Atlante Astronomico

Front matter

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Indice

Frontespizio

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Prefazione

ct Se d’una cosa ha difetto l’Italia è, parmi, di amatori della scienza, di scienziati dilettanti, i quali seguano nelle sue diverse fasi il movimento scientifico, formino nel campo delle scienze un pubblico intelligente ed illuminato, e producano nel paese una opinione pubblica scientifica, una critica scientifica consciente dinanzi alla quale anche i più forti scienziati debbano inchinarsi. Contribuire a formar questo pubblico è appunto uno degli intenti della presente pubblicazione. Di essa il testo è mio, le tavole sono tratte da altra e splendida pubblicazione del professore , direttore dell’Osservatorio di Vienna.

Nel testo io mi studiai di rimanere sempre entro i confini della scienza vera e rigorosa, evitando solo di questa i dettagli tecnici, e ciò per due ragioni. La prima, che io non so capire il romanzo scientifico, il quale, a dir vero, fa fortuna presso un solo popolo; la seconda, che io credo non trovisi nel romanzo tutta la magnificenza che esiste nella realtà cosmica, spoglia di tutti gli ornamenti vani e contemplata senza velo nella sua purezza.

Se con ciò io sia riescito a fare un libro leggibile da tutti, o almeno dai più, non so. Io so solo che la buona intenzione ce la misi tutta, ma, pur troppo, di buone intenzioni il mondo degli uomini è già pieno.

Milano, agosto 1890.

Indice del testo

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Indice delle tavole

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Capitolo I, pag. 1-7 — IL SOLE.

| Tavola | I. | L | Sole, macchie e facole quali appaiono in un cannocchiale con debole ingrandimento.

| » | » | L | Aspetto del Sole nei cannocchiali durante una sua eclissi totale.

| » | » | L | Connessione delle protuberanze colle macchie solari (fig. schematica).

| » | II. | L | Solite forme delle macchie solari minori.

| » | » | L | Struttura d’una macchia solare spiriforme (6 Maggio 1857).

| » | » | L | Variazioni d’una macchia solare osservate nei giorni 1, 2, 3 Aprile 1872.

| » | » | L | Vasta macchia solare osservata il 24 Dicembre 1873.

| » | » | L | Spettro solare colle principali righe di Fraunhofer.

| » | III. | L | Forme diverse di protuberanze.

| » | » | L | Rapide variazioni di una protuberanza osservate il 7 Settembre 1871 nell’intervallo di 25 minuti

| » | » | L | Gruppo di protuberanze massime.

| » | » | L | Spettro delle protuberanze.

| » | » | L | Eclissi totale di Sole (vedi sotto la tavola XII).

Capitolo II, pag. 9-16 — LA LUNA.

| Tavola | IV-V. | L | Carta della Luna.

| » | VI. | L | Luna falcata, 3 giorni dopo il novilunio.

| » | » | L | Regione lunare intorno a Fra Mauro, Bonpland e Parry durante il sorgere del Sole.

| » | » | L | Regione lunare intorno ad Arzachel, Alpetragius ed Alphonsus allo spuntar del Sole.

| » | VII. | L | Ultimo quarto della Luna.

| » | » | L | Gassendi, vasto cratere lunare, poco dopo il sorgere del Sole.

| » | » | L | Iulius Caesar allo spuntar del Sole.

| » | VIII. | L | Erathostenes con parte della catena degli Apennini durante il sorgere del Sole.

| » | » | L | Regione lunare intorno a Tycho, al tramonto del Sole.

| » | » | L | Catena lunare del Caucasus durante il tramonto del Sole.

| » | IX. | L | Plato, tosto dopo il sorgere del Sole.

| » | » | L | Plato, due giorni prima del plenilunio.

| » | » | L | Regione intorno a Linneo secondo Lohrmann e secondo recenti fotografie.

| » | » | L | Canale Hyginus secondo Schröter, Lohrmann e Schmidt.

| » | » | L | Aspetti della regione lunare Hyginus corrispondenti a illuminazioni diverse.

| » | X-XI. | L | Sulla Luna. — Paesaggio di fantasia.

| » | XII. | L | Eclissi totale di Sole.

| » | XIII. | L | Eclissi totale di Luna.

