L’astronomia precopernicana
L'uomo fin dall'antichità ha
guardato il cielo;
questo gli è apparso come una grande
sfera su cui erano incastonate le
stelle di varia luminosità. Questa
sfera è la cosiddetta sfera celeste.
Fenomeni noti fin
dall’antichità
Fenomeni diurni
Il Sole sorge al mattino a levante, tramonta la sera a ponente e
nel frattempo si ha il giorno. Dalla sera al mattino si ha la notte
e allora si vedono sorgere gli astri a levante e tramontare a
ponente.Poiché non si ha alcun punto di confronto fuori del
Sole e degli astri come elemento di giudizio per stabilire che
siamo noi a essere tratti in direzione opposta, è naturale
supporre che siamo noi a essere fermi e gli astri a muoversi
•
•
Fenomeni annuali: il più notevole è lo spostamento da
ovest verso est del Sole tra le stelle fisse, in direzione
opposta alla sua rivoluzione diurna
Se le stelle sono fisse nella volta celeste è evidente che
il Sole si muova da ovest a est, e se si traccia la sua
posizione su una mappa si ottiene una curva regolare
che si chiude su se stessa a fine anno
•
•
Questa curva è detta eclittica e le costellazioni che
attraversa il Sole sono divise in dodici gruppi noti
come i segni dello Zodiaco
Anche i pianeti si muovono allo stesso modo
Il globo celeste
PRIMA
INEGUAGLIANZA
Il moto del Sole, della Luna e dei cinque pianeti visibili
a occhio nudo (Saturno, Giove, Marte, Mercurio e
Venere) sono irregolari: non sembrano muoversi alla
stessa velocità. Per esempio: il Sole impiega 187
giorni per passare dall’equinozio di primavera a quello
autunnale, mentre ne impiega circa 178 per passare
da quello autunnale a quello primaverile
Seconda
ineguaglianza
•
La prima ineguaglianza è comune al Sole e ai pianeti. Ma i pianeti ne
hanno una seconda
•
Il moto normale dei pianeti da ovest a est è di tanto in tanto
interrotto da brevi tratti di moto verso ovest, detto moto
retrogrado.
•
•
Le traiettorie dei pianeti presentano delle specie di cappi e
cuspidi, uno per ogni anno
Questa irregolarità, legata al periodo di rivoluzione del Sole intorno
alla Terra, è la seconda ineguaglianza da spiegare.
Il dogma della
circolarità
Gli antichi non consideravano questa apparente irregolarità
come un’indicazione che il Sole e i pianeti si muovessero di
moto non uniforme. Per gli antichi era fuori discussione che
il moto delle sfere celesti era perfetto, vale a dire regolare
e uniforme. Lo scopo di tutti gli astronomi (inclusi
Copernico e Galileo) fino a Keplero fu quello di ridurre i
moti apparentemente irregolari alla regolarità e alla
perfezione dei moti circolari
Il sistema delle sfere
•
•
•
Eudosso di Cnido (408-355 a.C.) fu il
primo a elaborare matematicamente un
sistema di sfere celesti.
Il sistema delle sfere cristalline non era
così semplice come comunemente si
crede.
Ci immaginiamo infatti, un semplice
sistema di sfere concentriche ordinate
(partendo dal centro): sfera della Luna,
sfera di Mercurio, di Venere, del Sole, di
Marte, di Giove, di Saturno e sfera delle
stelle fisse.
Il modello di Eudosso era molto più complesso:
soltanto le stelle fisse possedevano un'unica sfera. La Luna e il
Sole, ad esempio, possedevano ben tre sfere ciascuno legate tra
loro da vincoli di rotazione.
Le sfere di Eudosso
Teoria degli epicicli
L’Almagesto di Tolomeo
Tolomeo (II sec. d. C.), usando
tre espedienti matematici
(l’eccentrico, l’epiciclo e
l’equante), riesce a fornire un
coerente sistema
astronomico che dominerà
incontrastato il pensiero
occidentale per circa
quattordici secoli
Per la prima ineguaglianza Tolomeo
usò l’eccentrico
La Terra viene resa eccentrica, viene cioè
spostata fuori dal centro.La Terra non si
trova più in C, centro esatto del moto di
rivoluzione, ma in T, così che quando il
pianeta è più vicino alla Terra (perigeo),
appare più brillante e sembra muoversi
più velocemente, mentre quando è più
distante dalla Terra (all’apogeo) brilla
meno, appare più piccolo ed è più lento
L’equante
Il sistema epiciclo non era in grado di giustificare le variazioni apparenti dei
pianeti, che a volte sembrano rallentare e altre accelerare. Tolomeo escogitò
così l’equante: si immagini di registrare le posizioni di un pianeta a intervalli
uguali di tempo, per es. ogni 30 giorni, durante la rivoluzione annuale attorno
alla Terra, posta in C. Osserviamo che il pianeta ha percorso una distanza breve
AA’, una più lunga BB’ e una ancora maggiore CC’. Questi archi sono stati
coperti in 30 giorni, ma in diverse stagioni dell’anno. A un osservatore sulla
Terra, il pianeta sembra muoversi a velocità diverse, ma è possibile individuare
un punto T dal quale i tre archi sono sottesi da tre angoli identici. Si tratta di una
costruzione matematica che equalizza i moti, da cui il nome equante per il punto
T, che non è il centro di qualche rivoluzione, ma un utile artificio
•
L'immagine mostra in
modo schematico un
ipotetico pianeta in orbita
attorno alla Terra secondo
la concezione tolemaica.
La X rappresenta il centro
del sistema, l'orbita più
grande è il deferente,
quella più piccola l'epiciclo,
il punto nero vicino al
centro del sistema è
l'equante.