Ülevaade antiikastronoomiast

Antiik-Kreekas oli astronoomia loodust tervikuna käsitleva loodus-filosoofia osa. Paljuski toetuti Babülooniast pärinevatele tulemus-tele ning seal sooritatud järjepidevatulemus-tele Kuu ja planeetide vaatlus-tele. 7. saj. e.m.a. hakati vaatlustest tähele pandud seaduspärasusi töötlema matemaatiliste meetoditega: kasutati ridu ja astmefunkt-sioone. Kui Babüloonias oli astronoomia valdavalt kirjeldav (feno-menoloogiline), siis Kreekas püüti eristada olemust nähtumusest.

Taevakehade näiva liikumise kirjeldamise asemel püüti luua geo-meetrilistele mudelitele toetuvat liikumise teooriat. Tihti ei toeta-nud küll esialgsed hüpoteesid ja vaatlused teineteist. Astronoomia probleeme on käsitlenud juba Thales (vt. § 2.2).

Esialgses maailmapildis käsitleti Maad kettana, mida ümbritseb ookean, kuid juba 5. saj. e.m.a. süvenes eriti pütagoorlaste seas ettekujutus kerakujulisest Maast. Kindlaks veendumuseks kujunes see Aristotelese ajal.

Tunti viit planeeti, mida nimetati Kreeka jumalate järgi Her-mese, Aphrodite, Arese, Zeusi ja Kronose täheks. Tänapäeval on kasutusel Kreeka jumalate nimede latiniseeritud vasted: Merkuur, Veenus, Marss, Jupiter, Saturn. Toodud järjestuse, mis vastab pla-neetide paiknemisele Päikesesüsteemis, andis juba pütagoorlane Philolaos (u. 470 – u. 385), lähtudes planeetide liikumise

perioodili-susest. Harilikult lülitati sellesse loetellu Veenuse ja Marsi vahele veel Kuu ja Päike. Nii tuli planeetide arvuks maagiline 7. Philolaos lisas Kuu ette veel Maa ja loetelu lõppu kinnistähtede sfääri ja Maa antipoodi ning sai kokku teise püha arvu 10. Philolaos seostas Maa pöörlemisega öö ja päeva vaheldumise. Vaatamata tema käsitluse rohketele ulmesugemetele, mõjutas see oluliselt astronoomia eda-sist arengut. Toetudes Philolaosele, püüti planeetide liikumist kõige-pealt taandada korrapärasele ringliikumisele.

Eudoxos Knidosest (u. 408 – u. 355) püüdis seletada planeetide näiva liikumise ebakorrapärasusi (seisakuid ja vastassuunalist liiku-mist) ühiskeskmega sfääride pöörlemisega. Sfääride tsentris on Maa, nende pöörlemisteljed on erinevalt orienteeritud, vastav planeet asub sisemise sfääri ekvaatoril. Eudoxosel oli Kuu ja Päikese jaoks kummalgi kolm sfääri ja iga viie planeedi jaoks neli sfääri, lisaks oli veel kinnistähtede sfäär. Seega oli kokku 27 sfääri. Iga avastatud uue iseärasuse seletamiseks tuli lisada täiendav sfäär. Nii ulatus Aristotelesel sfääride koguarv 55-ni, ühtlasi asendas ta abstraktsed matemaatilised sfäärid reaalselt olemasolevate kristallsfääridega.

