per Astrologi - Dante Valente

'!~I
John Filbey
Peter Filbey
Qual è il nesso, se c'è, fra astrologia e astronomia?
Quali sono gli elementi d'astronomia la cui conoscenza è indispensabile all'astrologo? Dove e come astrologia e astronomia si conciliano?
A queste e a molte altre domande rispondono in questo libro John e Peter Filbey, chiarendo gli aspetti tecnici dell'astronomia e spiegando concetti quali latitudine e longitudine, calendario, computo del tempo, sistema solare, cicli cosmici, asteroidi e comete, fino ai
buchi neri.
Il risultato è un manuale affascinante e completo, di
cui nessun astrologo serio dovrebbe fare a meno.
'~t\
L r.JN
""
. ".0
"
\~
~..~
~~
.~
Astronotnia
per
Astrologi
'<!
Introduzione
alle basi
astronomiche
dell'astrologia
moderna
24.000
CL03-085 l-X
ISBN 88-340-0851-0
Astr olabio
John Filbey
Peter Fzlbey
]OHN FILBEY
PETER FILBEY
ASTRONOMIA
PER ASTROLOGI
INTRODUZIONE
ALLE BASI ASTRONOMICHE
DELL' ASTROLOGIA
MODERNA
ASTRONOMIA
per
ASTROLOGI
Titolo on'ginale del/'opera
ASTRONOMY
FOR ASTROLOGERS
AN INTRODUCTIONTO THE ASTRONOMICALBASIS
OF MODERNASTROLOGY
(Aquarian Press)
Introduzione alle basi astronomiche
dell'astrologia moderna
Traduzione di
STEFANO ZEZZA
ROMA
@ 1984, ]ohn and Peter Filbey
@ 1986, Casa Editrice Astrolabio
ASTROLABIO
- Ubaldini
Editore, Roma.
MCMI.XXXVI
Introduzione
Come SII questa trottola del tempo
noi giriamo insieme alle stagioni
TENNYSON
Questo libro intende fornire un'introduzione all'astronomia, da cui chi
studia l'astrologia possa ricavare non solo una conoscenza dei fatti, ma anche il gusto di una scienza che è la base fondamentale dell' astrologia.
Da sempre l'uomo ha guardato il cielo stellato e ne ha subìto il fascino.
L'infinita immensità dello spazio, con la sua eccezionale bellezza ha carpito
la sua immaginazione, instillandogli un senso di consapevolezza spirituale
e di stupore. Lo spirito indagatore dell'uomo lo ha posto in grado di affrontare le ignote frontiere dello spazio e di scoprire che l'Universo non solo è
stupendo, ma lo è molto di più di quanto non avesse mai pensato.
L'astronomia ha il suo incomparabile splendore. Oltre a mostrare una bellezza matematica e fisica, dà anche adito a interminabili speculazioni filosofiche. Capire l'astronomia e i suoi princìpi arricchisce, e quando studiamo il cielo e restiamo attoniti di fronte ai suoi misteri, alla sua precisione,
alla sua bellezza estetica, ci rendiamo conto che la nostra esistenza transeunte
è ordinata e controllata da forze universali potenti e sottili.
Gli ultimi decenni hanno assistito a un imprevedibile risveglio d'interesse nello studio sia del!' astronomia sia dell' astrologia. L'era spaziale, con le
sue scoperte eccitanti, ha stimolato l'immaginazione e, benché alcune concezioni e alcuni insegnamenti astrologici necessitino di nuove valutazioni,
potremmo anche arrivare il vedere una riconciliazione tra astronomia e astrologia, con il contributo di entrambe a una comprensione di quelli che sono
i valori veri e i fini reali relativi alla vita e alle sue manifestazioni.
1
Un profilo della storia
dell' astronomia
Il cielo ha sempre avuto il fascino e il mistero del soprannaturale. Ai primi osservatori la Terra non poteva che sembrare piatta. Il cielo appariva
come una cupola solida, sotto la quale si muovevano il Sole, la Luna e gli
altri corpi celesti. Le stelle incastonate nella volta celeste erano disegni del
cielo, la formazione e il profilo dei quali potevano essere identificati con
la storia tribale e le credenze della comunità. Poco per volta, quello che
era stato osservato con paura e apprensione venne ad assumere una nuova
dimensione.
Nell'arco di un anno solare, l'uomo primitivo poté vedere l'apparire sempre diverso di varie costellazioni, e questi disegni, che potevano essere osservati in concomitanza con i movimenti ciclici del Sole, della Luna e dei
pianeti, dettero modo ai primi osservatori di formulare delle leggi relative
al cielo e al mondo naturale.