Capitolo III, pag. 17-28. — SISTEMA PLANETARIO O SISTEMA DEL SOLE.

| Tavola | XIV-XV. | L | Sistemi dell’Universo. — Sistema Tolemaico. — Sistema Egiziano. — Sistema Ticonico. — Sistema Copernicano.

| » | » | L | Sistema delle stelle fisse componenti la nostra Via lattea.

| » | XVI. | L | Grandezze relative del Sole e dei pianeti.

| » | » | L | Venere nelle vicinanze della congiunzione inferiore.

| » | » | L | Venere (Espero) nel suo massimo splendore.

| » | » | L | Venere (Lucifero) nella sua massima elungazione.

| » | » | L | Venere nella congiunzione superiore.

| » | XVII. | L | Marte in proiezione ortografica col centro di prospettiva in 0°, 90°, 180° e 270° di longitudine areografica.

| » | » | L | Carta di Marte nella proiezione di Mercator.

| » | XVIII. | L | Aspetti di Giove il 2 Febbraio 1872 e il 28 Febbraio 1872.

| » | » | L | Aspetti di Giove il 31 Gennaio 1870 e il 13 Marzo 1873.

| » | » | L | Aspetti di Giove il 16 Settembre 1880 e il 14 Settembre 1881.

| » | XIX. | L | Aspetto di Saturno il 31 Dicembre 1874.

| » | » | L | Aspetto di Saturno il 3 Novembre 1848.

| » | » | L | Aspetto di Saturno nell’Agosto e Settembre 1872.

Capitolo IV, pag. 29-34. — LE COMETE.

| Tavola | XX. | L | Cometa 1858, VI (Donati) nel momento del suo massimo splendore (5 ottobre).

| » | » | L | Capo della Cometa Donati visto con un forte cannocchiale nei giorni 2 e 10 Ottobre 1858.

| » | XXI. | L | Grande Cometa 1861, II quale apparve il 30 di Giugno.

| » | » | L | Capo della Cometa 1861, II quale sotto forti ingrandimenti apparve nei giorni 30 di Giugno e 2 di Luglio.

| » | XXII. | L | Cometa Encke nell’anno 1828 e nel Dicembre 1871.

| » | » | L | Cometa Brorsen nel Maggio 1868.

| Tavola | XXII. | L | Cometa del 1823 verso la fine del Gennaio 1824.

| » | » | L | Cometa 1862, II quale appare il 27 di Agosto.

| » | » | L | Cometa 1874, III (Coggia) verso la metà di Giugno.

| » | XXIII. | L | Cometa Biela poco dopo il suo sdoppiamento (Febbraio 1846).

| » | » | L | Cometa Biela nell’ultima sua apparizione osservata (Settembre 1852).

| » | » | L | Spettri di comete paragonati colle righe principali di Fraunhofer.

Capitolo V, pag. 35-39. — LE METEORE LUMINOSE.

| Tavola | XXIV. | L | Bolide visto il 13 Novembre 1865.

| » | » | L | Bolide quale apparve in un cannocchiale il 18 Ottobre 1863.

| » | » | L | Doppio bolide di Elmira. — 26 Luglio 1860.

| » | » | L | Mutazioni di forma delle code di cadenti osservate con un cannocchiale il 9 e il 12 Agosto 1861.

| » | XXV. | L | Ferro meteorico di Agram (26 Maggio 1751).

| » | » | L | Ferro di Pallas da questi trovato nel 1776 a Krasnojarsk.

| » | » | L | Figure di Widmannstetten nel ferro meteorico di Ellbogen.

| » | » | L | Pietra meteorica di Stannern (22 Maggio 1808).

| » | » | L | Meteora seguita da caduta di pietre vista a Quenggouk il 27 Dicembre 1857.

| » | XXVI. | L | Pioggia di stelle cadenti vista nell’America settentrionale la notte dal 12 al 13 Novembre 1833.

| » | XXVII. | L | Luce zodiacale vista dalle Savanne del Messico.

