Sistema ticonico

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Schema del sistema ticonico. Gli oggetti su orbite blu (la Luna e il Sole) ruotano attorno alla Terra, mentre gli oggetti su orbite arancioni (Mercurio, Venere, Marte, Giove e Saturno) orbitano attorno al Sole; il tutto è circondato dalla sfera delle stelle fisse.

Il sistema ticonico (o ticoniano) fu un modello del sistema solare sviluppato nella seconda metà del XVI secolo dall'astronomo danese Tycho Brahe, che creò nuova strumentazione astronomica e fece le osservazioni più accurate mai fatte prima dell'invenzione del telescopio. Col suo sistema Tycho intendeva unire i "benefici matematici" del sistema eliocentrico copernicano e le esigenze filosofiche e "fisiche" del sistema geocentrico aristotelico-tolemaico.

Caratteristiche[modifica | modifica wikitesto]

Si tratta fondamentalmente di una commistione tra il modello geocentrico e il modello eliocentrico. La Terra è collocata immobile al centro dell'Universo; attorno ad essa orbitano la Luna e il Sole, intorno a cui orbitano gli altri cinque pianeti allora conosciuti (Mercurio, Venere, Marte, Giove e Saturno).

Il sistema ticonico presuppone un sostanziale abbandono della fisica aristotelica e tolemaica, come appare ad esempio dall'intersezione dei deferenti di Marte e del Sole (si veda il diagramma), in contrasto con la nozione che i pianeti fossero disposti su sfere concentriche rigide. Tycho e i suoi seguaci fecero rivivere l'antica filosofia naturale stoica, in quanto essa ipotizzava cieli fluidi, che potessero accettare orbite intersecantesi.

Si osservi che Tycho escludeva anche la rotazione terrestre, ma la maggior parte degli astronomi, che adottarono modelli analoghi prima di lui (Eraclide, Capella, ecc.) o dopo (ancora nel sedicesimo secolo Ursus e Roslin e nel secolo successivo molti altri), preferirono accettare la rotazione terrestre ed escludere la rotazione del firmamento. Il modello esatto di Tycho si dice geo-statico, gli altri geo-rotazionali o semi-ticonici.

Il sistema ticonico è perfettamente equivalente al sistema copernicano per quanto riguarda l'osservazione dei moti relativi della Terra, del Sole e dei pianeti. I due sistemi, infatti, descrivono uno stesso sistema fisico osservato da due diversi sistemi di riferimento in moto relativo fra loro. Anche dal punto di vista della meccanica i due sistemi possono essere riconciliati in base al Principio di relatività generale del moto introdotto da Albert Einstein. I due sistemi, invece, differiscono fra loro per quanto riguarda l'osservazione della parallasse delle stelle e dell'aberrazione della luce, a meno di ipotizzare che anche le stelle si muovano solidalmente col Sole.

Precursori del modello ticonico[modifica | modifica wikitesto]

Il sistema di Marziano Capella

Il sistema ticonico fu parzialmente prefigurato da Marziano Capella (IV – V secolo), che nel suo trattato descrisse un sistema in cui Mercurio e Venere ruotavano attorno al Sole, il quale a sua volta orbitava intorno alla Terra, attorno alla quale orbitavano anche i pianeti esterni. L'idea, in realtà, sembra essere già stata proposta quasi otto secoli prima da Eraclide Pontico.

Niccolò Copernico, che citò la teoria di Capella, il cui trattato era diffusissimo nel medioevo, menzionò la possibilità di un'estensione in cui anche i tre pianeti esterni fossero in orbita attorno al Sole.[1] Questa idea era già stata anticipata alla fine del XV secolo da Nilakantha Somayaji, matematico e astronomo della Scuola del Kerala in India. Egli aveva ipotizzato un sistema geo-eliocentrico in cui tutti i pianeti orbitavano intorno al Sole, che a sua volta ruotava attorno alla Terra.[2][3][4]

Mentre un collegamento fra Tycho e astronomi indiani è improbabile, l'astronomo danese potrebbe essere stato ispirato, oltre che da Copernico, anche da Paul Wittich, matematico ed astronomo della Slesia (1546-1586), propositore del modello di Capella;[5].

Fortuna del modello[modifica | modifica wikitesto]

Il sistema ticonico in una stampa del XVII secolo.