Seda keerukat mudelit püüti mitmel viisil lihtsustada. Ühes variandis toodi sisse Maa pöörlemine ( Platon, Herakleitos), teises, nn. Egiptuse süsteemis, tiirlesid Veenus ja Merkuur ümber Päikese, Päike ja ülejäänud planeedid aga ümber Maa. Esimese järjekindla Päikese-keskse – heliotsentrilise – maailmamudeli esitas Aris-tarchos Samoselt (u. 310 – u. 230). Nähtavasti toetus ta siin oma arutlustele, milles ta püüdis hinnata Päikese ja Kuu suurust ning kaugust Maast. Lähtudes eeldusest, et poolkuu ajal on kolmnurk Maa-Kuu-Päike täisnurkne (täisnurk on tipus, kus asub Kuu), lei-dis ta, et Päike on Maast 19 korda kaugemal kui Kuu (tegelikult 370 korda kaugemal). Lisades sellele veel Kuu varjutuse vaatlusest saadud Maa varju suuruse hinnangu, sai ta Päikese läbimõõdu 6,75 korda (tegelikult 109 korda) suurema Maa läbimõõdust. Ilm-selt pidas Aristarchos oma arvutuste põhjal loomulikuks, et suu-rem keha Päike asub tsentris ja teised, väiksemad, tiirlevad selle ümber. Heliotsentriline süsteem jäi antiikajal suurema tähelepa-nuta, sellel oli vaid üksikuid pooldajaid, nagu näiteks Babüloonia astronoom Seleukos Seleukeiast (kõrgaeg u. 150 e.m.a.), kes seostas

ka tõuse ja mõõnu Kuu mõjuga, oletades seejuures, et seda mõju vähendavad õhukeerised.

Sfääride mudeli edasiarenduseks oli epitsüklite teooria, mille algvariandi esitas Apollonios Pergest (vt. p. 2). Selle järgi liigub pla-neet ühtlaselt mööda ringjoont, epitsüklit, mille tsenter liigub oma-korda mööda järgmist epitsüklit jne. Viimase epitsükli tsenter liigub mööda kandvat ringjoont, deferenti, ümber Maa. 2–3 epitsükliga on suhteliselt lihtne imiteerida liikumist mööda elliptilist trajektoori.

Mõnevõrra keerukam oli tagada konstantset pindkiirust ( Kepleri II seadus).

Vaatlusliku astronoomia suurkujuks oli Hipparchos Nikaiast (u. 190 – u. 125), kes, kasutades ka Babülooniast pärinevaid and-meid, tegi kindlaks aastaaegade erinevas pikkuses avalduva Päi-kese liikumise anomaalia ja põhjendas seda PäiPäi-kese ekstsentrilise liikumisega ümber Maa. Ta avastas ka taevaekvaatori ja ekliptika lõikepunkti tagasinihkumise (pretsessiooni) ning koostas tähekata-loogi, milles umbes 850 tähe asend oli määratud laiuse ja pikkusega ekliptika suhtes. Nähtavasti esimesena arvutas Hipparchos Kuu kau-guse Maast maakera 59-kordse (tegelikult 56–63-kordse) raadiusena.

Antiikaja suurim astronoom oli Klaudios Ptolemaios (u. 90 – u. 168). Tema 13 raamatust koosnev töö „Megale syntaxis“ („Suu-rim ehitus“), rohkem tuntud araablastelt pärineva tiitli „Alma-gest“ järgi, andis kokkuvõtte Kreeka astronoomide teadmistest ja oli praktilise astronoomia õpikuks 16. sajandi lõpuni. On selgitatud, et Ptolemaiose enese taevavaatlused pärinevad aastatest 127–151, um-bes samal ajal võis ta koostada ka oma suurteose. Esimestes raama-tutes on esitatud geotsentrilise maailmapildi alustõed. Maa kuju kohta on toodud Aristotelese argumendid, kuid kolmas, astronoo-miliselt ehk kõige tugevam argument (Maa varju piirjoone kohta kuuvarjutusel) oli asendatud tähelepanekuga, et kõrgemale tõusmi-sel horisont üha laieneb. Nõustudes tollase, tegelikust küll väiksema hinnanguga Maa ümbermõõdu kohta – umbes 180 000 staadioni (Üks Olümpia staadion on 192,3 m, Rooma staadion 176,6 m) –, pidas ta Maa raadiust kaduvväikseks, võrreldes taevasfääri raadiu-sega. Põhipostulaat, et Maa on liikumatu ja asub tema ümber pöör-leva taevasfääri keskmes, toetus täielikult Aristotelese kaalutlustele

