zon, echter niet langs cirkelvormige banen en ook niet gelijkmatig. De beide eersten wetten, die Kepler in 1609 in zijn geschrift “ nieuwe astronomie” publiceerde, luiden:

1. Elke planeet beweegt zich in een ellips om de zon, die in een van de brandpunten van de ellips staat.

2. De baansnelheid van de planeten is veranderlijk en wel zo, dat de zon naar de planeten leidende voerstraal een gelijke perioden gelijke oppervlakten bestrijkt. In een tweede, in 1619 verschenen geschrift hopen “ de harmonieën van het heelal” publiceerde Kepler nog een derde wet:

3. De derde macht van de halve grote assen van de baanellipsen van de planeten zijn recht evenredig met de kwadraten van de omloopstijden. Als’ a ‘dus de halve grootte als van een planeet baan is en ‘0 ‘de omloopstijd, dan is de verhouding aan tot de derde macht gedeeld door ‘0 ‘tot de tweede macht voor alle planeten gelijk. Met behulp van deze wet is het mogelijk een nauwkeurig model op schaal te vervaardigen van het planetenstelsel. Immers, daar de omlooptijden van de planeten om de zon uit de waarnemingen met grote nauwkeurigheid bekend zijn, kunnen volgens de derde wet van Kepler de gemiddelde afstanden van de planeten tot de zon berekend worden, indien men er slechts één van kent Het het vraagstuk van de bepaling van de afstanden in het planetenstelsel wordt daarmee teruggebracht tot het fundamentele vraagstuk van de bepaling van de afstand tot de zon (respectievelijk de zonsparallax een probleem, dat men in de oudheid vergeefs trachtte op te lossen, waaraan men echter in de moderne tijden veel moeite en zorg heeft besteed, nadat men er de fundamentele betekenis van had erkend. Een vergelijking van de wetten van Kepler, in het bijzonder van de tweede wet, met het systeem van Ptolemaeus, toont verrassend duidelijk aan, hoe dicht de grote Egyptenaar al bij de waarheid was.
Newton en de wet van de gravitatie (zwaartekracht)

De eerste helft van de 17e eeuw bracht behalve de werken van Kepler nog twee belangrijke vorderingen van de wetenschap die voor latere ontwikkeling van de astronomie van beslissende betekenis zijn geweest: in het jaar 1610 werd de verrekijker uitgevonden en in de beide volgende decennia legde Galilei (1564 – 1640), die dit instrument ook als eerste voor waarnemingen van de hemel gebruikte, de grondslag voor de moderne waarneming en experiment berustende fysica. Zijn conclusies en ontdekkingen (de belangrijkste waren de wetten betreffende de vrije val van lichamen en die betreffende de slingerbewegingen)maakte het een halve eeuw later de grote Engelse onderzoeker Isaac Newton(1643 – 1727) mogelijk de grondbegrippen van de mechanica exact te formuleren.

Terwijl in de natuur beschouwing in de oudheid een onoverbrugbare tegenstelling bestond tussen het wezen van de aardse en de hemelse bewegingen, kan Newton bewijzen, dat beiden aan dezelfde wetten zijn onderworpen. In zijn boek “ de mathematische grondslagen van de natuurleer”(1687), toonde hij aan, dat de bewegingen van de hemellichamen zich in niets onderscheidt en van die van aardse lichamen, behalve dan in grootte.
Twee dingen maakte hem deze fundamentele conclusie gemakkelijker: in de eerste plaats de al door Galilei gevonden, maar eerst door hem, Newton, duidelijk geformuleerde wet van de traagheid en in de tweede plaats de mathematische definitie van het grondbegrip kracht en het grondbegrip massa.

