Equante

Da Wikipedia, l'enciclopedia libera.
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, ma in opposizione rispetto alla Terra, è l'equante.

Nell'astronomia planetaria l'equante (in latino punctum aequans) è un ipotetico punto posto sulla linea degli apsidi di un pianeta caratterizzato dal fatto che la velocità angolare del pianeta misurata dal punto equante è costante nel tempo.

Nella storia dell'astronomia il metodo dell'equante è un metodo sviluppato nel II secolo d.C. da Claudio Tolomeo per descrivere matematicamente la velocità con cui i pianeti percorrono la loro orbita. L'introduzione di questa correzione è il principale contributo di Tolomeo alla descrizione dei moti planetari. In particolare il metodo compare per la prima volta nel V libro dell'Almagesto, dove è utilizzato per migliorare il modello dell'orbita lunare proposto da Ipparco[1]. Secondo Dennis Duke, tuttavia, il metodo di Tolomeo potrebbe essere solo un perfezionamento del "metodo dell'equante concentrico", presente in testi indiani del V-VII secolo d.C., ma forse merito di un astronomo greco posteriore ad Ipparco e precedente Tolomeo.


Storia[modifica | modifica wikitesto]

Secondo l'impostazione dell'universo geocentrico immaginata da Eudosso prima e Aristotele poi i corpi celesti dovevano compiere con velocità uniforme orbite circolari che mal si conciliavano con l'osservazione pratica. Il sistema geocentrico aristotelico, infatti, non poteva spiegare né la variazione di luminosità dei pianeti, dovuta alla variazione di distanza dalla Terra, né la variabilità della velocità angolare con cui il Sole e i pianeti sembravano percorrere l'eclittica. L'ipotesi che il centro del deferente fosse diverso dal centro della Terra (metodo dell'eccentrico) e l'introduzione del sistema deferente/epiciclo da parte di Apollonio di Perga e di Ipparco resero variabile la distanza dei pianeti dalla Terra; il secondo problema fu risolto da Tolomeo con l'introduzione dell'equante.

Prima di Tolomeo si era ipotizzato che il moto del Sole/pianeta lungo il deferente fosse circolare uniforme e apparisse non uniforme dalla Terra solo a causa della posizione eccentrica di quest'ultima. Tolomeo, però, si accorse che l'eccentricità necessaria perché il moto attorno al deferente risultasse uniforme avrebbe condotto a valutazioni erronee dei moti retrogradi dei pianeti. Probabilmente egli misurò la velocità angolare di Marte agli apsidi (il perielio e l'afelio), quando essa raggiunge rispettivamente il valore massimo e minimo, e verificò che le due velocità sarebbero apparse uguali (da ciò il nome "equante") solo da un punto diametralmente opposto alla Terra rispetto al centro del deferente.[2]

In testi indiani successivi compare una versione semplificata del metodo dell'equante, detto "metodo concentrico dell'equante". In questo metodo, anch'esso probabilmente di origine greca, la Terra è localizzata nel centro del deferente e solo il centro del moto circolare uniforme (punto equante) è eccentrico.

Note[modifica | modifica wikitesto]

  1. ^ Dennis Duke, An Interesting Property of the Equant, DIO, Dicembre 2008, p. 33
  2. ^ James Evans, On the function and the probable origin of Ptolemy's equant in Am J Phys, vol. 52, nº 12, 18 aprile 1984, pp. 1080–1089, DOI:10.1119/1.13764. URL consultato il 29 agosto 2014.. In particolare p. 1088

Collegamenti esterni[modifica | modifica wikitesto]

astronomia Portale Astronomia: accedi alle voci di Wikipedia che trattano di astronomia e astrofisica