Heliozentrisches Weltbild

Grundidee und heutige Einordnung

Das heliozentrische Weltbild beschreibt die Erde als einen Planeten, der sich wie die anderen Planeten um die Sonne bewegt. Die Erde dreht sich täglich einmal um ihre eigene Achse und wird ungefähr jeden Monat einmal vom Mond umkreist. Im historischen Modell waren die Fixsterne an einer ruhenden äußeren Kugelschale befestigt. Das Modell war wichtig, weil sich mit der Eigenbewegung der Erde die beobachteten Positionen und scheinbaren Bewegungen der Himmelskörper erklären ließen.

Die Bezeichnung „heliozentrisch“ trifft streng genommen vor allem auf das von Johannes Kepler entwickelte System zu. Bei Nikolaus Kopernikus kreisten die Planeten und sogar die Sonne um einen gedachten Punkt etwas außerhalb der Sonne, die „mittlere Sonne“. Nach Isaac Newton bewegen sich alle Körper des Sonnensystems um dessen gemeinsamen Schwerpunkt, das Baryzentrum. Dieses kann aufgrund der Wirkung besonders massereicher Planeten wie Jupiter und Saturn auch außerhalb der Sonne liegen. Die moderne Kosmologie nimmt außerdem an, dass das Universum als Ganzes keinen Mittelpunkt besitzt.

Gegenüber dem geozentrischen Weltbild, in dem die Erde ruht und im Zentrum steht, bietet das heliozentrische Modell eine geometrisch klarere Ordnung der Planetenbewegungen. Es widerspricht jedoch dem unmittelbaren Alltagseindruck einer ruhenden Erde. Seine Entwicklung und Durchsetzung waren eng mit dem Aufkommen der modernen Naturwissenschaften verbunden und werden als kopernikanische Wende bezeichnet.

Vorläufer und geozentrisches Gegenmodell

Bereits in der Antike gab es Modelle, in denen die Erde nicht im Mittelpunkt stand. Philolaos nahm im 5. Jahrhundert v. Chr. an, Sonne, Erde und andere Himmelskörper umkreisten ein unsichtbares Zentralfeuer. Aristarchos von Samos soll im 3. Jahrhundert v. Chr. erstmals ein heliozentrisches Weltbild ausgearbeitet und die zeitweise rückläufige Planetenbewegung durch die Bewegung der Erde erklärt haben. Weil bei einer bewegten Erde eine Parallaxe, also eine scheinbare Verschiebung naher Sterne vor dem Hintergrund ferner Sterne, auftreten müsste, erklärte er deren damaliges Ausbleiben mit einer sehr großen Entfernung der Sterne. Seleukos von Seleukia soll im 2. Jahrhundert v. Chr. ebenfalls ein heliozentrisches Modell vertreten haben; Einzelheiten sind nicht bekannt.

Im 2. Jahrhundert n. Chr. entwickelte Claudius Ptolemäus stattdessen ein geozentrisches System. Sonne, Mond und Planeten umkreisten darin die ruhende Erde. Zur annähernden Wiedergabe der wechselnden Geschwindigkeiten benötigte das Modell einen Hauptkreis, den Deferenten, sowie insgesamt bis zu 80 zusätzliche Kreisbewegungen auf Epizykeln. Ein Epizykel ist ein kleiner Kreis, dessen Mittelpunkt sich auf einem anderen Kreis bewegt. Außerdem führte Ptolemäus den Äquanten ein: Von diesem außerhalb des Weltmittelpunkts liegenden Punkt aus sollte die Bewegung gleichförmig erscheinen. Das widersprach teilweise der aristotelischen Forderung nach gleichförmigen Kreisbewegungen um das Weltzentrum und lieferte dennoch keine hohe Genauigkeit.

Der indische Astronom Aryabhata (476–550) nahm eine Drehung der Erde um ihre Achse an und erkannte, dass Mond und Planeten Sonnenlicht reflektieren. Ob er ein heliozentrisches Weltbild vertrat, wird nur vermutet. Mittelalterliche islamische Astronomen hielten grundsätzlich am geozentrischen System fest, verbesserten jedoch dessen Mathematik. Nasir ad-Din at-Tusi entwickelte das Tusi-Paar, Mu’ayyad ad-Din al-Urdi das Urdi-Lemma. Ibn asch-Schatir machte den Äquanten durch zusätzliche Epizykel überflüssig. Tusi-Paar und Urdi-Lemma wurden später auch von Kopernikus verwendet, ohne dass er ihre Entdecker nannte.