ja autoriteedile: kõik rasked osakesed püüdlevad keskme poole ja sinna kogunenult moodustavad tahke ja liikumatu Maa. Ka kõik taevakehad on kerakujulised ja omamata liikumisorganeid, võivad osaleda vaid ringliikumises. Viitamata konkreetsetele autoritele, polemiseeris Ptolemaios nendega, „kes peavad taevasfääri paigal-seisvaks ja panevad Maa pöörlema oma telje ümber läänest itta ja tegema ühe pöörde ööpäevas“. Tema arvates on selline arvamus rumal, sest peenim aine tehakse liikumatuks, aga kõige raskem ja tardunud aine pannakse kiiresti pöörlema, lisaks peaksid pöörleva Maa korral kõik kehad, mis pole temaga kindlalt seotud (pilved, ülesvisatud kivid), liikuma vastassuunas Maa pöörlemisele.

Ptolemaiose peamiseks saavutuseks on Apolloniose epitsüklite teooria täiustamine ja lihtsustamine. Ta lisas kaks olulist eeldust:

1) Maa paikneb planeedi kandva ringjoone (deferendi) suhtes eks-tsentriliselt ( Hipparchos väitis seda ainult Päikese orbiidi kohta);

2) planeedi epitsükli tsenter liigub ühtlaselt mitte kandva ringjoone tsentri ega ka Maa suhtes, vaid teatud abipunkti (punctum aequans) suhtes. Viimane paikneb kandva ringjoone samal diameetril, kus Maa, ja selle tsentri suhtes Maaga sümmeetriliselt. Nii õnnestus tal hästi imiteerida mõlemat Kepleri seadust, neid tegelikult tundmata.

Teooria hea kooskõla vaatlustega seletub paljuski sellega, et pla-neetide elliptilised orbiidid erinevad vähe ringjoontest. Erandiks on Merkuur, mis asub taevasfääril Päikese lähedal ja on visuaalselt halvasti jälgitav, ning Pluuto, mida tol ajal ei tuntud (ja mis ei olegi palja silmaga vaadeldav). Oma astronoomilistes arvutustes kasutas Ptolemaios järjekindlalt trigonomeetria elemente ja koostas ühe esimestest siinuste tabelitest (vt. p. 2). Tema tähekataloogis on 1022 tähte, kuigi enamik tähtede koordinaate on üle võetud Hipparcho-selt. Ta hindas ka kuuepallises skaalas tähtede heledusi ja lisas mõne tähe värvuse hinnangu.

Tuleb märkida, et Ptolemaiosel, nagu antiikajal üldse, puudus üldine arusaam kiirusest kui ajaühikus läbitud teest, sest antiik-matemaatikas ei peetud võimalikuks jagada erinimelisi suurusi, nagu tee pikkust s ja aega t. Kiirust võis hinnata vaid, kui võrrelda mingis ajavahemikus läbitud teepikkusi, s.t. kasutades seost v₁/v₂ = s₁/s₂, eeldusel, et t₁=t₂.

Antiikastronoomia eeldas korralikku nurkade mõõtmise tehni-kat. Babülooniast ja Egiptusest pärines täisringi jaotamine 360 osaks. Juba Pythagoras tundis lihtsat parallaktilist joonlauda ehk kraadikeppi – nihutatava ristpulgaga varustatud gradueeritud joon-lauda. Heron (vt. p. 4) kirjeldas hoopis mugavamat mõõteriista, dioptrit, mis koosnes liikumatust välimisest kraadijaotusega ringist ja pööratavast sisemisest viseerimisseadmest. Ptolemaios kirjeldas ja kasutas ise astrolaabi, kahest või kolmest dioptri tüüpi riistast koostatud seadet taevakehade ekliptiliste ja ekvatoriaalsete koordi-naatide määramiseks. Mõnedel andmetel tunti analoogilist riista, armillaarsfääri, juba 3. sajandil e.m.a.