Dopo le osservazioni di Galileo Galilei delle fasi di Venere nel 1610, la maggior parte degli astronomi fu costretta ad abbandonare il sistema tolemaico, optando inizialmente per quello ticonico o sue varianti. Un esempio di queste varianti è il sistema di Giovanni Battista Riccioli, che sostenne che Marte ruotava attorno al Sole come Venere e Mercurio, ma mantenne che Giove e Saturno ruotassero attorno alla Terra [6].

Alcuni gesuiti come Clavius, Christoph Grienberger, Christoph Scheiner e Odo van Maelcote, che furono in stretto contatto con Galileo, furono efficaci promotori del modello ticonico anche all'interno della Chiesa Cattolica, che lo "adottò" nel periodo tra il 1611 e il 1620.[7]

Il sistema di Tycho (nella versione geo-rotazionale) fu largamente[senza fonte] diffuso da un libro scritto da Longomontano, un suo ex-collaboratore a Uraniborg. Il suo libro, Astronomia Danica, che venne pubblicato nel 1622 e ristampato nel 1640 e ancora nel 1663, presentava in modo completo e definitivo i dati e le teorie di Tycho, morto improvvisamente nel 1601.

Il sistema ticonico risultava filosoficamente più intuitivo di quello Copernicano, perché rafforzava il diffuso concetto che riteneva il Sole e i pianeti mobili, e la Terra ferma in accordo con l'esperienza immediata. In aggiunta, il sistema Copernicano era stato confutato da Tycho Brahe in modo convincente per gli avversari del copernicanesimo. Egli osservò che il moto eventuale della Terra attorno al Sole dovrebbe essere rivelato dalla possibilità di osservare la parallasse stellare, che, invece, non poté essere rilevata fino al diciottesimo secolo, a motivo delle carenze strumentali dell'epoca.

Inoltre, di fronte all'argomento che le stelle potessero essere troppo distanti perché se ne potesse percepire lo spostamento apparente, Tycho cercò di misurarne il diametro angolare. Ottenne però dei dati spuri che, uniti all'informazione della minima distanza perché la parallasse non fosse rilevabile, conducevano a stimare che le stelle avessero, in un universo eliocentrico, dimensioni enormemente superiori a quella del Sole - conclusione che appariva assurda. Questo argomento fu ripreso successivamente da Simon Marius e Giovanni Riccioli; quest'ultimo sviluppò una metodologia per la misura del diametro stellare attraverso l'uso del telescopio da cui dedusse che nei sistemi eliocentrici le stelle sarebbero dovute essere grandi almeno quanto l'orbita terrestre. Ad indurlo in errore fu un'illusione ottica che si manifesta osservando una stella al telescopio, indicata successivamente come disco di Airy, dal nome dell'astronomo che la identificò nel XIX secolo[8], questa illusione venne riconosciuta da Galileo e qualitativamente descritta nel Sidereus Nuncius [9]

Un consenso del sistema ticonico, rimase per una certa parte degli studiosi, dal tardo sedicesimo e fino all'inizio del diciottesimo secolo specialmente nei paesi cattolici, appoggiato in questo da una copiosa produzione di testi favorevoli al sistema ticonico scritti da gesuiti, che lo diffusero sino in Cina, tra questi studiosi Ignace Pardes che nel 1691 affermava che fosse sempre il sistema più comunemente accettato e Francesco Blanchinus che nel 1728, ripete' la medesima affermazione Si trattò, tuttavia, di un'adesione sempre meno convinta e motivata soprattutto da ragioni di principio. [10] [11]. Accettazione, come alternativa preferibile al copernicanesimo, dovuta al fatto che soddisfaceva la necessita' (per chi seguiva il magistero cattolico, come avveniva nell'area italiana e belga) di una sintesi accettabile tra religione e moderne osservazioni, viceversa nelle regioni protestanti come Germania. Olanda e Inghilterra , il sistema ticonico scomparve dalla letteratura ben prima [12] [13] e perse il consenso man mano che si sviluppava la conoscenza della dinamica. La pubblicazione dei Discorsi e dimostrazioni matematiche intorno a due nuove scienze attinenti la meccanica e i moti locali (Galileo 1638) pose le basi per rendere accettabile a tutti il fatto che la Terra potesse veramente muoversi a grandissima velocità nello spazio senza che ne seguissero sconvolgimenti apocalittici sulla superficie terrestre.