Das System des Kopernikus

Nikolaus Kopernikus entwickelte Anfang des 16. Jahrhunderts erstmals eine umfassende astronomische Theorie, in der die Erde nicht mehr das Zentrum des Universums war. Die Sonne wurde zum gemeinsamen Bewegungsmittelpunkt der Erde und der übrigen Planeten. Merkur und Venus wurden als untere Planeten innerhalb der Erdbahn eingeordnet, Mars, Jupiter und Saturn als obere Planeten außerhalb der Erdbahn.

Das Modell erklärte die scheinbare Richtungsumkehr der Planeten auf einfache Weise. Merkur und Venus bleiben am Himmel in der Nähe der Sonne, weil ihre Umlaufbahnen kleinere Radien als die Erdbahn besitzen. Mars, Jupiter und Saturn scheinen zeitweilig rückwärtszulaufen, wenn die schnellere Erde sie auf ihrer inneren Bahn überholt und dabei zwischen dem betreffenden Planeten und der Sonne vorbeizieht. Kopernikus stellte diese Idee um 1510 im ungedruckten Commentariolus dar. Das vollständig ausgearbeitete System erschien 1543 in De revolutionibus orbium coelestium.

Kopernikus hielt weiterhin an der gleichförmigen Kreisbewegung als einzig vollkommener Himmelsbewegung fest. Deshalb musste auch er zahlreiche Epizykel verwenden. Im Commentariolus behauptete er, statt der 80 Kreisbewegungen des Ptolemäus nur 34 zu benötigen. Tatsächlich brauchte sein ausgearbeitetes Modell bei gleicher Genauigkeit nicht weniger, sondern mehr Kreisbewegungen als das ptolemäische. Es war daher quantitativ weder einfacher noch genauer. Positionsfehler konnten bis zu 10 Bogenminuten betragen, etwa ein Drittel des Monddurchmessers.

Seine Stärke lag in der qualitativen oder geometrischen Einfachheit: Die komplizierten, teils nichtperiodischen scheinbaren Planetenbahnen ließen sich als geschlossene Bahnen in einem einheitlich geordneten System verstehen. Kopernikus schaffte zudem den Äquanten ab. Physikalisch nahm er unter anderem an, dass die Atmosphäre und die in ihr befindlichen Gegenstände an der Erdrotation teilnehmen. Deshalb bleiben Wolken, Vögel und hochgeworfene Körper nicht hinter der sich drehenden Erde zurück. Damit bereitete er spätere Vorstellungen von Trägheit und Gravitation vor, ohne selbst schon eine vollständige physikalische Begründung zu geben.

Keplers mathematische Präzisierung

Eine Entscheidung zwischen dem ptolemäischen und dem kopernikanischen System erforderte genauere Beobachtungen. Tycho Brahe bestimmte gegen Ende des 16. Jahrhunderts über mehr als zwei Jahrzehnte die Positionen der Planeten und von fast 1000 Sternen. Seine Messgenauigkeit von 1 bis 2 Bogenminuten war deutlich besser als die der antiken Daten.

Johannes Kepler stellte fest, dass sich diese Messwerte mit keinem der beiden älteren Systeme ausreichend erklären ließen. Beim Mars blieb eine Abweichung von mindestens acht Bogenminuten. Kepler erkannte, dass die Bahngeschwindigkeit eines Planeten von seinem Abstand zur wirklichen Sonne abhängt, nicht von seinem Abstand zur gedachten mittleren Sonne. Er behandelte deshalb die Sonne als physikalisch wirksames Zentrum und bezog Abstände und Winkel auf sie.

