Scritti sulla storia della astronomia antica - Volume II/XI. - Origine del sistema planetario eliocentrico presso i Greci/II. - Il corso dei pianeti superiori
 |
Questo testo è completo. | |
ii. il corso dei pianeti superiori.
5. Mentre Eraclide Pontico meditava nuove idee circa il sistema del mondo, fra i matematici ed i filosofi ardeva una disputa intorno a certe difficoltà inerenti all’ipotesi delle sfere omocentriche di Eudosso, adottata da Aristotele e dalla sua scuola, come sopra fu detto. Di tali difficoltà la più formidabile era questa: che nell’ipotesi delle sfere omocentriche, ogni astro essendo condotto sopra una superficie sferica concentrica alla Terra, la sua distanza da questa ed il suo splendore (secondo le idee di quel tempo) avrebbero dovuto rimanere assolutamente invariabili; mentre invece dalle osservazioni lo splendore dei pianeti risultava molto diverso in diversi tempi, specialmente per Marte e per Venere1. Già a Polemarco, che aveva imparato il sistema omoceutrico dalla voce stessa di Eudosso, questo fatto non era interamente sconosciuto; e neppure era sconosciuto ad Aristotele, il quale ne discorreva nei suoi Problemi fisici, oggi perduti. Se ed in qual modo eludessero la difficoltà, non è più possibile congetturare. Ancora molto tempo dopo si continuò a disputare su questo argomento; si cita in proposito il matematico Aristotero (maestro di Arato poeta), contro il quale scrisse di ciò una dissertazione un altro matematico più noto, Autolico di Pitane; e sembra che il tentativo di quest’ultimo per sciogliere la difficoltà non fosse molto felice. L’impossibilità di spiegare colle ipotesi d’Eudosso la variazione dello splendore apparente di alcuni pianeti fu la causa principale, per cui in progresso di tempo quelle ipotesi furono abbandonate dagli stessi Peripatetici, i quali da principio le avevano con tanto favore adottate. Dalla difficoltà concernente il moto e io splendore di Venere, ebbe origine, come già si è accennato, l’ipotesi di Eraelide Politico sul moto eliocentrico dei pianeti inferiori; dalle difficoltà concernenti il moto e lo splendore di Marte ebbero origine analoghe indagini per i pianeti superiori. Le grandi variazioni dello splendore
apparente di quel pianeta, già bene note agli osservatori di quel tempo, erano da loro interpretate come indizio sicuro di corrispondenti variazioni nella distanza del pianeta dalla Terra; ed in questo senso erano considerate come un argomento capitale contro l’ipotesi omocentrica, secondo che narrava Eudemo2.
6. A chi segue con qualche continuità le apparenze di Marte per un certo numero d’anni, tosto risulta evidente che le epoche del massimo splendore coincidono con quelle delle opposizioni, corrispondono cioè sempre a quei tempi, in cui esso pianeta occupa nello Zodiaco il luogo opposto a quello del Mole. E facile è concludere, che il punto dell’orbita più vicino alla Terra è ogni volta quello, che si trova in direzione opposta al Sole.
Per chi voleva adunque rappresentare (secondo il concetto fin allora invariabilmente mantenuto dagli astronomi e dai fisici) il moto di Marte con un giro circolare ed uniforme, la prima conseguenza era questa: che il centro di tale moto circolare doveva essere collocato fuori della Terra. Così per la prima volta nelle speculazioni cosmografiche fu introdotto il concetto dell’eccentrico. Sia T la Terra fissa nel centro del mondo, e sia il circolo QR un tale eccentrico, di cui il centro sia in O. Conducendo per T ed O il diametro QR, manifestamente il punto Q sarà, quello che corrisponde alla minima distanza dalla Terra, od al perigeo. Dunque nelle opposizioni Marte si troverà in Q; il Sole sarà nella direzione opposta, cioè in qualche parte della linea TR. Ora, se le opposizioni avessero sempre luogo nella stessa parte dello Zodiaco, cioè nella stessa direzione costante l’Q, questa ipotesi basterebbe a spiegare le variazioni dello splendore. Ma le opposizioni di Marte possono accadere in tutti i luoghi dello Zodiaco. Se ne deve concludere, che la direzione della minima distanza TQ non è costante, cioè che il diametro RQ dell’eccentrico si muove intorno al punto fisso T, in modo però che il punto perigeo Q rimanga sempre opposto al Sole. Noi dovremo ammettere pertanto, che il punto Q dell’opposizione circoli intorno a T nello spazio di un anno lungo l’eclittica secondo l’ordine diretto dei segni. Insieme dovrà girare intorno a T il centro O dell’eccentrico anche in un anno, per modo che da noi sia veduto perennemente nella direzione del Sole: e col centro O dovremo supporre che giri intorno a T tutto l’eccentrico, quasi fosse un disco materiale fissato intorno a T come cardine. Quando dopo tre mesi il centro O sarà passato in O’ ed avrà descritto un quarto di circonferenza, Q sarà passato in Q’; R in R’; e tutto l’eccentrico avrà preso la posizione rappresentata dal circolo Q’R’.