Newton bewees overtuigend, dat de beweging van de maan om de aarde geschikt onder invloed van de zwaartekracht van de aarde, die kracht, die ook de val van lichamen op aarde bewerkstelligt. Daarvoor was het slechts nodig, aan te nemen dat van de aarde uitgaande zwaartekracht met het kwadraat van de afstand van het middelpunt afneemt. Verder kon Newton bewijzen, dat de planeten zich onder invloed van een van de zonder uitgaande zwaartekracht van gelijke aard precies volgens de door Kepler geformuleerde wetten moesten bewegen. Deze ontdekking bracht Newton ertoe zijn wet van de algemene gravitatie op te stellen: twee vrij in de ruimte beweeglijke massa’s trekken elkaar aan met een kracht waarvan de grote recht evenredig is met het product van de massa’s en omgekeerd evenredig met het kwadraat van de onderlinge afstand. Op grond van deze wet wordt de beweging van de hemellichamen in ons planetenstelsel een zeer ingewikkeld verschijnsel. Want als wij aannemen, dat elk hemellichaam de zetel is van een dergelijke gravitatie kracht, dan zal elk van die lichamen alle andere aantrekken.

De wetten van Kepler gelden slechts als we aannemen, dat de zon en de planeet de enige hemellichamen zijn die op elkaar inwerken. De beweging volgens de wetten van Kepler wordt echter gestoord als ook andere lichamen (bijvoorbeeld andere planeten of manen)Met hun eigen gravitatie krachten ingrijpen. Dat dit laatste inderdaad het geval is en de bewegingen van de hemellichamen volkomen zo geschieden als het gravitatieprincipe van Newton aangeeft, heeft de met Newton begonnen moderne ontwikkeling van de astronomische wetenschap bevestigd.

Thales van Milete (circa 625-545 v.C.) was de stichter van de Ionische school. Rond het einde van de zevende eeuw v.C. introduceerde hij de Egyptische astronomie in Griekenland. Hun heelalbeeld was eenvoudig: centraal bevond zich de Aarde, een platte schijf drijvend op water.

Pythagoras

Van historisch grotere betekenis was Pythagoras (circa 500 v.C.). Volgens hem waren alle hemellichamen, ook de Aarde sferisch. De Aarde bevond zich, zonder steun, in het midden van het universum. Nu ontstond een kosmologisch idee dat van grote invloed is geweest op de astronomie van de Oudheid tot de Middeleeuwen. Volgens dit idee waren de sterren bevestigd aan een kristallen sfeer die dagelijks draaide rond een as die midden door de Aarde ging. Elk van de zeven planeten – Zon, Mercurius, Venus, Maan, Mars, Jupiter en Saturnus – bewoog eveneens op een eigen sfeer.

Alhoewel onder andere Philolaus (circa 480 v.C.) geloofde in het feit dat de Aarde om haar as wentelde, was Aristarchos van Samos (circa 300 v.C.) de enige Griekse astronoom die, om wetenschappelijke redenen, geloofde dat de Aarde bewoog. Hij beweerde dat de Zon en de sterren stilstonden en dat de Aarde en de andere planeten rond de Zon draaiden. Verder was hij erin geslaagd om voor die tijd vrij nauwkeurig de afstand van de Maan tot de Aarde te berekenen.

c (384-322 v.C.) bouwde verder op de ideeën van Eudoxus (circa 400-347 v.C.) en Callipus (circa 370-310 v.C.) in verband met de sferen waarop de hemellichamen zich bevonden. De hemellichamen zelf moesten sferisch zijn, de perfecte en goddelijke vorm. Het bovenmaanse was goddelijk en onveranderlijk, het ondermaanse tijdelijk en aan veranderingen onderhevig. Zo moesten kometen en meteoren dus ondermaanse verschijnselen zijn, een idee dat het tot de 16e eeuw en voor meteoren nog langer heeft volgehouden.

Aan Eratosthenes (276-195 v.C.), een lid van de Alexandrijnse school, danken we de allereerste bepaling van de omtrek van de Aarde. Via een eenvoudig maar ingenieuze methode kwam hij tot op 1% van de huidige waarde. Tevens bepaalde hij de helling van de ecliptica op 23° 51’, een fout van slechts 7’.