Capitolo VI, pag. 41-52. — LE STELLE E LE NEBULOSE.

| Tavola | XXVIII-XXIX. | L | Cielo boreale.

| » | XXX. | L | Stelle doppie e multiple. — Castore. — Cuore di Carlo. — Righel. — σ del Cancro. — π del Liocorno. — ψ di Cassiopea. — ε di Boote. η di Cassiopea. — β del Cigno. — σ di Cassiopea. — ι di Cassiopea. — γ di Andromeda. — ε1 ed ε2 della Lira. — Trapezio nella nebulosa di Orione. — Mizar ed Alcor.

| » | XXXI. | L | Cumulo e nebulosa delle Pleiadi.

| » | » | L | Presepe del Cancro.

| » | » | L | Gemma, cumulo intorno a χ della Croce.

| » | XXXII. | L | Cumulo di stelle in Ercole visto con un debole e con un fortissimo cannocchia.

| » | » | L | Nebulosa. — Nebulose stellari. — Gruppo di nebulose.

| » | » | L | Nebulosa planetaria. — Nebulosa a ventaglio.

| » | » | L | Nebulose fusiformi.

| » | XXXIII. | L | Nebulosa annulare nella Lira.

| » | » | L | Nebulosa a forma di spirale nei Cani da caccia.

| » | XXXIV. | L | Nebulosa di Orione.

| » | XXXV. | L | Nebulosa di Andromeda.

| » | XXXVI. | L | Nebulosa Cancro nel Toro.

| » | » | L | Nube maggiore di Magellano vista ad occhio nudo.

| » | » | L | Sacchi di carbone nella Via lattea (costellazione della Croce del Sud) visti ad occhio nudo.

| » | » | L | Spettri di nebulose.

| » | XXXVII. | L | Nebulose intorno a η di Argo.

| » | XXXVIII-XXXIX. Cielo australe.

I. Il Sole

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1. Generalità. — 2. Fotosfera e sua struttura. — 3. Spettro del Sole e Spettroscopia. — — — — — — — — —

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l Sole illumina i nostri orizzonti e dissemina sovr’essi colori vari, contrasti mirabili di luci e di ombre; riscalda la nostra atmosfera, i nostri terreni e vi eccita energie occulte, latenti, indispensabili alla vita che sotto forme molteplici si esplica nei regni vegetale ed animale; col suo moto apparente calmo ed imperturbato, col suo sorgere e col suo tramontare perpetuo segna il tempo che passa senza restare mai, ed è la base della Cronologia. Il Sole è luce, calore, energia, vita; astro benefico, fu in ogni tempo riguardato dagli uomini con sentimento religioso, adorato dai popoli primitivi, salutato da sacerdoti e da poeti con nomi pieni di misticismo, chiamato il Dio dalle chiome d’oro, il più potente dei re, il Dio degli dei, l’occhio splendente dell’universo, il ministro maggiore della natura...

Il Sole abbaglia, nè occhio d’uomo regge ai suoi dardi infocati. Per fissarlo bisogna usare un vetro piano affumicato; per guardarlo con un cannocchiale piccolo si deve apporre all’oculare di questo un vetro piano colorato; per osservarlo con uno dei grandi cannocchiali d’oggi giorno si ricorre ad un oculare polarizzatore, se ne guarda cioè l’immagine riflessa successivamente più volte, fino a renderla sopportabile ed innocua all’occhio.

La superficie luminosa, , che apparentemente contermina il Sole, non è continua ed uniforme. È invece disuguale, sparsa di punti lucentissimi, , separati fra loro da interstizii meno lucidi, per contrasto oscuri, quasi neri in apparenza. Più che una fotosfera, la si dovrebbe dire una rete fotosferica, poichè il suo fondo generale oscuro, disseminato di granuli lucidi, discontinui, presenta appunto l’aspetto di una rete a maglie molto minute.