Ora, se poniamo che Marte percorra l’eccentrico con moto uniforme secondo l’ordine inverso dei segni3 impiegando nei suoi ritorni (da un apogeo all’apogeo consecutivo, e da un perigeo al perigeo consecutivo) un tempo uguale al periodo della sua rivoluzione sinodica; è manifesto, che il pianeta farà lo sue opposizioni nei tempi e nei luoghi voluti, e che in tali opposizioni avrà anche luogo il suo massimo splendore. Inoltre (e questo è il punto più importante) se il rapporto della distanza TO (o dell’eccentricità) al raggio OR dell’eccentrico sarà stato scelto a dovere, si spiegheranno, in un colle variazioni di splendore, anche i movimenti irregolari del pianeta, le sue retrogradazioni; il che manifestamente sarebbe stato impossibile mantenendo l’eccentro in posizione fissa.
Una questione importante allora si presentò. La rappresentazione dei movimenti e degli splendori di Marte dipendeva unicamente dal rapporto del raggio dell’eccentrico alla sua eccentricità. Dalle osservazioni pertanto si poteva dedurre il rapporto di queste linee, ma non la loro lunghezza assoluta. Si sapeva che il centro O dell’eccentrico doveva giacere costantemente nella direzione del Sole; restava a dire, a quale distanza. Ma la soluzione di tal quesito non poteva esser dubbia per un fisico. Non potendosi ammettere nel mondo circolazioni intorno a punti ideali, tutto indicava che il centro dell’eccentrico e del giro sinodico di Marte dovesse porsi nel Sole medesimo, il quale già da Eraclide era supposto centro ai giri sinodici di Mercurio e di Venere. Era insomma una semplice estensione del sistema di Eraclide Pontino; Marte diventava anch’esso satellite del Sole, la sua circolazione secondaria essendo rappresentata dal suo moto sull’eccentrico.
7. L’autore di questa grande scoperta, chiunque sia stato, non dovette tardare ad applicarla anche a Qiove ed a Saturno, estendendo così a tutti i pianeti la disposizione che Eraclide Pontico assegnava alle orbite dei pianeti inferiori. Tutti diventarono satelliti del Sole, descrivendo intorno ad esso le loro orbite secondarie, nel periodo delle rispettive rivoluzioni sinodiche; il Sole, centro comune a tutti, portava in giro intorno alla Terra sè medesimo e quelle orbite, con periodo d’un anno. Al di sotto, la Luna conservava la sua orbita geocentrica indipendente da tutti gli altri corpi celesti. Come si vede, è questo il sistema, che fu poi chiamato ticonico, dal nome dell’illustre astronomo che lo inventò una seconda volta.
Del primo autore di tali importanti deduzioni non è conosciuto il nome con certezza, ma solo il tempo. Si può dire ohe fu coetaneo di Eraclide; e non senza qualche apparenza di vero si potrebbe congetturare, che sia stato Eraclide stesso. Ma se anche Eraclide non inventò il sistema di Ticone, certo lo conobbe, e molto probabilmente lo adottò, aggiungendovi di suo l’ipotesi della rotazione terrestre, di che avremo la notizia da Eraclide stesso. Prima però di passare alle prove storiche di queste affermazioni, sarà necessario premettere alcune notizie dirette a portare qualche luce in tutta questa materia ancora abbastanza oscura.
- ↑ Vedi su questo l’esposizione di Sosigene peripatetico presso Simplicio nel Comm. De Cælo, nell’edizione di Heiberg, pp. 504-505. I fatti riferiti da Sosigene si fondano sopra l’autorità di Eudemo, che scrisse una Storia dell’astronomia e fu un poco più giovane di Aristotele.
- ↑ Quando Marte arriva al massimo splendore, brilla più che tutte le stelle di prima grandezza. Quando s’immerge nel crepuscolo vespertino, od emerge dal crepuscolo mattutino, appare come una stella di 3a 4a grandezza. Il rapporto della massima alla minima luce nelle opposizioni e nelle congiunzioni medie è di 24:1. Ma nelle così dette grandi opposizioni Marte tanto si accosta alla Terra, da superare anche lo splendore di Giove; allora è, dopo Venere, la più fulgida stella del cielo.
- ↑ Anche qui deve intendersi che, secondo l’uso costante degli antichi, il moto di circolazione di Marte sull’eccentrico sia riferito non ad zine fissa nello Zodiaco, quale sarebbe il primo punto d’Ariete; ma all’apogeo mobile dell’eccentrico, considerato come origine a partire da cui si conia sull’eccentrico l’argomento dell’anomalia in senso opposto all’ordine dei segni.