Nella sua battaglia senza fine per la sopravvivenza, l'uomo primitivo prese profondamente coscienza del rapporto esistente tra cielo e terra. L'epoca
della crescita e del raccolto poteva essere messo in relazione con l'apparire
di determinate costellazioni e corrispondeva con gli equinozi (di primavera
e d'autunno), mentre l'estate piena e la metà dell' inverno coincidevano con
i solstizi (giugno e dicembre). All'epoca del solstizio di dicembre il Sole sorgeva tardi e tramontava presto, muovendosi basso nel cielo. Via via che le
giornate si allungavano, divenne chiaro che il Sole non stava 'per morire' ,
ma avrebbe continuato a emettere la sua forza vivificante. Questo fatto, insieme ad altri fenomeni celesti, indubbiamente instillò nei primi uomini
un senso di divino stupore grazie al quale cercò di combinare lo spirituale
con il terreno.
In un primo tempo la paura del!' ignoto e le credenze superstiziose portarono allo sviluppo di una mitologia del cielo, ma nel corso del tempo ciò
che era stato considerato inesplicabile fu via via accettato e adattato a obiettivi più concreti.
I miti e i riti di molte diverse culture hanno spesso una base comune,
frequentemente collegata con i fenomeni celesti.
8
Un profilo della storia dell'astronomia
Le astronomie antiche
L'archeologia tradizionale ha accettato solo lentamente il fatto che molti
dei monumenti di pietra che si trovano in tutto il mondo possano dovere
le loro origini agli sforzi dell'uomo primitivo di rapportarsi ai fenomeni celesti, non solo per quanto riguardava la sua esistenza fisica, ma anche per
le sue concezioni relative alla morte e a una vita al di là.
Grazie all'estendersi della ricerca scientifica nel corso degli ultimi decenni, l'archeologia ha beneficiato delle scoperte di altri rami della scienza come l'astronomia, la fisica, la biologia e la climatologia. Questo interscambio di conoscenzeha notevolmente facilitato un approccio più realisticoverso
una nuova comprensione dei siti antichi e delle loro connessioni astronomiche. Quando si considera l'astronomia degli antichi, bisogna usare con cautela il termine 'astronomia', perché non si trattava assolutamente di quello
studio tecnico ed esatto come lo intendiamo noi oggi. Nondimeno, le ricerche condotte in molti luoghi danno l'idea che gli antichi avessero le capacità e le risorse necessarieper erigere grandi strutture con una precisione davvero ammirevole.
Sembra che molti dei cerchi di pietre sui quali sono state svolte delle ricerche abbiano una sorta di allineamento celeste e che indichino che gli uomini primitivi conoscesseroi punti degli equinozi e dei solstizi. Individuare
questi punti non dovrebbe essere stato difficile, ma un problema di molto
più difficile soluzione devono avere posto le fluttuazioni della Luna e il variare della sua declinazione. Tuttavia, dopo un notevole lasso di tempo, anche questo problema fu risolto e la Luna con i suoi movimenti costituì la
base delle tecniche di predizione.
Nella metà del secolo scorso si usava il termine 'megalito' dal greco megas (grande) e lithos (pietra) per definire dei particolari monumenti antichi. All' inizio del nostro secolo questo termine è stato adottato comunemente per indicare vari tipi di cerchi di pietre che risultano particolarmente
numerosi nell'Europa nord-occidentale. Il più spettacolare, e per molti versi unico, è Stonehenge, che si trova nella pianura di Salisbury, nel sud
dell'Inghilterra.
Probabilmente nessun altro luogo è stato studiato con tanta cura, né ha
fatto nascere tante teorie sulle sue origini e la sua finalità. Shonehenge ha
interessato molti ricercatoridel diciottesimo e del diciannovesimo secoloma,
benché un allineamento astronomico fosse stato osservatodal Reverendo Edward Duke nel secoloscorso, nessuno studio scientifico serio era stato intrapreso finché Sir Norman Lockyer, un astronomo, non portò avanti delle ricerche al fine di cercare di datare quel complesso. Lockyerarrivò a una data
appr~s~imativamentecorretta (1900-1500 a.c.) ma la sua metodologia venne crttlcata.