Le scoperte dell'aberrazione della luce stellare da parte di James Bradley (1729) e della parallasse stellare da parte dell'astronomo pontificio Eustachio Manfredi (1730) confermarono quelli studiosi che ancora non avevano accetto il modello eliocentrico, che la Terra si muove intorno al Sole; dopo di ciò il sistema di Tycho cadde definitivamente in disuso presso gli scienziati.


Il modello neo-ticonico[modifica | modifica wikitesto]

Dopo la morte di Tycho nel 1601, Keplero usò le osservazioni dello stesso Tycho per dimostrare che le orbite dei pianeti sono ellissi e non cerchi. Egli inserì questa scoperta nel sistema detto eliocentrico o copernicano. Nulla vietava, però, che lo stesso miglioramento fosse inserito nel sistema ticonico e, infatti, l'astronomo francese Jean-Baptiste Morin pubblicò nel 1650 una versione semplificata delle Tavole Rudolfine, ottenuta con un modello ticonico ad orbite ellittiche.[14]

Nell'era moderna, i pochi che ancora sostengono il geocentrismo usano il sistema ticonico con orbite ellittiche e utilizzano l'esperimento di Michelson e Morley come prova che la Terra è immobile.

In questa teoria occorre credere che, oltre ai pianeti (escluso il Sole), anche le stelle ruotino attorno al Sole e contemporaneamente il Sole ruoti intorno alla Terra. Tycho credeva che le stelle ruotassero attorno alla Terra, ma se fosse esattamente così non esisterebbe la parallasse stellare, che all'epoca di Tycho non era stata ancora scoperta. Se però le stelle ruotassero attorno al Sole la parallasse del sistema geocentrico combacerebbe perfettamente con quella del sistema eliocentrico. Questo viene definito "modello Neo-Ticonico".[15]

Modello ticonico e modello tolemaico[modifica | modifica wikitesto]

Il modello ticonico e la sua equivalenza col modello copernicano permettono di comprendere meglio in quale modo il modello tolemaico potesse descrivere correttamente il moto dei pianeti. Se, infatti, nel modello tolemaico si assegnano al deferente o all'epiciclo il raggio e il periodo dell'orbita solare e all'altro circolo i parametri del moto planetario attorno al Sole si ottiene proprio il sistema ticonico[16]

La combinazione deferente/epiciclo, inoltre, può descrivere correttamente orbite ellittiche. Sommando, infatti l'equazione dei due cerchi in forma parametrica si ottiene l'equazione parametrica di un'ellisse il cui semiasse maggiore è la somma dei due raggi mentre il semiasse minore ne è la differenza (cfr. la voce epiciclo e deferente). L'eccentricità, già rilevata da Apollonio di Perga e da Tolomeo, richiede di spostare la Terra in uno dei fuochi, collocazione equivalente nel sistema ticonico alla collocazione kepleriana del Sole in un fuoco. Infine la collocazione del centro del cerchio deferente a metà strada fra la posizione della Terra e quella del punto equante [17] rispecchia il fatto che il centro dell'ellisse si trova proprio a metà distanza fra i due fuochi. Le prime due leggi di Keplero, quindi, sono contenute nello schema tolemaico pur di sceglierne adeguatamente i parametri.

Note[modifica | modifica wikitesto]

