Sono disseminati sopra una estensione larga tre volte circa la distanza che in media separa la Terra dal Sole; sono tutti piccolissimi e, tranne i principali, non superano in isplendore le stelle di 10a grandezza: soltanto uno di essi, Vesta è abbastanza grande da diventar qualche volta visibile all'occhio nudo, quando si trova nella sua maggior
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I primi quattro sono i galileiani; hanno tutti un diametro maggiore di quello della Luna, e per ciascuno di essi il seguente quadro numerico dà: la distanza dal centro di Giove espressa in raggi equatoriali di questo; la durata della rivoluzione intorno a Giove espressa in giorni, ore, minuti primi e secondi; il diametro espresso in chilometri, e in numeri ancora abbastanza incerti.
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Allorchè la Terra si trova nel punto E della sua orbita, il satellite N è per essa Terra nel suo passaggio; il satellite M sta, prima per essere occultato, poi per eclissarsi ed emergere dal cono d'ombra abbastanza lontano dal disco di Giove; il satellite O, sempre per la Terra in E, non è visibile, perchè eclissato ed. occultato nel medesimo tempo.
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Nello stato attuale della scienza tutte queste cose non si possono però ritenere abbastanza dimostrate; meteoriti e stelle cadenti sono certamente corpi cosmici, ma, se sieno o non una stessa cosa, rimane per il momento insoluto.
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Queste possono avere differenti ampiezze; alcune volte sono tali da eccedere le dimensioni dei maggiori continenti terrestri; in qualche rara occasione sono grandi abbastanza da essere vedute senza cannocchiale, cioè coll'occhio semplicemente protetto da un vetro convenientemente affumicato.
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si può concepire, le emanazioni del radio e dei corpi radio-attivi in generale aprono una nuova e feconda via anche alla Fisica solare, e permettono di tentare dell'energia termica del Sole una spiegazione nuova, abbastanza fondata, ma non ancora dai più accettata.
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I pianeti delle stelle, se esistono, difficilmente possono essere abbastanza illuminati dal loro corpo centrale per rendersi visibili a noi da così straordinarie distanze.
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La prima classe di variabili è quella delle stelle nuove; di esse or ora si trattò abbastanza a lungo nel paragrafo precedente.
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Questa agglomerazione gigantesca di stelle forma nel cielo un anello continuo, sebbene irregolare di densità e di forma; il Sole occupa nell'interno dell'anello una posizione abbastanza centrale; altre stelle son disseminate con minor frequenza al di fuori, nell’interno e da ambo i lati dell'anello.
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Per giudicare dell'importanza che hanno i diversi spettri stellari osservati, bisogna conoscere due fatti che nella Spettroscopia si ritengono abbastanza dimostrati ed indubitabili.
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Di questi sistemi doppii se ne conoscono oramai parecchie migliaia; però solamente in cinquecento o seicento. di essi il moto è abbastanza rapido, perchè lo si sia potuto accertare nei non molti decenni dacchè s'incominciò a studiarlo.
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Per qualche tempo le si son viste soltanto durante le eclissi totali di Sole, la loro luce non essendo abbastanza intensa per vincere la luce diurna diffusa nella nostra atmosfera.
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Parmi così abbastanza spiegata la diversità del cielo stellato in due epoche opposte dell’anno.
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Il lettore conosce ora abbastanza la Terra e i rapporti che essa, come pianeta, ha col Sole, poichè ne ha studiato il duplice movimento di rotazione e di rivoluzione, causa il primo per la quale ogni 24 ore si alternano il giorno e la notte, ragione il secondo per la quale ogni anno si succedono sempre nello stesso ordine le quattro stagioni.
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Ma si osserva in questo una cosa, che certamente sulla Terra non ha luogo: i contorni delle grandi macchie possono subire cioè leggiere mutazioni, piccole rispetto alle dimensioni delle macchie stesse, ma pur tuttavia abbastanza grandi per rendersi cospicue anche a noi. Anche questi contorni non sono sempre ugualmente ben definiti. Molte minutissime particolarità si vedono meglio in certe epoche, e meno bene in certe altre; e possono da un tempo all'altro anche variar d'aspetto e di forma, senza che tuttavia si possa concepire alcun dubbio sulla loro identità. E finalmente è da notare, che Marte ha un'atmosfera abbastanza densa, ed una propria meteorologia, come sarà spiegato più innanzi. Tutte queste variazioni annunziano un sistema grandioso di processi naturali, che conferisce allo studio di Marte un interesse molto più grande di quello che deriverebbe dal semplice studio topografico di una superficie immutabile ed inerte, come sembra esser quella della Luna. Insomma il pianeta non è un deserto di arido sasso; esso vive, e la sua vita si manifesta alla superficie con un insieme molto complicato di fenomeni, ed una parte di questi fenomeni si sviluppa su scala abbastanza grande per riuscire osservabile agli abitatori della Terra. Vi è in Marte un mondo intiero di cose nuove da studiare, eminentemente proprie a destare la curiosità degli osservatori e dei filosofi, le quali daranno da lavorare a molti telescopi per molti anni, e saranno un grande impulso al perfezionamento dell'Ottica. Tale è la varietà e la complicazione dei fenomeni, che soltanto uno studio completo e paziente potrà rischiarare le leggi secondo cui quelli si producono, e condurre a conclusioni sicure e definite sulla costituzione fisica di un mondo tanto analogo al nostro sotto certi rispetti, e pur sotto altri tanto diverso.