Un profilo della stona dell'astronomia
9
La tesi astronomica ricevette un nuovo impulso nei primi anni sessanta,
quando Gerald Hawkins pubblicò i risultati della sua ricerca su Stonehenge, condotta in laboratorio con l'ausilio del calcolatore. In un articolo su
Nature intitolato" Stonehenge decodificata" , Hawkinstentava di dimostrare
che quel monumento era un osservatoriosofisticatocostruito dall'uomo neolitico, intorno al 2000 a.c. Sua funzione era di seguire lo spostamento del
Sole e di riportare la posizione del sorgere e del tramontare della Luna. La
questione dell'astronomia megalitica sollevò un dibattito notevole, soprattutto quando fu pubblicato su Nature il secondo articolo di Hawkins dal
titolo" Stonehenge: un calcolatore neolitico". Questo articolo spiegava come si potessero utilizzare i vari allineamenti di pietre di Stonehenge per predire un'eclisse. Queste teorie rivoluzionarie si scontrarono con il dissenso
di quegli archeologi che essenzialmente non potevano accettare le deduzioni astronomiche, particolarmente quando scesero in campo altri ricercatori
che affermavano che altri luoghi mostravano la stessa 'connessione astronomica'. Degni di nota furono, tra gli altri ricercatori, C. A. Newham e il professor A. Thom, che senza l'aiuto del calcolatore avevano lavorato alle teorie astronomiche. Thom, benché all'epoca non avesse ancora svolto le sue
ricerche a Stonehenge (lo fece in seguito) aveva preso in esame un buon numero di siti e di monumenti megalitici. In queste ricercheThom scoprì un'unità di misura geometrica che chiamò 'yarda megalitica' (circa 83 centimetri) che egli riteneva fosse l'unità di misura standard usata dai costruttori
neolitici per erigere i loro monumenti di pietra. Sembra che i risultati che
Thom ricavò dalle sue innumerevoli ricerchesui luoghi megalitici confermino che gli antichi costruttori conoscesserouna geometria complessa e avessero anche familiarità con il più semplice dei teoremi di Pitagora. Queste
ricerche astro-archeologiche stanno rapidamente confermando che l'uomo
primitivo era molto più illuminato e organizzato di quanto non si fosse ritenuto fino ai giorni nostri.
Uno studio di molti siti indica che collocazione, disposizione e orientamento sono collegati non solo con le osservazionidel Sole e della Luna, ma
anche con i riti dei defunti. A New Grange, in Irlanda, la tomba megalitica
costruita intorno al 3300 a.c. e pertanto precedente a Stonehenge, ha sul
tetto una piccola apertura dalla quale a metà inverno penetravano i raggi
del Sole, illuminando la parte posteriore della camera mortuaria. L'orientamento delle camere funerarie indica l'importanza del Sole come 'segnale',
e mentre non tutti i tumuli, le tombe e sim.ilarihanno un orientamento
esattamente est-ovest, la maggior parte è rivolta verso il Sole nascente, leggermente più a nord o a sud dell'est, in corrispondenza con punti che sono
circa a metà tra le date degli equinozi e dei solstizi.
Nell'Europa nord-occidentale, nel vicino oriente e nelle Americhe l'astronomia antica prosperò perché rispondeva a delle esigenze importanti. In-
10
,
Un profilo della storia dell'astronomia
nanzitutto, permetteva di concepireun calendario solare, probabilmente collegato con uno lunare. Questo ciclo solare/ lunare poneva la comunità in
gradodi organizzaree coordinarela suaattività agricolain baseal ciclosolare o lunare. In secondo luogo, si potevano conoscere in anticipo i periodi
connessi con le cerimonie astro-religiose e quindi fare i dovuti preparativi.
L'anno nuovo dei Celti cominciava intorno al primo novembre (Samhaintide), e questo periodo che era strettamente connesso con la morte e con l'inizio dell'inverno, era, con tutta probabilità, un'eredità di un lontano passato. Analogamente la festa di Beltane, più o meno il primo maggio, celebrava l'inizio dell'estate. Sembra proprio che queste date, circa a metà tra
gli equinozi e i solstizi, abbiano un senso astronomico. Nello studio delle
astronomie antiche, bisogna ricordare che il clima dell'Europa nordoccidentale era certamente diverso da quello oggi prevalente. Se si ammette
che il clima, nell' era neolitica, era più stabile e con un' atmosfera più limpida nei pressi dell' orizzonte, si può cominciare a capire come si siano sviluppati i diversi rami dell' astronomia di osservazione. Nel vicino Oriente, la
levata eliaca di Sirio indicava l'inizio del nuovo anno egiziano, e le condizioni climatiche di queste regioni non avevano bisogno, in genere, di osservazioni astronomiche da farsi con l'ausilio di segnali o allineamenti particolarmente precisi. Nelle latitudini più settentrionali d'Europa, e particolarmente nelle zone costiere, il cielo poteva talvolta oscurarsi, e quindi era praticamente indispensabile avere degli indicatori di posizione precisi. Questo
è vero in particolare per i siti megalitici in Scozia e nelle isole del nord. Un
altro fattore importante potevano essere gli spostamenti sopra l'orizzonte
del Sole e della Luna, nei diversi periodi dell'anno, Nelle latitudini settentrionali i movimenti del Sole e della Luna erano notevoli soprattutto quando erano vicini all'orizzonte. Si deve tenere ben presente l'importanza del
clima e della collocazione geografica quando si studiano le tradizioni astronomiche; quello che per il vicino Oriente va bene, potrebbe non andar bene e non essere applicabile all'Europa del nord.
