Equante

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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.

Nella storia dell'astronomia l'equante è, secondo un concetto sviluppato nel II secolo d.C. da Claudio Tolomeo, un ipotetico punto spostato rispetto al centro della Terra, indicato nell'immagine a fianco con il grande • : il Sole, ruotando attorno alla Terra (secondo il sistema Tolemaico), mantiene costante la sua velocità angolare rispetto all’equante.

Il metodo è simile a quello del deferente, introdotto sempre da Tolomeo per giustificare i moti dei pianeti.

Storia[modifica | modifica sorgente]

L'equante permetteva di mantenere ancora in vita l'impostazione dell'universo geocentrico immaginata da Eudosso prima e Aristotele poi. Secondo le idee del tempo i corpi celesti dovevano compiere orbite circolari che in realtà mal si conciliavano con l'osservazione pratica. Il sistema geocentrico infatti soffriva sia di errori sistematici tra calcoli e osservazione, sia della mancata spiegazione della variazione di luminosità dei pianeti, imputabile esclusivamente alla variazione di distanza dalla Terra.

Per ovviare a questi problemi Tolomeo indrodusse l'equante con cui si rendeva più "simile" l'orbita circolare a quella ellittica introdotta poi da Keplero. Con l'equante non solo si limitavano gli errori di calcolo, si spiegavano le variazioni di luminosità dei pianeti, ma soprattutto si riusciva a prevedere meglio il moto apparente nel cielo a forma di cappio (tipico dei pianeti).

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