La zona equatoriale della Luna deve essersi in conseguenza, di esso raffreddata incomparabilmente più che non le calotte polari, deve essere quindi stata soggetta a contrazioni che ne hanno abbassato livello, e che hanno prodotto un fluire verso l’equatore delle masse liquide allora ancora esistenti nelle alte latitudini lunari.
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La zona equatoriale della Luna deve essersi in conseguenza, di esso raffreddata incomparabilmente più che non le calotte polari, deve essere quindi stata soggetta a contrazioni che ne hanno abbassato livello, e che hanno prodotto un fluire verso l’equatore delle masse liquide allora ancora esistenti nelle alte latitudini lunari.Tutto questo è confermato dai fatti. Da tempo fu osservata sulla Luna la preponderanza dei così detti mari nelle basse latitudini, e la sommersione parziale delle montagne della regione equatoriale. Le fotografie lunari mostrano oggi in gran numero le traccie di antiche correnti superficiali dirette nei due emisferi dai poli verso l’equatore.. L'acqua ed ogni altro liquido sotto l’azione del calore solare si convertirebbe infatti in vapore, e questo finirebbe per formare intorno alla Luna, quello che non esiste, una specie atmosfera cioè.
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Egli lo vedrà necessariamente abbassato in n, e la parallasse sarà m Ln ossia ALC: similmente ripetendo le osservazioni in simile posizione a Ponente avrà l’abbassamento q L' p = AL'C; sicchè la somma delle distanze zenitali che vedute dal centro sarebbero LCZ + ZCL, vedute alla superficie della Terra saranno L'AZ + ZAL' e perciò maggiori del vero della somma delle parallassi AL'C + ALC. Se dunque si conosca da un calcolo teorico preventivo quale dovrebbe esser l’angolo vero al centro tra le due osservazioni dell’astro in L e L' il suo confronto coll’angolo osservato farà conoscere le parallassi. Se l’astro L fosse immobile in cielo, l’angolo LCL' potrebbe facilmente dedursi dalla porzione della rotazione diurna fatta dalla Terra nell’intervallo delle osservazioni, se poi l’astro è mobile, bisognerà aggiungere a questo la quantità di cui esso si è spostato nell’intervallo. Se l’astro fosse fuori del primo verticale, si dovrà calcolare con apposite formole la componente della parallasse nell’angolo orario. È manifesto che può farsi il calcolo considerando l’angolo dipendente dalla parallasse da un solo lato, comep.es. ZAL come usarono per lo più gli antichi. Così un solo osservatore può bastare per trovare la parallasse di un astro, ma il metodo di due osservatori è molto più sicuro. Basti questo cenno per dare una idea delle operazioni da farsi per riuscire a trovare la distanza degli astri, ben inteso che abbiamo tralasciato molte minute particolarità, delle quali si deve tener conto nell’atto pratico del calcolo e della osservazione. Tale è sopratutto l’influenza delle refrazioni che alterano notabilmente e rovesciano anche l’effetto delle parallassi quando si voglia far uso delle distanze zenitali assolute. Cassini fu il primo che adoprò pei pianeti tal metodo. Avendo trovato le regole con cui correggere le refrazioni, lo applicò alle comete, e confermo che esse erano corpi assai più lontani che non si credeva, come già aveva indicato Ticone e altri astronomi anteriori. L’applicò pure al pianeta Marte come vedremo per cavarne la distanza del Sole.
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Accademia della crusca