L'attenzione che l'uomo primitivo dedicava alla Luna e ai suoi movimenti non derivava solamente da una rilevanza mitologica, ma soprattutto dalle
implicazioni pratiche connesse ai suoi movimenti. Il rapporto esistente tra
le maree e certe fasi della Luna doveva essere stato osservato, e il riportare
la posizione della Luna doveva dare una buona base di conoscenza per elaborare il 'quando' e il 'come' si sarebbe sviluppata l'attività delle maree.
Fin da tempi molto antichi, l'uomo ha cominciato a viaggiare molto e benché le sue prime imbarcazioni fossero primitive, nondimeno egli riuscì a navigare in pericolose acque costiere, come è ampiamente attestato dai relitti
rinvenuti nelle isole del nord,
I rapporti tra Luna e maree, Luna e crescita e Luna e fisiologia umana
hanno tutti avuto una rilevanza molto notevole. In un primo tempo, i mo-
Un profilo
della storia dell'astronomia
11
tivi di questi collegamenti non devono essere stati noti, ma dopo un certo
lasso di tempo, la conoscenza e l'esperienza acquisite con osservazioni accurate avranno avuto delle utilizzazioni pratiche. Senza dubbio i miti connessi con la crescita e con la fertilità devono le loro origini all' influenza della
Luna. Le fasi lunari potrebbero essere interpretate simbolicamente come il
gettare il seme e la nascita (Luna nuova), una crescita graduale fino alla Luna piena, poi un lento decadimento e la morte. Questo ciclo che potre bbe
essere collegato ali' esistenza umana, aveva delle connotazioni sia pratiche
che simboliche; tra i moti lunari e le espressioni e le attività umane c'era
un interscambio essenziale.
Molti sono gli elementi a sostegno dei racconti tradizionali suIl'influenza
della Luna, non ultimo il ruolo della Luna rispetto alla sessualità e alla procreazione. L'uomo primitivo potrebbe essernestato consapevole, di qui l' importanza attribuita alla Luna e ai suoi movimenti.
Molto di ciò che si riferisce all'astronomia megalitica è oscuro, e non siamo in grado di avere un' immagine completa della società che ha costruito
queste strutture. Fino a tempi recenti si era ritenuto che le origini delle civiltà avessero avuto il loro fulcro nel Medio Oriente, ma le tecniche di datazione con il radio-carbonio dimostrano ormai che l'uomo preistorico è molto più vecchio di quanto indicassero le prime stime. La capacità dei primi
costruttori di erigere e allineare massiccestrutture di pietra con tanta precisione, dimostra che essiavevanouna coscienzaintellettuale ampiamente maggiore di quella loro attribuita in precedenza, Essi univano a un senso del
mistico un apprezzamento del pratico e del funzionale. Con l'uso dell'astronomia 'a occhio nudo', l'uomo primitivo consolidò le sue idee sulla vita
e sulla morte. La sua astronomia ebbe valore solo per lui e per i suoi tempi,
così come le ere successiveavrebbero avuto un'astronomia specifica per loro. L'astronomia megalitica segnò, tuttavia, l'inizio della grande avventura
che avrebbe poi portato all'esplorazione dello spazio.