Een immense vooruitgang in de astronomie danken we aan Hipparchus (circa 160 v.C.). Hij was een uitstekend waarnemer. Hij ontdekte onder andere de precessie van de equinoxen: de verschuiving van de snijpunten van de hemelequator en de ecliptica onder invloed van de aantrekkende krachten van Zon en Maan. Daardoor gedraagt de Aarde zich als een tol en één precessiebeweging duurt ongeveer 26 000 jaar. Zo was ten tijde van de bouw van de pyramides de ster Thuban poolster. Hipparchus ontwikkelde een speciale tak van de wiskunde (numerische berekeningen), maar vooral ontwierp hij een geometrisch schema om de bewegingen van Zon en Maan te verklaren. Hij is de vader van de zogenaamde epicykeltheorie, waarin het hemellichaam uniform bewoog op een cirkel (de epicykel), waarvan het centrum op zijn beurt op een andere cirkel (de deferent) bewoog.

Verder bestudeerde hij eclipsen en stelde bij een sterrencatalogus samen met nauwkeurige posities van de sterren.

Ptolemeus (circa 150) heeft de astronomische kennis van de Grieken samengevat in zijn Almagest, wat het standaardwerk zou blijven tot in de 16e eeuw. Om de ingewikkelde beweging van de planeten aan de hemel te kunnen verklaren, was Ptolemeus verplicht om steeds meer en meer epicykels in te voeren. Dit lukte hem wonderwel, maar het systeem werd zo ingewikkeld dat het elke schijn van realiteit ging verliezen. Het systeem van Ptolemeus noemt men het geocentrisme: alle lichamen bewegen rond de Aarde die in het centrum van het heelal staat..

En zo bleef het dan haast zestien eeuwen onveranderd. In Europa werd er niets nieuws aan toegevoegd. De opvatting van Aristoteles was voor de katholieke kerk haast een dogma en in de Arabische wereld werden de werken van de Grieken en van Ptolemeus bewaard, vertaald en gecopieerd. Na de 13e eeuw begon de interesse voor de wetenschap geleidelijk weer toe te nemen. Namen zoals Roger Bacon (1214-1294), Sacrobosco (circa 1200-1256), Purbach (1423-1461) en Regiomontanus (1436-1476) dienen hier vernoemd te worden. Daarnaast groeide een conflict tussen gezag en waarneming. Een revolutie was op komst.

We maken even een zijsprong naar Midden-Amerika. Een van de, volgens Spaanse priesters, zogenaamde “duivelsboeken” van de Maya’s, de Dresden Codex, bevat in tabelvorm de volgende gegevens.

Begin met de heliakale opkomst van de planeet Venus in het oosten. Heliacale opkomst is de eerste keer dat in de loop van het jaar een hemelobject voldoende tijd vóór de Zon opkomt, zodat het 's morgens kan waargenomen worden. Venus zal zich nu steeds verder van de Zon verwijderen en als zeer heldere morgenster zichtbaar zijn. Het aantal dagen tussen deze opkomst en de volgende heliakale opkomst bedraagt 236 dagen. Het aantal dagen vooraleer Venus opnieuw verschijnt, maar nu als avondster in het westen bedraagt 90. Het aantal dagen vóór de planeet voor een derde maal verdwijnt is nu 250. En dan verlopen er nog eens acht dagen alvorens de planeet opnieuw een heliakale opkomst in het oosten kent. Telt men dit aantal dagen op dan komt men uit op 584, de lengte van de synodische periode van Venus. Een synodische periode is de tijd verstreken tussen twee opeenvolgende boven- of benedenconjuncties met de Zon. Rond het jaar 1000 waren de Maya’s zeer dicht bij het perfect kennen van de baan van Venus en waren ze misschien bezig een kaart van het zonnestelsel te maken. Misschien zou de Mayabeschaving, zonder onze Europese ‘tussenkomst’, ook een Ptolemeus of een Copernicus voortgebracht hebben.