Nachdem Kepler zunächst die Erdbahn genauer bestimmt hatte, wertete er die Marsdaten neu aus. Am besten passte eine Ellipse, also eine geschlossene, längliche Kurve, in deren einem Brennpunkt die Sonne steht. In Astronomia Nova von 1609 veröffentlichte er das erste und zweite Keplersche Gesetz. Er überprüfte das Modell auch an den übrigen Planeten, an der Erde und am Mond; beim Mond liegt die Erde im Brennpunkt. In Harmonices mundi libri V von 1619 formulierte er als drittes Gesetz den Zusammenhang zwischen Bahngröße und Umlaufzeit.

Die drei Keplerschen Gesetze fassten die Planetenbewegung einheitlich zusammen und ermöglichten gegenüber den Systemen von Ptolemäus und Kopernikus eine ungefähr zehnfach höhere Genauigkeit. Entscheidend war auch Keplers Annahme, dass eine ständig wirkende Ursache in der wirklichen Sonne die Geschwindigkeit der Planeten verändert. Seine konkrete Vorstellung dieser Kraft war zwar falsch, bereitete aber die spätere Himmelsmechanik vor.

Newtons Begründung, Nachweise und Grenzen

Isaac Newton schuf 1687 mit den Philosophiae Naturalis Principia Mathematica die Grundlage der Klassischen Mechanik. Er wandte dieselben Gesetze auf irdische Bewegungen und Himmelsbewegungen an, formulierte das allgemeine Gravitationsgesetz und leitete daraus die Keplerschen Gesetze her. Damit erhielt das astronomische Modell erstmals eine feste physikalische Grundlage, und die frühere Trennung zwischen irdischer und himmlischer Mechanik entfiel.

Nach Newton liegt der gemeinsame Brennpunkt der Planetenbahnen nicht genau im Sonnenmittelpunkt, sondern im Baryzentrum des Sonnensystems. Wegen der Gravitation vor allem von Jupiter und Saturn kann es sich innerhalb oder außerhalb der Sonne befinden; die Sonne bewegt sich ebenfalls um diesen Schwerpunkt. Außerdem sind Keplers Ellipsen nur Näherungen. Sie wären nur dann exakt, wenn die gegenseitige Anziehung der Planeten vernachlässigt würde. Die dadurch entstehenden kleinen Abweichungen heißen Bahnstörungen. Im 18. Jahrhundert entwickelte Berechnungsmethoden steigerten die Vorhersagegenauigkeit nochmals etwa um das Fünfzigfache.

Beobachtungen bestätigten zentrale Aussagen des Systems: Galileo Galilei entdeckte 1609/1610 die Jupitermonde und die Phasen der Venus. Die Jupitermonde zeigten, dass nicht alle Himmelskörper die Erde umkreisen; die Venusphasen waren mit einer Venusbahn um die Erde nicht vereinbar. James Bradley wies 1725 die Bahnbewegung der Erde durch die Aberration nach, Friedrich Wilhelm Bessel 1838 durch die jährliche Sternparallaxe. Der direkte Nachweis der Erdrotation gelang 1851 mit dem Foucaultschen Pendel.

Die Verbreitung des heliozentrischen Weltbilds stieß besonders bei den christlichen Kirchen auf Widerstand. Im Galileiprozess wurde Galileo wegen der Lehre von der bewegten Erde der Ketzerei schuldig gesprochen. Papst Benedikt XIV. hob am 17. April 1757 den Bann gegen heliozentrische Werke auf; am 11. September 1822 erlaubte die römische Inquisition entsprechende Veröffentlichungen.

In der heutigen Kosmologie gilt das kosmologische Prinzip: Auf großen Skalen von Millionen Lichtjahren ist grundsätzlich kein Ort und keine Richtung ausgezeichnet, das Universum besitzt also kein Zentrum. Für kleinere Systeme bleiben zweckmäßige Mittelpunkte sinnvoll. Die Sonne bildet näherungsweise die Mitte des Sonnensystems, weil sie dessen Baryzentrum sehr nahe liegt. Nach Newtons Mechanik und der Allgemeinen Relativitätstheorie kann der Wechsel zwischen geo- und heliozentrischer Beschreibung grundsätzlich als Wechsel des Koordinatensystems behandelt werden. Das heliozentrische Bezugssystem bleibt jedoch eine besonders einfache Darstellung für Vorgänge im Sonnensystem.