I granuli, pel loro grande splendore, risaltano come punti di fuoco sulla fotosfera; se ne incontrano su questa per ogni dove; hanno un’esistenza propria e indipendente, ma hanno insieme una tendenza marcatissima a riunirsi, come se dominati da attrazioni reciproche; talora si radunano in gruppi di due, tre... dieci e formano grani pel loro aspetto detti di riso, talora si dispongono in lunghe serie e solcano la fotosfera con fili luminosi. Caratteri loro precipui sono lo splendore e la mobilità, e queste qualità caratteristiche essi comunicano alla fotosfera, la quale è sempre e tutta agitata da moti grandiosi, a intervalli violentissimi.

Della fotosfera solare e de’ suoi dettagli si ottengono da qualche anno belle fotografie. Sono prove che rappresentano il Sole come un disco largo 30 centimetri, che richiedono una durata di esposizione brevissima, di appena un duemillesimo di minuto secondo, che abbisognano di processi delicati e speciali sia nella preparazione delle lastre sensibili, che nello sviluppo delle immagini.

La luce solare è complessa, formata cioè dalla riunione di luci di colore diverso. Se infatti si fa passare un raggio di Sole attraverso una fessura sottile, e lo si fa cadere sopra un prisma di vetro, esso, attraversando il prisma, si decompone nei colori dell’iride, e produce una specie di nastro colorato, , nel quale con bellissimo effetto il rosso, l’aranciato, il giallo, il verde, l’azzurro, l’indaco, il violetto si susseguono distinti. V’è una scienza che indaga e studia lo spettro del Sole, così come quello d’ogni altra sorgente di luce. I suoi strumenti sono gli , il suo nome è ; di essa i precipui fatti fondamentali sono i seguenti.

Lo spettro del Sole, visto con un cannocchiale, appare solcato trasversalmente da sottili righe oscure, , le quali conservano sempre fra di loro i medesimi rapporti d’ordine e di intensità, ed occupano sempre le stesse posizioni relativamente ai colori dello spettro.

Lo spettro prodotto dai vapori incandescenti di un metallo è un nastro, una fascia oscura interrotta da righe trasversali lucide e colorate, righe di Wheatstone , le quali hanno caratteri speciali di posizione e di colore dipendenti dalla natura del metallo dal quale emanano. Sono così marcati questi caratteri, che si possono facilmente distinguere i metalli gli uni dagli altri per mezzo dello spettro da essi prodotto.

Ogni sostanza assorbe quei raggi medesimi, cui essa emetterebbe se fosse in istato luminoso. Il sodio ad esempio allo stato luminoso produce nello spettro due righe gialle caratteristiche, allo stato di vapore, attraversato da un raggio di luce prima che questo raggiunga il prisma, produce nello spettro righe oscure esattamente là dove prima produceva le gialle; le righe lucide e gialle dapprima si cambiano, si rovesciano in righe oscure dappoi; l’idrogeno ha fra l’altre una riga rossa caratteristica, la riga C dello spettro nella , e questa pure si rovescia in una riga oscura, la riga C della .

Ogni materia semplicemente incandescente dà uno spettro continuo; quando si ottiene uno spettro discontinuo si ha certamente a fare con materia gasosa.

Coi pochi principii di Spettroscopia esposti non è difficile rendersi ragione del come siasi potuto dimostrare nel Sole l’esistenza di alcuni dei metalli terrestri, del sodio, del potassio, del magnesio... Basta a ciò osservare contemporaneamente, giustapporre lo spettro di uno di questi metalli bruciato ad un’alta temperatura e quello del Sole. Se una riga oscura di questo corrisponde ad una lucida del primo, forza è ammettere che il raggio luminoso partito dal Sole ha attraversato un’atmosfera contenente vapore di quel metallo stesso, e che nel Sole questo vapore metallico esiste.

Per tal modo vengono implicitamente ad essere insieme spiegate le righe oscure di Fraunhofer nello spettro solare. Esse sono una conseguenza dei vapori metallici esistenti sul Sole, i quali assorbono parte della luce che dal Sole emana; sono righe lucide dello spettro del Sole assorbite, rovesciate in oscure dai vapori metallici solari.