Le prime civiltà
I primissimi documenti dimostrano come le civiltà delle valli del Tigri
e dell'Eufrate, della valle dell'Indo e della Cina abbiano studiato e osservato attentamente il cielo. Astronomia e astrologia erano compatibili e così
rimasero con alcuni cambiamenti, fino al Rinascimento (quindicesimo seco~
lo). L'astronomia/ astrologia babilonese fu molto sviluppata, e i progressi
conseguiti dai babilonesi diventarono la base dell' astronomia greca. L'insieme delle osservazioni babilonesi e dell' astronomia greca consentirono a
Ipparco (c. 130 a.C.) di definire il concetto di corpi celesti che si muovono
in epicicli e deferenti. In precedenza Eudosso (408-355 a.c.), un disce-
12
Un profilo
Un profilo della storia dell'astronomia
polo di Platone, aveva formulato l'idea di un sistema planetario di corpi
celesti attaccati a sfere trasparenti che giravano intorno ad assi separati. I
filosofi greci diedero un contributo immenso alla comprensione dell'universo. Ipparco supponeva che i pianeti girassero in cerchi, non intorno alla
Terra, ma intorno a dei punti che giravano circolarmente intorno alla Terra.
Le osservazionidi Ipparco furono riassunte da Tolomeo (100-178 d.C.) nella sua importante opera astronomica, l'Almagesto. Il sistema di Tolomeo
era una visione geocentrica dell'universo; la Terra si trovava al centro dell'universo e intorno a lei giravano il Sole, la Luna e i pianeti. Si supponeva
che ogni pianeta si muovesse circolarmente su un cerchio o epiciclo, il cui
centro girava su un cerchio più largo (il deferente) al cui centro si trovava
la Terra. All'epoca di Tolomeo si riteneva che il cerchio fosse la forma geometrica perfetta e che in cielo fosse possibile solo un movimento perfetto.
Questo punto di vista fu quello accettato fino al sedicesimo secolo, sebbene
il sistema tolemaico non restasse rigido, ma venisse continuamente modificato alla luce di fatti nuovi. Dal tempo di Ipparco fino al sedicesimo secolo,
quasi 1800 anni dopo, si progredì poco nella comprensione dell'universo.
Il modello di sistema planetario tracciato dai greci era di utilità limitata,
soprattutto perché si riteneva che la Terra fosse al centro dell'universo.
L'idea che la Terra fosse una sfera venne probabilmente per la prima volta agli antichi greci intorno al 500 a.c. Si riteneva che i quattro elementi
costitutivi, fuoco, aria, acqua e terra occupassero degli spazi specifici dell'universo o 'cosmo'. Aristotele, nello sviluppare questa teoria, argomentava
che la Terra deve essere al centro dell'universo perché le rocce cadono verso
il basso, mentre l'atmosfera superiore deve essere composta dal fuoco perché le fiamme tendono verso l'alto. Nel mezzo ci dovevano essere due fluidi, l'aria e l'acqua (in corrispondenza dell'atmosfera della Terra e degli oceani) e sopra l'atmosfera superiore c'era la 'sfera della Luna'. In tutti questi
spazi al di sotto della Luna, il corso normale degli eventi avrebbe fatto sì
che la materia (composta da combinazioni dei quattro elementi) cambiasse
e si decomponesse, ma al di sopra della Luna, c'era il cielo immutabile, dove il Sole, i pianeti e le stelle si muovevano in cerchi perfetti. In questo spazio celeste c'era un solo elemento, l'etere. Le teorie di Aristotele costituirono la base dell' astronomia e della fisica fino al diciassettesimo secolo e fino
ad allora non furono mai messe seriamente in discussione.
Gli antichi greci, immaginando la Terra come una sfera, avevano se non
altro alcune prove a sostegno di questa idea.
1. Quando le navi si allontanavano da terra, per primo spariva lo scafo,
mentre l'ultima cosa a sparire sotto l'orizzonte erano le vele. La superficie
della Terra doveva quindi almeno essere curva.
2. Durante l'eclisse di Luna, l'ombra della Terra non è dritta, ma curva,
simile all' ombra proiettata da una palla.
della stona dell'astronomia
13
3. I marinai che avevano navigato versosud riferivano che la stella polare
si vedeva, orientata a nord, sempre più in basso, facendo supporre ancora
una volta una superficie curva della Terra.
4. Una prova ulteriore fu fornita dal filosofo Eratostene di Cirene nel terzo secolo a.c. Egli dimostrò che lo stesso giorno dell'anno, un bastone conficcato per terra a Siene in Egitto, a mezzogiorno, non proiettava nessun' ombra, avendo, in quel momento, il Sole esattamente perpendicolare, mentre
un bastone conficcato nel suolo ad Alessandria, 800 chilometri più a nord,
alla stessa ora del giorno proiettava una piccola ombra, che indicava che il
Sole era a 75 dal punto esattamente a perpendicolo (zenit). Misurando la
distanza tra Siene e Alessandria, Eratostene riuscì a calcolare la circonferenza della Terra e giunse a un risultato sorprendeotemente preciso (con pochissima differenza rispetto alle stime moderne).