Copernicus (1473-1543) had helemaal niet de allures van een revolutionair. Het basisidee voor zijn theorie herschreef hij herhaalde malen maar hield dit ook geheim. Niet de Aarde, wel de Zon was het middelpunt van het heelal (heliocentrisme). De Aarde en de andere planeten draaien in cirkelbanen rond de Zon. De schijnbare bewegingen van de hemellichamen zijn dus een gevolg van de beweging van de Aarde zelf. Het verhaal gaat dat Copernicus de eerste druk van zijn De Revolutionibus Orbium Celestium op zijn sterfbed aangeboden kreeg.

Ondanks de, zoals later pas zou blijken, revolutionaire inhoud van dit werk – Aristoteles kon nu wel vergeten worden – werd het zonder veel poeha ontvangen. Er was tegenstand van andere astronomen. Men kon zich een beweging van de Aarde niet voorstellen en men bedacht allerhande valse gevolgtrekkingen hiervan. Voor de kerk was er blijkbaar niets aan de hand. De hypothese van Copernicus diende voor berekeningen maar kwam niet met de werkelijkheid overeen, zo luidde hun standpunt. Toch loste ook dit werk alle problemen niet op. Er bleven fouten bestaan in de baanberekeningen van de planeten.

Tycho Brahe (1546-1601) was een uitzonderlijk waarnemer. Hij observeerde een supernova en kon onmogelijk een parallax van een komeet bepalen. Kometen moesten dus, in tegenstelling tot de leer van Aristoteles, bovenmaans zijn. Tycho was niet tevreden met het wereldbeeld van Copernicus, meer omwille van godsdienstige dan om wetenschappelijke redenen. Hij stelde een eigen wereldbeeld op waarin de planeten rond de Zon draaien maar deze, samen met de planeten, draait rond de Aarde. Het was een soort geoheliocentrisme. Maar bovenal bepaalde Tycho uiterst nauwkeurig posities van hemellichamen, en vooral dan van de planeet Mars

Johannes Kepler

Deze posities kwamen na Tycho’s dood in handen van Johannes Kepler (1571-1630). Kepler worstelde hier een aantal jaren mee in de hoop een degelijke baan te berekenen voor de planeten, zodat de voorspellingen van hun posities nauwkeuriger werden. In het begin hield Kepler vast aan cirkelbanen, maar in uiterste wanhoop nam hij een ellipsbaan aan. En toen vielen alle puzzelstukken in elkaar. Kepler is beroemd om zijn drie planeetwetten. Hij was tevens een veelschrijver en een vurig aanhanger van de theorie van Copernicus.

Galileo Galilei

Galileo Galilei (1564-1642) is de vader van de experimentele wetenschap. Hij had een broertje dood aan theorieën die niet op ervaring en op waarneming waren gebaseerd. Hij leverde baanbrekende bijdragen aan de mechanica en gebruikte voor het eerst een zelfgemaakte telescoop voor hemelwaarnemingen. Hij zag dat Venus een volledige fasecyclus vertoonde (hoe is dit te rijmen met het geocentrisme?), dat er kraters en bergen op de Maan voorkomen, vlekken op de Zon (Aristoteles had nochtans beweerd dat het bovenmaanse perfect was), dat vier satellieten rond Jupiter draaiden (niet alles draaide dus rond de Aarde!). Hij verdedigde hevig, misschien té hevig, de stelling van Copernicus waardoor hij, ook omwille van zijn waarnemingen, in conflict kwam met de kerk. We kennen allen het verhaal van zijn veroordeling, veroordeling die slechts enkele jaren gelden werd herroepen. Het boek van Copernicus kwam op de Index Librorum (1616) en het onderwijzen van zijn theorie werd verboden. Ook boeken van Kepler en van Galilei kwamen op de Index te staan. Slechts in de Indexuitgave van 1835 zijn ze hierin niet meer opgenomen.