Sul Sole esiste quindi una superficie o meglio uno strato splendente, di temperatura altissima, che emette luce d’ogni natura. Al disopra di esso un altro strato esiste, di temperatura meno alta, ma tale ancora da mantenere allo stato di vapore metalli che sulla Terra s’incontrano allo stato solido. Lo strato lucido e di elevatissima temperatura è la fotosfera stessa; lo strato di meno alta temperatura, che avvolge la fotosfera, è il così detto strato o guscio di rovesciamento.

La fotosfera irradia luce d’ogni natura, e produce lo spettro luminoso del Sole; il guscio di rovesciamento assorbe co’ suoi vapori parte dei raggi lucidi irradiati dalla fotosfera sottoposta, e produce le righe oscure dello spettro. La fotosfera che, oltre ad una altissima temperatura, ha una grande mobilità, molto probabilmente deve il suo potente splendore a nubi agitantisi in un mezzo trasparente, nubi formate da vapori di sostanze metalliche a temperature altissime, e per sè stesse luminose. La fotosfera è una nebbia lucente.

Il guscio di rovesciamento avvolge la fotosfera, è assai sottile, è quasi un’atmosfera formata di vapori metallici a temperature meno alte di quelle proprie alla fotosfera. Esso irradia una luce meno potente della fotosferica, e a fronte di questa scompare. Per qualche tempo si ammise che in esso tutto succedesse l’assorbimento causa delle righe di Fraunhofer. Taluni pensano ora invece che parte di questo assorbimento abbia luogo ad un livello più alto di quello del guscio di rovesciamento. Secondo costoro l’assorbimento della luce, che emana da un dato materiale della fotosfera, succede per gradi ed in istrati ad altezze diverse, e questi assorbimenti speciali, insieme riuniti, dan luogo al fenomeno completo accusato dalle righe di Fraunhofer.

I granuli, i grani di riso, i filamenti lucidi, la struttura retiforme sono i dettagli minori della fotosfera, rivelati solo da cannocchiali potenti. Le Macchia solare e le Facula invece sono già dominio di piccoli cannocchiali. Le facole appaiono più facilmente distinte verso il contorno del disco solare; così come i granuli hanno uno splendore vivissimo, e per esso risaltano sullo stesso fondo lucente della fotosfera; sono lunghe, sottili, ramificate, quasi venature lucide della fotosfera. Le macchie saltano all’occhio pel loro colore oscuro, e per la loro struttura complessa; sono sparse qua e là irregolarmente, talora isolate, talora a gruppi, spesso piccole in apparenza, a volte molto vaste; si sono osservate macchie larghe anche due minuti primi d’arco, la sedicesima parte circa del diametro apparente solare; si sono visti gruppi di macchie che di questo diametro prendevano più che la quarta parte. Le macchie del Sole furono in Italia scoperte da nel 1610, e con esse cominciarono le ricerche sistematiche sulla costituzione fisica del Sole.

Verso il mezzo delle macchie v’è sempre uno spazio oscurissimo e a contorno irregolare (nucleo); attorno al nucleo svolgesi una zona meno oscura (penombra), luminosa a mezzo, scanalata e prodotta da correnti di luce fotosferica separate da intervalli oscuri; un anello brillante accerchia la penombra, anello che splende più della fotosfera attigua, quasi un argine rilevato composto di numerose facole. È questa la macchia tipica, alla quale più o meno soltanto si avvicinano le forme ordinarie delle macchie osservate , e ciò perchè queste forme di rado, anche per una stessa macchia, sono permanenti. Esse mutano sempre, sconvolte da moti intestini rapidi e vigorosi.