Alcuni astronomi ritenevano che la Terra fosse cilindrica con l'asse che
ruotava da oriente a occidente, ma le prove 1 e 2 evidentemente contraddicevano questa teoria. Ovviamente le conoscenzeche Greci e Babilonesi avevano delle dimensioni della Terra erano molto limitate, e non andavano al
di là dell'India a est e dello Stretto di Gibilterra a ovest.
Gli astronomi avevano anche notato che i cinque pianeti luminosi allora
conosciuti, Mercurio, Venere, Marte, Giove e Saturno, non si muovevano
con percorsi rettilinei, ma a volte, invece di seguire il loro normale percorso
verso est, si dirigevano a ovest. Eudosso di Cnido (terzo secolo a.c.) cercò
di spiegare questo fenomeno con la teoria degli 'epicicli', in base alla quale
i pianeti non giravano solo intorno alla Terra, ma avevano anche un moto
di rivoluzione in orbite epicicliche intorno a un deferente.
Nel quinto secolo a.c. il filosofo Filolao ipotizzò che non fosse tutto ciò
che sta in cielo a ruotare intorno alla Terra ma la Terra a ruotare intorno al
suo asse e a dare l'impressione del moto apparente del cielo. Anche la Terra,
suppose, è in movimento, non intorno al Sole, ma intorno a un mitico 'fuoco centrale', intorno al quale giravano anche il Sole, la Luna, i pianeti e le
sfere delle stelle fisse. Un'altra visione dell'universo, con la Terra al centro,
fu sviluppata da Apollonio, Ipparco e Tolomeo tra il terzo secolo a.c. e il
secondo secolod.C. Secondo questa teoria, i pianeti girano intorno alla Terra
con orbite complesse che sono una combinazione di un movimento orbitale
intorno alla Terra e di un movimento orbitale epiciclicointorno a un deferente. Il percorso che ne risulta comprende una serie di cerchi che corrisponde al percorso effettivamente osservabile.L'ipotesi è simile a quella di Eudosso, eccettuato il fatto che si supponeva che i primi motori fosserodelle' ruote', mentre per Eudosso si trattava di 'sfere'. Tuttavia per far quadrare le osservazioni, nel caso di alcuni pianeti era necessariopiù di un epiciclo, e alla
fine ce ne vollero addirittura quaranta per far muovere tutte le diverse parti
dell'universo, il Sole, la Luna, i pianeti e la sfera delle stelle fisse.
o
14
Un profilo della storia dell'astronomÙl
Il primo a ipotizzare che la Terra e gli altri pianeti si muovessero intorno
al Sole fu Aristarco di Samo nel terzo secolo a.c. Aristarco misurò le distanze del Sole e della Luna, facendo uso di metodi geometrici, arrivando a un
valore abbastanza preciso per la distanza della Luna, ma a un errore grossolano per quanto riguarda il Sole. Ma la sua teoria di un universo eliocentrico
venne dimenticata fino all' epoca di Copernico nel sedicesimo secolo, e si
adottò un universo geocentrico.
Tolomeo è stato l'ultimo grande astronomo dell'antichità, e per molti secoli dopo di lui lo sviluppo dell'astronomia e della scienza rimase quasi a
un punto fermo. La civiltà mediterranea fu poi dominata da Roma (secondo secolo a.c.) e quando l'impero romano declinò, a sua volta, nei primi
secoli dell' era cristiana, buona parte dell' antica conoscenza e della tradizione astronomica andò perduta e venne riscoperta molti secoli più tardi quando la scienza islamica raggiunse il suo culmine. Dopo la metà del settimo
secolo il mondo musulmano si espanse velocemente, e le antiche scienze furono tradotte in arabo e si fecero molti progressi fondamentali in matematica e in astronomia. L'importanza del contributo islamico consiste nell'aver
conservato le antiche tradizioni dell' astronomia greca che i successivistudiosi europei trovarono così preziose. La grande opera di Tolomeo, l'A/magesto, fu tradotta in arabO e poi in latino (1175). Per tutto questo tempo,
tuttavia, non si misero in dubbio le idee di Aristotele sul funzionamento
fisico dell'universo, e la Terra continuò a esserne considerata il centro.
