L’astronomia precopernicana

1. L’astronomia precopernicana

2. 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.

3. 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

5. Fenomeniannuali: 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

6. Il globo celeste

7. 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

8. 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.

9. 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

10. 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. 

11. 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

12. Teoria degli epicicli

13. 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

14. 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

15. 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

17. 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.