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Queste osservazioni del crescere e decrescere alterno delle nevi polari, abbastanza facili anche con cannocchiali di mediocre potenza, diventano molto più interessanti ed istruttive, quando se ne seguano assiduamente le vicende nei più minuti particolari, usando di strumenti maggiori. Si vede allora lo strato nevoso sfaldarsi successivamente agli orli; buchi neri e larghe fessure formarsi nel suo interno; grandi pezzi isolati, lunghi e larghi molte miglia staccarsi dalla massa principale, e sparire sciogliendosi poco dopo. Si vedono insomma presentarsi qui d'un colpo d'occhio quelle divisioni e quei movimenti
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In ogni clima e sotto ogni zona la sua atmosfera è quasi perpetuamente serena e trasparente abbastanza per lasciar riconoscere a qualunque momento i contorni dei mari e dei continenti, e per lo più anche le configurazioni minori. Non già che manchino vapori di un
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Ma il loro aspetto e il loro grado di visibilità sono assai variabili per tutte da un'opposizione ad un altra, anzi talvolta da una settimana all'altra; e tali variazioni non hanno luogo simultaneamente e con ugual legge per tutte, ma nel più dei casi succedono quasi a capriccio, od almeno secondo regole non abbastanza semplici per essere subito intese da noi.
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Esso è con ciò messo abbastanza sul limitare di questa vastissima scienza e ne avrà già da sè rilevata l’immensa portata, tutta nuova ed inaspettata.
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Lo spettro di questa stella pare a zone, ma non è stato ancora studiato abbastanza.
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In questi ultimi tempi la fisica perfezionata riuscì a trovare mezzi abbastanza delicati e indipendenti dalla distanza solare per definire la velocità della luce, e allora dalla cognizione di questa si potè argomentare la distanza del Sole mediante il tempo impiegato a percorrerla; vediamo di far comprendere quanto è possibile questi delicati procedimenti.
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Tuttavia le conclusioni sono abbastanza concordi con quelle di Herschel.
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Alcune sono fornite di uno o più satelliti luminosi, altre di satelliti oscuri, la cui esistenza è abbastanza provata dai fenomeni che presentano le loro fasi di luce e i loro movimenti.
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Il lettore che ama avere una guida abbastanza sicura sul valore praticamente adottato dagli astronomi per le stelle maggiori, può valersi delle grandezze indicate nel Catalogo delle stelle fondamentali di Greenwich dato nel capitolo precedente, pagina 17 e segg. I rimandi si riferiscono alle pagine dell'edizione cartacea nota per l'edizione elettronica Manuzio. . In quanto alle altre ricorra alle uranometrie di Argelander o di Heis: queste sono autorità riconosciute come competenti: ma siccome lo splendore di molte non è costante così è facile trovare molto differenze.
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Supponiamo il lettore abbastanza pratico delle nozioni di sfera e basti aver accennato qui queste cose.
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I prischi osservatori benchè sprovveduti d’ogni strumento di precisione, pure mediante il mezzo semplicissimo degli allineamenti presi o ad occhio semplice o traguardando col mezzo di un filo, stabilirono in modo abbastanza concludente la gran legge della loro invariabilità di posto; e riconobbero che solo alcune poche fra le più brillanti non erano fisse, onde dal loro errare furono dette pianeti. Queste furono studiate a parte e si fissarono le leggi le più elementari dei loro movimenti. Le tavole I, II, indicano in piccola scala i gruppi principali e più famosi stabiliti dall’antica convenzione; per uno studio più minuto si esigono carte maggiori. Il lettore potrà per tal uso consultare gli Atlanti di Bode, l’Uranometria di Argelander, l’atlante di Heis, le carte di Dorna, e le carte di Dien, ed altri autori.