Il Rinascimento
Il sedicesimosecolovide la circumnavigazione della Terra da parte di Magellano (1519-22), e si stabilì così la sfericità della Terra. Fu quella un' epoca di esplorazioni geografiche: la scoperta delle Americhe, e la via marittima per l'India attraverso il Capo di Buona Speranza. Tutto ciò esigeva strumenti di navigazione efficienti e carte. Nessun calcolo soddisfacente della
longitudine era possibile (lo fu solo successivamente con l'invenzione del
cronometro marino di Harrison), ma si poteva individuare la latitudine con
le tavole della declinazione solare o con le variazioni dell' altezza della stella
polare. Una nuova era stava sorgendo e molte vecchie concezioni sulla Terra
e sull'universo venivano messe in discussione. Il sedicesimo secolo fu importante per gli effetti sociali ed economici che seguirono le grandi esplorazioni. La teoria di una Terra sferica facilitò i grandi progressi del pensiero
scientifico e le scoperte.
Per i 1800 anni precedenti si era ritenuto che la Terra fosse al centro dell'universo. Nicola Copernico (1473-1543), un astronomo pohicco, gettò le
basi per una nuova visione del cielo. Egli affermò che al centro dell'univer-
Un profilo della storia dell'astronomia
15
so era il Sole e non la Terra. La sua ipotesi eliocentrica, come è enunciata
nel suo libro (1543) De Revo/utionibus Orbium Coe/estium (Sulle rivoluzioni delle sfere celesti), affermava che il sistema planetario era un sistema
solare. Questa idea rivoluzionaria era stata in realtà formulata quasi diciannove secoli prima dal greco Aristarco, ma era stata respinta.
Per Copernico era evidente che la teoria dei moti planetari, proveniente
da Tolomeo e da altri astronomi greci, era così gravemente inficiata dalle
effettive osservazioni che la formulazione di una nuova teoria era necessaria
e urgente. Di fatto, c'erano diversi sistemi tolemaici, ma erano tutti variazioni della stessa teoria geocentrica, e come tali grossolanamente errati. Nel
suo De Revo/utionibus, Copernico sostiene che la Terra è sferica, che l'universo è sferico, che i movimenti dei corpi celesti sono uniformi, circolari e
perpetui, e che, dati i movimenti irregolari dei pianeti, la Terra non è al
centro dell'universo. La Terra, diceva, compie tre movimenti diversi: una
rotazione assiaie una volta al giorno, una rivoluzione orbitale (intorno al
Sole), e una rotazione conico-assialeuna volta l'anno. La nuova teoria eliocentrica era in grado di spiegare i movimenti dei pianeti, sia diretti sia retrogradi. Le teorie di Copernico sono esposte nel suo libro sotto forma di
argomentazioni discorsive e si presentano come segue:
L'universo è sferico perché, o la sfera è la forma più perfetta, o perché possiede per un dato volume l'area maggiore, oppure perché i corpi celesti, Sole,
Luna e stelle sono sferici. Anche la Terra è sferica, perché il viaggiare verso
nord o verso sud sulla sua superficie, porta a un cambiamento nell'altezza
della Stella Polare e a un cambiamento corrispondente nel numero delle stelle circumpolari. LaTerra occupa un volume maggiore di quanto non facciano
gli oceani, altrimenti questi ultimi la scioglierebbero. Il moto dei corpi celesti è uniforme, circolaree perpetUo, o composto da moti circolari. Il gran numero di sfere è all' origine di molti movimenti, cioè la rotazione della Terra
da ovest a est, e i vari moti di Sole, Luna e pianeti. Le velocità irregolari del
Sole e della Luna nelle loro orbite vanno attribuite alla non uniformità della
forza motrice o al fatto che queste orbite sono eccentriche.
La visione geocentrica cedette gradualmente il passo al sistema eliocentrico, ma il nuovo sistema, benché conducesse a risultati migliori e semplificassele complicazioni matematiche connessecon il sistema geocentrico. pure non era ancora del tutto preciso. La rivoluzione copernicana introdusse
modifiche profonde nelle nozioni fondamentali dell' astronomia portando
a quell'ampliamento della comprensione della natura da parte dell'uomo,
che portò poi alla rivoluzione scientificadel diciassettesimosecoloe alla concezione newtoniana dell'universo. Questa rivoluzione fu importante non solo
in astronomia, ma il suo impatto influenzò gli atteggiamenti sociali, economici, filosofici e intellettuali che erano rimasti, fino a quel momento, piut-
16
Un profilo della storia dell'astronomia
tosto statici. L'accettazione delle teorie di Copernico non fu immediata dopo la pubblicazione di De Revo/utionibus nel 1543. L'astronomo Thomas
Blundeville, per esempio, scriveva: "Copernico... afferma che la Terra gira
e che il Solesta fermo nel centro del cielo, e grazie a questa falsa premessa,
ha potuto fornire dimostrazioni migliori di quante non siano mai state suggerite per i moti e le rivoluzioni delle sfere celesti". Questo veniva scritto
nel 1594. La maggior parte degli astronomi era ostile a queste nuove idee,
benché alcuni (Rheticus, Digges e Maestlin tra gli altri) le accettassero e le
Insegnassero
U,I profilo
della stona dell'astronomia
17
importanti e significativi, fu Keplero, un collega di Tycho, che finalmente
scoprì le leggi fondamentali che governano i moti planetari.
