Meccanica celeste
left|WikiLettera
Questo articolo è solo un abbozzo (stub). Se puoi contribuisci adesso a migliorarlo secondo le convenzioni di Wikipedia.
Per l'elenco completo degli stub del progetto fisica, vedi la relativa categoria
| Indice |
Problematiche principali
I corpi del sistema solare sono osservati ormai da secoli con elevatissima precisione dagli astronomi. Le mutue interazioni di tali corpi, principalmente gravitazionali, danno luogo a moti anche molto complessi e difficili da prevedere al grado di precisione richiesto dalle osservazioni. La posizione della luna è nota ad esempio con un errore di una decina di centimetri grazie alla tecnica del laser ranging. Sono richieste di conseguenza tecniche molto raffinate per risolvere il problema degli n-corpi, tenendo conto delle possibili fonti di perturbazioni anche non gravitazionali, quali la pressione di radiazione e l'eventuale presenza di atmosfere (come nel caso dei satelliti che orbitano la terra a bassa quota). Anche limitandosi ai soli effetti gravitazionali il problema degli n-corpi risulta molto complesso dal punto di vista matematico, non ammettendo una soluzione per quadrature se non nel caso dei due corpi.
Tecniche della meccanica celeste
Uno degli approcci a tale problema consiste nello studiare qualitativamente le equazioni differenziali al fine di determinare alcune caratteristiche globali del moto senza necessariamente calcolare le orbite nel dettaglio. Tale studio qualitativo può fornire informazioni preziose: in taluni casi è possibile stabilire che il moto di un corpo è vincolato entro una superficie oppure decidere della stabilità a lungo termine di un'orbita. Un altro approccio complementare consiste nel risolvere un problema approssimato (in genere il problema dei due corpi) e nell'aggiungere in seguito le correzioni, supposte piccole, che derivano dalla presenza degli altri corpi. Infine la moderna tecnologia informatica consente di risolvere il problema per mezzo di opportuni algoritmi di integrazione numerica. Questa soluzione del problema tuttavia non sostituisce completamente le altre, a causa della dipendenza sensibile dalle condizioni iniziali, tipica dei sistemi caotici.
Cenni storici
- Nel XVI secolo la rivoluzione copernicana. La teoria eliocentrica poneva il Sole, e non la Terra, al centro del sistema solare.
- Nel XVII secolo gli studi di Galileo Galilei e Keplero che contribuirono all'affermazione della visione eliocentrica.
- Nel 1687 la legge di gravitazione universale di Isaac Newton, che introdusse l'idea che gli oggetti del cielo e gli oggetti della terra obbedivano alle stesse leggi fisiche.
- Nel 1838 Friedrich Wilhelm Bessel misurò per primo la parallasse e la distanza di un'altra stella.
- Nel XX secolo l'avvento dei computer ha portato velocità e affidabilità al complicato calcolo delle traiettorie che veniva fatto interamente a mano.
Argomenti collegati
- Astrometria
- Orbita in Astronomia
- Orbita in Fisica
- Problema degli n-corpi
- Navigazione celeste
- Sistema solare