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Sestini cercò di fissare e stabilire dietro apposite ricerche lo stato attuale del cielo sotto questo rispetto, e le sue classificazioni serviranno ai posteri di un termine di confronto abbastanza sicuro. Egli si servì di un prisma per rilevare le differenze della composizione della loro luce. Egli ripetè le sue osservazioni in America collo stesso strumento e concluse che il clima ha pochissima influenza sul risultato.
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È bene avvertire che in parecchie di questo tipo, come in Procione, α Aquila, α Vergine ecc. si scorgono molte righe fine abbastanza ben visibili, ai luoghi stessi dove appena si scorge traccia nelle altre: talchè queste sembrano esser casi di transizione da questo tipo al seguente, ma si sa che queste stelle sono leggermente variabili, e per ciò anche il tipo non ha sempre la stessa purezza.
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A poca distanza (forse 15'') dalla base del pennacchio la nebulosità è terminata abbastanza nettamente in tutta la sua larghezza, in linea retta press’ a poco parallela al moto diurno, dopo la quale il fondo è ad un tratto molto più oscuro; ma va poi riprendendo gradatamente di luce, a mano che si pronunzia le coda.
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II) è abbastanza esatta. La coda è assolutamente dritta secondo un circolo massimo ad eccezione della radice, dove essa è alquanto incurvata nel medesimo senso che la figura del 23 agosto, sebbene in grado molto minore (Questa curvatura non appare sul disegno abbastanza). La direzione iniziale della coda va alla stella ϑ Draconis. La coda conserva ancora tracce della divisione, ma lo spazio compreso fra i due rami è quasi altrettanto chiaro che i rami medesimi, ed in questo senso bisogna intendere emendato il disegno. Al di là della testa del Dragone l’estremità della coda è debolissima e visibile solo con fatica.
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Anche oggi la Cometa è abbastanza simmetrica: il lato australe è tuttavia più chiaro del boreale. La testa misura 18' nel senso trasversale, 14' nel senso longitudinale. La larghezza della coda alla radice misura 14'. Il getto è ben visibile, ed inclina ora dal lato australe (9h 50m). Veggasi l’ultima figura della Tav. V.
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Raccogliendo le estimazioni da me fatte sopra lo splendore apparente della testa, si ottiene una serie abbastanza regolare, la quale si trova nella seconda colonna della tabella qui sotto. Onde eliminare l'effetto degli errori accidentali di queste estimazioni, il signor Celoria costruì la curva delle grandezze apparenti prendendo per ascisse i tempi e per ordinate le grandezze medesime. Regolarizzando questa curva con un tratto a mano libera, si ottennero i numeri della colonna terza, dove la serie delle grandezze procede in modo assai più regolare, e non molto distante dall’uniformità.
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Abbastanza bene condensato.
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In essa la deviazione dalla dirittura del Sole si corregge vieppiù, a misura che si va più lontano dalla testa: mentre altre comete (per es. quella di Donati) che nel principio della coda erano abbastanza esattamente opposte al Sole, venivano man mano deviate all’indietro e curvate a guisa di pennacchi.
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Nel Plössl il nucleo appare abbastanza bene condensato. Il diametro del capo ha 8' a 10'. La coda principale appare larga altrettanto.
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Nella fovea, la zona della retina a più alta risoluzione, mancano i coni blu perché questa luce non viene ben focalizzata (il cristallino non è abbastanza acromatico). Lateralmente la nitidezza cala rapidamente. Eppure per vedere meglio le nebulose, che anche al telescopio appaiono come chiarori debolissimi, i dilettanti di astronomia praticano l’astuzia della “visione distolta”, cioè guardano nell’oculare con la coda dell’occhio. La visione laterale, benché meno nitida, è più sensibile perché i bastoncelli, capaci di percepire anche oggetti di minima luminosità, coprono la parte periferica della retina.
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Questo modello riusciva a descrivere abbastanza bene i moti dei pianeti e del Sole, e in mancanza di prove definitive poteva essere considerato equivalente, da un punto di vista teorico e sperimentale, a quello copernicano. Per decidere quale dei due sistemi fosse corretto sarebbero state necessarie misure più precise del moto apparente del Sole e dei pianeti. Si conosceva, per la verità, una certa “inuguaglianza” nel moto annuo del Sole, ma anche qui - con le misure approssimate dell’epoca - due spiegazioni erano possibili: nel sistema di Tycho Brahe si poteva supporre una eccentricità dell’orbita del Sole intorno alla Terra, in quello copernicano si poteva supporre una eccentricità minore e una disuniformità del moto orbitale della Terra (cioè in quello apparente del Sole), che dipende dalla seconda legge di Keplero.