Alcune macchie si formano lentamente, altre appaiono d’un tratto. In alcune macchie le correnti della penombra convergono regolari verso il contorno del nucleo, in altre appaiono tortuose, fratturate, aggi-

rate, contorte come una matassa di fili attorcigliati (: macchia spiriforme del 6 Maggio 1857). Talora in una stessa macchia, e nucleo, e penombra, e tutto varia con una rapidità appena credibile (: macchia dell’Aprile 1872). A volte le grandi macchie sembrano dividersi realmente; la materia luminosa si precipita dal contorno della penombra verso l’interno del nucleo, e forma attraverso al medesimo, dividendolo in più parti, dei veri ponti di vivo splendore (: macchia del 24 Dicembre 1873). Senza dubbio le macchie sono conseguenze di forti agitazioni nella materia che compone il Sole, di burrasche che scuotono ed agitano la massa solare in una estensione considerevolissima. Nessuna maraviglia quindi che le forme loro sieno tanto mutabili, e si presentino accompagnate da dettagli che variano all’infinito.

La distanza che separa il Sole dalla Terra varia da giorno a giorno, ed il suo valore medio si ritiene ora generalmente uguale a 148,7, in numeri rotondi a 149 milioni di chilometri. Esiste tuttora in questo valore una incertezza grave, e che può stimarsi un duecentesimo del valore stesso, ma da questa incertezza può farsi astrazione nelle considerazioni elementari seguenti. Un angolo ampio un minuto secondo d’arco abbraccia coi suoi lati alla distanza del Sole una lunghezza di 720,7 chilometri; eppure esso è qualche cosa d’invisibile all’occhio nudo, è l’angolo sotto cui si vedrebbe un millimetro portato alla distanza di 206 metri dall’occhio, un decimo di millimetro alla distanza di metri 20,6.

I grani di riso della fotosfera, dei quali la grandezza apparente, ossia l’angolo sotto cui si vedono, oscilla fra uno e due secondi d’arco, in realtà hanno dimensioni che vanno da 720 a 1440 chilometri; i granuli, gli ultimi elementi visibili della fotosfera, grandi apparentemente una frazione di secondo d’arco, misurano in realtà centinaia di chilometri; le macchie maggiori, coi loro diametri apparenti di due minuti primi d’arco, sono in realtà larghe 86484 chilometri. Importa ripensare un istante questi pochi numeri, se si vuole avere in mente un concetto chiaro e concreto di quel che ancora siano gli ultimi dettagli che l’uomo vede sul Sole, e delle grandiose perturbazioni della materia solare alle quali accennano le macchie.

Oltre ai moti intestini che ne agitano la massa, le macchie hanno ancora alcuni movimenti sistematici, ai quali tutte indistintamente obbediscono. Così le acque dei nostri oceani, pure essendo talora sconvolte da intestine e gagliarde burrasche, non tralasciano perciò di partecipare alla rotazione generale della Terra intorno al proprio asse.

Alcune macchie, delle altre più tranquille e durature, vedonsi sorgere sull’orlo sinistro del Sole, muoversi lentamente verso l’orlo opposto, raggiungerlo il tredicesimo giorno dalla loro prima apparizione e scomparire dietr’esso. Tutte le macchie senza eccezione hanno un movimento analogo, il quale non può che appartenere all’intera massa del Sole, e dal quale si parte appunto per determinare la durata della rotazione di questo.

Il Sole, come la Terra, ruota intorno a sè stesso; la rotazion sua, per chi lo guarda dalla Terra, si fa da sinistra a destra intorno ad un asse inclinato all’eclittica, ossia al piano dell’orbita terrestre, di un angolo quasi retto (82° 45’), e si compie in un tempo ritenuto in media uguale a 25,38 dei nostri giorni, press’a poco 25 giorni e 9 ore. Questa durata della rotazione solare è però molto incerta, nè intorno ad essa l’ultima parola fu ancora pronunziata. La ragione sta in ciò, che le macchie, fenomeni complessi e stranamente intralciati in tutto, non lo sono meno nei loro moti sistematici.