Nu brak een tijd aan van waarnemingen en ontdekkingen. Studies van de Maan, van de Zon, van de planeten alsook ontdekkingen van nieuwe satellieten en nieuwe ringen rond Saturnus volgden elkaar snel op. De lichtsnelheid werd bepaald en ideeën over het ontstaan van het zonnestelsel begonnen op te duiken. Wat er echter nog ontbrak was het fundament van dit alles. Waarom draaien de planeten rond de Zon? Waarom in ellipsvormige banen? Waarom vloog de Maan niet weg van de Aarde?

Isaac Newton

Dit fundament kwam van Isaac Newton (1643-1727). Newton, een teruggetrokken persoon, heeft fundamentele doorbraken in de fysica veroorzaakt. Hij bestudeerde de theorie van het licht (was de eerste die wit licht via een prisma in zijn kleuren ontbond), hield zich met chemie bezig maar ook met chronologie en theologie. Hij was een knap wiskundige die, samen met Leibniz (1646-1716), het infinitesimaalrekenen heeft uitgevonden. Hij heeft ook de spiegeltelescoop bedacht. Maar zijn grootste verdienste ligt in het opstellen van de theorie van de algemene gravitatie. Deze verklaart waarom de Maan rond de Aarde draait, waarom de planeten rond de Zon draaien, waarom een appel van een boom valt. De theorie kan de drie wetten van Kepler en de mechanica-experimenten van Galilei uitleggen. Getijden, de vorm van de Aarde en de precessie worden nu duidelijk.

Nu nog worden dank zij deze theorie kunstmanen naar de rand van het zonnnestelsel gezonden, waar ze, in het geval van Neptunus, na 12 jaar en een afstand van 4,5 miljard km vier (!) seconden ‘te laat’ aankwamen en hun berekende positie 30 meter verschilde van de werkelijke.

Een aantal onderzoekers ontwikkelden hieruit een mechanisch wereldbeeld. Men was ervan overtuigd dat het heelal een perfect Zwitsers uurwerk was. Men dacht dat de hoofdzaken in de fysica ontdekt waren en dat alles nu neerkwam op het invullen van nog enkele onbelangrijke details. Maar een nieuwe revolutie stond voor de deur. Steeds groter werd het aantal afwijkingen van de klassieke theorieën. Niet dat deze afwijkingen zo groot waren. Ze vormden wel een vervelende zaak die maar niet wou verdwijnen.

Albert Einstein

En toen ontstond in het begin van de 20e eeuw de kwantummechanica met het onzekerheidsbeginsel van Heisenberg (1901-1976) en met bijdragen van onder andere Bohr (1885-1962) Planck (1858-1947), Schrödinger (1887-1961). Gedaan was het met ons Zwitsers uurwerk; de fysica was inherent statistisch geworden. Men kon exact voorspellen dat het ging gebeuren, wat er ging gebeuren, maar er bleef een onzekerheid in het waar en wanneer. Rond diezelfde tijd kwam Albert Einstein (1879-1955) op de proppen met zijn relativiteitstheorie. Het was een gravitatietheorie die geldig is in systemen die erg versneld worden (of zich bevinden in de nabijheid van zeer grote massa’s) en voor objecten die met een snelheid vergelijkbaar met (maar kleiner dan) de lichtsnelheid bewegen. In zulke systemen schiet de gravitatietheorie van Newton tekort. In zijn theorie legt Einstein het verband tussen de structuur van de ruimte en de in deze ruimte aanwezige materie. Nu werd het mogelijk mathematische heelalmodellen op te stellen. Deze werden berekend door onder andere De Sitter (1872-1934), Friedman (1888-1925) en Lemaître (1894-1966). Een derde hoofdrolspeler, die iets later op het toneel verscheen, was de hoge energiefysica en de studie van de elementaire deeltjes. Het mag dan op het eerste gezicht verwonderlijk lijken maar de elementaire bouw van de materie en de evolutie van het heelal zijn erg nauw met elkaar verbonden.