  1. ^ Nicholas Copernicus
  2. ^ Ramasubramanian, K. (1994), "Modification of the earlier Indian planetary theory by the Kerala astronomers (c. 1500 AD) and the implied heliocentric picture of planetary motion", Current Science 66: 784-90
  3. ^ Joseph, George G. (2000), The Crest of the Peacock: Non-European Roots of Mathematics, p. 408, Princeton University Press, ISBN 978-0-691-00659-8
  4. ^ K. Ramasubramanian, Model of planetary motion in the works of Kerala astronomers in Bulletin of the Astronomical Society of India, vol. 26, pp. 11–31 [23–4]. URL consultato il 5 marzo 2010.
  5. ^ Owen Gingerich, The Book Nobody Read: Chasing the Revolutions of Nicolaus Copernicus, Penguin, ISBN 0143034766
  6. ^ Astronomo Gesuita, che nel suo Almagestum Novum (1651) compilò le conoscenze astronomiche del suo tempo, discutendo fra l'altro 126 argomentazioni pro o contro il copernicanesimo.
  7. ^ Isabelle Pantin (1999), "New Philosophy and Old Prejudices: Aspects of the Reception of Copernicanism in a Divided Europe", Stud. Hist. Phil. Sci. 30: 237–262, p.247
  8. ^ Christopher M. Graney, The Telescope Against Copernicus: Star Observations by Riccioli Supporting a Geometric Universe in Journal for the History of Astronomy, vol. 41, nº 4, 2010, pp. 453-466. URL consultato il 23 novembre 2014.
  9. ^ Sidereous nuncius: ... gli astri, quando si guardano a occhio nudo, non ci appaiono secondo la lor semplice e nuda (per così dire) grandezza, ma irradiati da certi fulgori e come chiomati da raggi splendenti, soprattutto quando la notte è più fonda; per questo paiono assai maggiori che se fossero privi di quei crini acquisiti: perché l'angolo visuale è determinato non dal vero corpuscolo della stella ma da uno splendore largamente diffuso intorno ad essa . Traduzione italiana di Luisa Lanzillotta Sidereus Nuncius e-book
  10. ^ Vedi pag 41-43 page 41 in Christine Schofield, The Tychonic and Semi-Tychonic World Systems
  11. ^ pages 33-44 in R Taton & C Wilson (eds) (1989), The General History of Astronomy, Vol.2A.
  12. ^ "vanished from the literature much earlier" vedi page 43 in Christine Schofield, The Tychonic and Semi-Tychonic World Systems
  13. ^ pag 33-44 in R Taton & C Wilson (eds) (1989), The General History of Astronomy, Vol.2A.
  14. ^ Taton & Wilson (1989, pp. 42, 50, 166).
  15. ^ R. Sungenis-Holger Dambeck, Interview on Geocentrism on Der Spiegel,p.1,http://www.galileowaswrong.com/galileowaswrong/features/1.pdf
  16. ^ L'assegnazione dei due moti a deferente o a epiciclo è indifferente. Tuttavia per ottenere che il raggio dell'epiciclo sia inferiore a quello del deferente il moto solare viene fatto corrispondere al deferente dei pianeti interni e all'epiciclo dei pianeti esterni. Cfr. Eccentrics, deferents, epicycles and equants (Mathpages)
  17. ^ Almagesto, X, 6. Cfr. 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. p.1088.

Bibliografia[modifica | modifica wikitesto]

  • (EN) George Forbes, History of Astronomy, e-book dal Progetto Gutenberg, Londra, Watts & Co., 1909.
  • Giorgio Abetti, Storia dell'astronomia, Firenze, Vallecchi, 1963.
  • (EN) Albrecht Unsöld, The New Cosmos, New York, Springer-Verlag, 1969.
  • (EN) Robert Burnham, Jr., Burnham's Celestial Handbook: Volume Two, New York, Dover Publications, Inc., 1978.
  • (EN) Albert Van Helden, Measuring the Universe: Cosmic Dimensions from Aristarchus to Halley, University of Chicago Press, 1985, ISBN 0-226-84882-5.
  • Jean-Pierre Verdet, Storia dell'astronomia, Milano, Longanesi, 1995, ISBN 88-304-1324-0.
  • Giovanni Godoli Sfere armoniche. Storia dell'astronomia, 1993, Utet libreria, EAN 9788877502278.
  • Mario Rigutti, Storia dell'astronomia occidentale, Giunti Editore, 1999, EAN 788809014237.
  • (EN) Paul Murdin, Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics, Bristol, Institute of Physics Publishing, 2000, ISBN 0-12-226690-0.
  • AA.VV, L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia, Novara, De Agostini, 2002.
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  • W. Owen, et al, Atlante illustrato dell'Universo, Milano, Il Viaggiatore, 2006, ISBN 88-365-3679-4.
  • M. Rees, Universo. Dal big bang alla nascita dei pianeti. Dal sistema solare alle galassie più remote, Milano, Mondadori Electa, 2006, p. 512.
  • (EN) Thomas T. Arny, Explorations: An Introduction to Astronomy, 3ª ed., Boston, McGraw-Hill, 2007, ISBN 0-07-321369-1.

Voci correlate[modifica | modifica wikitesto]

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