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La compagna, Sirio B, fu effettivamente avvistata da Alvan Clark diciotto anni dopo, quando fu disponibile un telescopio abbastanza potente e di alta qualità ottica. Era il prototipo delle “nane bianche”, il destino finale delle stelle simili al nostro Sole dopo l’esaurimento del combustibile nucleare.
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Nell’Essai philosophique sur les probabilités scrisse: “Una Intelligenza che, per un dato istante, conoscesse tutte le forze da cui è animata la natura e la situazione rispettiva degli esseri che la compongono, se per di più fosse abbastanza profonda per sottomettere questi dati all’analisi, abbraccerebbe nella stessa formula i moti dei più grandi corpi dell’universo e dell’atomo più leggero: nulla sarebbe incerto per essa e l’avvenire, come il passato, sarebbe presente ai suoi occhi” .
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Per l’astronomo francese è il trionfo, per Adams la delusione più amara, per Challis e Airy uno smacco abbastanza meritato.
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Ma il fatto che anche Adams sia giunto a indicare coordinate celesti abbastanza vicine a quelle di Le Verrier dimostra che il genio fu più importante della fortuna.
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Ne veniva fuori una velocità della luce di 315.300 chilometri al secondo, risultato ancora abbastanza lontano dal vero. Le Verrier chiese a Foucault di migliorare quel dato perché gli interessava mettere a confronto la sua misura della velocità della luce ottenuta con un metodo prettamente astronomico e indiretto con un’altra misura ottenuta invece in modo prettamente fisico e diretto.
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Le eclissi stavano a mezza via tra le due astronomie: gli specialisti del calendario dovevano cercare di prevederle, il che era abbastanza facile per le eclissi di Luna ma quasi impossibile per le eclissi di Sole. Il compito quindi passava ai loro colleghi specialisti in fenomeni improvvisi ed effimeri.
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All’inizio del Novecento si conosceva abbastanza bene la distanza di un centinaio di stelle nei dintorni del Sole. Molto vaghe rimanevano le idee sulla collocazione delle stelle più deboli, delle nebulose, degli ammassi globulari e di altri oggetti che, nonostante gli sforzi di Lord Rosse e telescopi sempre più potenti, rimanevano di natura incerta: semplici nubi di gas o lontanissimi sistemi stellari simili alla Via Lattea?
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Un’altra spiegazione consiste nella vita relativamente breve delle stelle: semplicemente le stelle non brillano abbastanza a lungo per riempire l’universo con la loro radiazione.
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Tombaugh, che aveva compiuto l’impresa della sua vita all’età di 24 anni subito dopo l’assunzione al Lowell Observatory di Flagstaff (Arizona), visse abbastanza a lungo per assistere con dolore e rabbia alla retrocessione dell’oggetto celeste che aveva scoperto. Morì a novant’anni il 17 gennaio 1997. Non più terzo uomo e unico americano ad aver scovato un nuovo pianeta, ma scopritore del primo di una famiglia di migliaia di modesti oggetti trans-nettuniani oggi noti come appartenenti alla “Fascia di Kuiper”.
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C’era, sembrava una stella ed era anche abbastanza brillante: magnitudine 13. Schmidt ne ricavò lo spettro: con sorpresa si accorse lo spostamento verso il rosso era così forte da collocarlo di gran lunga fuori della Via Lattea, alla distanza di un miliardo di anni luce (la stima attuale è 3 miliardi). Doveva quindi essere un oggetto dalla luminosità intrinseca enorme.
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Dunque: Tolomeo conosceva abbastanza bene il raggio della Terra, che Eratostene aveva misurato in circa 6 000 km, e la distanza della Luna, stimata in 60 raggi terrestri. Già con il Sole le cose vanno male: per Tolomeo distava 1210 raggi terrestri (sempre meglio di Anassagora, che nel 450 a.C. lo collocava ad appena 20 mila km – il viaggio dall’Italia all’Australia – e lo faceva grande come il Peloponneso). Bisogna aspettare fino al 1770 per avere un dato accettabile: 25 mila raggi terrestri.
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O forse noi non siamo abbastanza bravi nell’origliare?
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Tramite il canonico padovano Lorenzo Pignoria, Marina continuerà comunque a ricevere gli alimenti per Vincenzio fino a quando questi diventerà abbastanza grande per raggiungere il padre nel Granducato di Toscana. Pare che Galileo stesso l’abbia aiutata ad accasarsi con un certo Giovanni Bartoluzzi, faccendiere che curava gli affari dei nobili Dolfin. I tre mantennero rapporti cordiali. Era gente di mondo.
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Accademia della crusca