Anzitutto esse non danno una stessa velocità angolare di rotazione per tutti i paralleli del Sole. Mentre all’equatore solare la durata della rotazione data dalle macchie è di 25,2 giorni, a 45 gradi di latitudine essa è di giorni 27,7. Direbbesi che la velocità angolare di rotazione del Sole va diminuendo dall’equatore ai poli, ma anche questo può dirsi solo per induzione e non con certezza, poichè al di là di 52 gradi di latitudine non furono mai osservate macchie, nè mai si potè quindi verificare la rotazione del Sole vicino al suo polo.

Le macchie sono rarissime al di là del trentesimo grado di latitudine solare, rare del pari verso l’equatore, e si mostrano in più gran quantità in due zone, poste simmetricamente a nord ed a sud dell’equatore stesso, fra il decimo e il trentesimo grado di latitudine. Le macchie hanno anche in latitudine alcuni movimenti sistematici. Fra 5 e 20 gradi di latitudine nord, fra 10 e 15 di latitudine sud tali movimenti sono diretti verso l’equatore, trasportano cioè le macchie verso quest’ultimo. Fra 20 e 35 gradi di latitudine boreale, fra 15 e 30 di australe essi sono invece diretti verso il polo. I movimenti sistematici delle macchie paiono inoltre essere più rapidi nel periodo di loro formazione.

La grande complessità di tutti questi moti cospira colla grande mutabilità delle forme osservate per fare delle macchie un problema difficilissimo ed insoluto in gran parte, nè la scienza intorno ad esse, i fatti osservati esclusi, può gran che affermare con sicurezza. Certo è solo che lo spettro delle macchie è, con poche e piccole differenze, solcato trasversalmente dalle stesse righe oscure che lo spettro ordinario del Sole, e che nelle regioni delle macchie si hanno quindi le stesse emanazioni di luce e gli stessi assorbimenti che sulla rimanente fotosfera. Probabilissimo è ancora, quasi certo anzi, che le macchie sono cavità, e che le facole, i granuli e simili sono nella fotosfera ad un livello più alto che non esse. Probabile è infine che esse sieno semplici soluzioni di continuità, squarciature in quello strato di nubi e di vapori luminosi dai quali risulta la fotosfera, e che il nucleo loro sia la sede di una forza di aspirazione che attira le masse circostanti, le assorbe e

le dissolve. In questa ipotesi, che è la più generalmente ammessa, ma che ha essa pure il suo lato vulnerabile, le macchie sarebbero causate da colonne di gas che erompono dalle regioni solari sottoposte alla fotosfera, dall’interno stesso della massa solare con una temperatura molto superiore a quella della fotosfera stessa. Queste colonne calde, ascendenti aspirano e richiamano i materiali fotosferici attigui, e questi, che sono in istato di vapori condensati, entrando in una corrente di più alta temperatura, riprendono il loro stato di fluidi elastici, e divengono invisibili (oscuri) diventando trasparenti.

Non ogni mese nè ogni anno apporta con sè apparizioni analoghe di macchie; il numero di queste varia anzi di anno in anno in modo regolare e periodico, prendendo nell’intervallo di 11 anni circa (11,11) un valore massimo ed uno minimo. Questo periodo undecennale non va preso però in senso troppo stretto e rigoroso; esso più che altro è un periodo medio, dal quale ogni periodo singolo generalmente devia d’assai. Si ebbero massimi di macchie separati da un intervallo di 16 anni e mezzo, se ne ebbero altri lontani solo 7 anni e mezzo, e questi periodi più brevi si distinsero per maggiore intensità di fenomeni maculari.

La periodicità delle macchie suppone variazioni periodiche nell’intensità dei commovimenti della materia solare che ne sono la causa, o, come suolsi dire, nell’attività solare. Di quale natura sieno queste variazioni non è ben chiaro, tanto più che esse, oltre che al periodo undecennale, paiono soggette a due altri periodi, l’uno di 55, l’altro di 222 anni. Non è inverosimile che la formazione delle macchie dipenda in qualche modo dalle posizioni rispettive dei pianeti, ma quest’idea, sostenuta già da Galileo e certo non priva di fondamento, non può dirsi per ora abbastanza dimostrata.

