Wstęp

W szkole podstawowej, gimnazjum czy liceum często mówimy o „rewolucji kopernikowskiej” i jej skutkach światopoglądowych i poznawczych. Podkreślamy znaczenie jakie wywarła teoria Kopernika na sposób patrzenia na miejsce Ziemi i człowieka we Wszechświecie, jak stała się podstawą rozwoju nauk ścisłych. Rzadko jednak wspominamy o niedokładnościach i nieścisłościach teorii heliocentrycznej, jak by to umniejszało wielkość naszego astronoma. Jedną z nich było przyjęcie założenia, że planety poruszają się ruchami jednostajnymi. Przyjmując tę zasadę, kopernikowska geometria, tłumacząca z kolei niejednostajne ruchy Słońca i planet na sferze niebieskiej, była bardzo złożona. Braki te zostały ostatecznie usunięte przez Johana Keplera, który w dziele Astronomia nova (1609 r.) ogłosił pierwsze dwa prawa: prawo ruchu po elipsach i prawo pól. Tym samym ostatecznie z teorii ruchu planet zniknęły dodatkowe konstrukcje (epicykle, deferenty, ekwanty, okręgi mimośrodowe), a teoria heliocentryczna zyskała na prostocie i harmonii. Kilkadziesiąt lat później (1687 r.) Izaak Newton w swoim słynnym dziele Philosophiae naturalis principia mathematica  wykazał, że prawa Keplera, które miały w tym czasie charakter empiryczny, wynikają z prawa powszechnego ciążenia [1], [2].