Le macchie devono necessariamente influire sulla intensità delle irradiazioni luminose e termiche del Sole, ma in qual modo e misura influiscano bene non si sa, nè meglio si conosce ancora quali influenze esse poi abbiano sul nostro tempo. Pare che i massimi di macchie sieno accompagnati da più copiose pioggie e da più intensi commovimenti della nostra atmosfera, ma le dimostrazioni che si danno di queste corrispondenze non mancano di lati deboli. Certo è solo che il periodo di 11 anni, al quale obbediscono le apparizioni delle macchie, coincide assai bene colla variazione della forza magnetica terrestre. Di qual natura sia il vincolo che lega i due ordini di fatti è tuttora un arcano, sostenendo alcuni un’azione diretta del Sole sul magnetismo terrestre, sostenendo altri che il Sole, solo in modo indiretto, può fare su di questo sentire la sua azione.

La Luna, portata dal suo moto, viene di quando in quando a porsi esattamente fra la Terra ed il Sole, in modo da coprire col suo corpo opaco l’intero disco solare, e totalmente offuscarlo per alcune regioni terrestri. Succede allora un’Eclissi solare totale di Sole; a poco a poco la Luna si avanza sul disco solare, e appena l’ultima falce di questo scompare, comincia la fase detta totalità, fase che dura poco, sei minuti primi al più, ordinariamente due circa. E un fenomeno abbastanza frequente ed attraentissimo, e del quale una delle figure della e la danno qualche concetto concreto. Il cielo assume un color plumbeo speciale, e solo all’orizzonte appare di un rosso-aranciato insolito; le stelle maggiori brillano qua e là; la temperatura dell’aria discende di qualche grado; alcune nubecule si disseminano per l’orizzonte; una brezza sensibile prende a spirare; qualche cosa di indefinibile serpeggia negli animali e in tutta la natura vivente. Questo l’ambiente generale, il fondo del quadro. Nel suo mezzo, al posto del Sole, campeggia il corpo opaco della Luna, coll’apparenza d’un disco color nero d’inchiostro, circondato da un’aureola (corona) debolmente luminosa, bianca, argentea, qualche volta perfettamente simmetrica1, qualche altra stranissimamente dissimmetrica, nel suo insieme un’apparenza brillante sempre. Risulta d’un sottile anello bianco argenteo vivo, aderente al contorno del disco lunare; da esso anello partono raggi pallidi, divergenti, che si protendono a distanze diverse e variabili; in esso qua e là fiamme rosee (protuberanze) prendono tratti diversamente lunghi del contorno del nero disco lunare, quasi montagne e catene infocate che da questo si innalzino. E corona e protuberanze sono parti del Sole ordinariamente invisibili; la luce soverchia, non le tenebre, nasconde in questo caso il vero.

La luce delle Protuberanza solare appare semplice (monocromatica), ma non è abbastanza intensa per vincere la luce diurna diffusa nella nostra atmosfera. Nel 1868 si pensò che, smorzando in qualche modo quest’ultima, sarebbesi resa sensibile e visibile la prima, e si trovò che a raggiungere questo scopo bastava l’uso dello spettroscopio. Da quel giorno le protuberanze diventarono fenomeni suscettibili di osservazioni continue; tenendo la fessura dello spettroscopio tangente o perpendicolare all’orlo del Sole si potè constatare ad ogni momento la loro presenza; aprendo alquanto la fessura stessa si riuscì a vedere collo spettroscopio la loro immagine completa; con opportune modificazioni dello spettroscopio si potè osservare ad un tempo le macchie, una parte del disco solare e le protuberanze. Si potè allora dimostrare che quei tratti rosei, visti durante le eclissi, fanno parte di un anello continuo (Cromosfera), che avvolge da ogni parte il Sole, e dal quale le protuberanze si sollevano. E cromosfera e protuberanze sono parti integrali del Sole; quella come un guscio ne avvolge lo strato dì rovesciamento e la fotosfera, queste si staccano dalla cromosfera e sono un fenomeno solare ordinario.