Dòpo la morte di Tycho, avvenuta nel 1601, servendosi delle tabelle da
lui compilate, Keplero ne continuò il lavoro di osservazione. Keplero si concentrò soprattutto sull' orbita di Marte che è particolarmente eccentrica. Dalle
sue osservazioni e ricerche, concluse che i pianeti non si muovono in percorsi circolari ma in ellissi. Per spiegare con maggior precisione i moti planetari, Keplero formulò le sue tre leggi:
.
Via via che il sedicesimo secolo si avvicinavaalla fine, l'universo 'eliocentrico' acquistava sempre maggior favore presso gli astronomi. Gli astronomi
principali di quel periodo furono Tycho Brahe e Giovanni Keplero. Tycho
fu soprattutto un astronomo osservatore e usò i suoi strumenti per tracciare
accurate mappe stellari e per portare avanti osservazioni prolungate dei movimenti dei pianeti per periodi di molti anni. Egli fece queste osservazioni
nel suo osservatorio nell' isola danese di Hven. Calcolò le posizioni dei pianeti con una precisione di circa quattro primi di arco, e quelle delle stelle
fino a un secondo di arco, con un considerevole miglioramento rispetto alle
osservazioni degli astronomi dell' antichità.
Tycho respinsela teoria eliocentrica, perché nelle posizioni delle stelle non
fu in grado di individuare alcuna parallasse, che doveva necessariamente risultare dal movimento della Terra intorno al Sole. Non poté accettare, o
non conosceva,l'enorme distanza che c'è tra la Terra e le stelle rispetto alle
distanze dei pianeti. Respingendo i sistemi tolemaici e copernicani, egli formulò una sua teoria in base alla quale la Terra è stazionaria al centro dell'universo e non ruota, mentre una sfera sulla quale sono tutte le stelle fa un
giro ogni ventiquattr' ore. In mezzo, il Sole si muove intorno alla Terra una
volta l'anno, e i cinque pianeti, allora conosciuti, girano tutti in orbita intorno al Sole.
Nel 1572 Tycho osservòquella che ora è conosciuta come una nova (una
stella che esplode) nella costellazione di Cassiopea, che per diciotto mesi
continuò a esserevisibile superando per brillantezza Venere al massimo del
suo splendore. Questo oggetto non poteva essere una cometa perché non
avevacoda e, rispetto alle stelle vicine, non si muoveva. Questo avvenimento è importante perché in un cielo che, fino a quell'epoca, era stato considerato immutabile, il nuovo oggetto non avrebbe potuto essere altro che
un fenomeno di qualche genere nella parte alta dell'atmosfera, ma quest'idea fu rapidamente inficiata quando il calcolo della parallasse della nova
dimostrò che questa doveva trovarsi alla stessa distanza delle stelle. Analogamente, le comete osservateda Tycho tra il 1577 e il 1596 mostravano anch'esse di non avere una parallasse misurabile e dovevano essere, pertanto,
oggetti molto distanti. Benché i contributi di Tycho all'astronomia fossero
1. I pianeti si muovono in ellissi con il Sole su un fuoco dell' ellisse.
2. Il raggio vettore (la linea immaginaria che unisce il Sole con il pianeta)
descrive aree uguali in tempi uguali.
3. I quadrati dei periodi di rivoluzione dei pianeti sono direttamente proporzionali ai cubi delle loro distanze dal Sole.
Diversamente da Tycho, Keplero accettava la teoria dell'universo eliocentrico, come risultava dalle tre leggi dei movimenti planetari. La forza che
manteneva i pianeti nelle loro orbite intorno al Sole era, a quel tempo, sconosciuta - siamo prima dell'epoca di Newton - ma Keplero immaginò
che il Sole producesse una forza che opera dal!' esterno e in parallelo all' eclittica e che, urtando contro ogni pianeta lo spinge avanti. I pianeti più
distanti ricevono una forza proporzionalmente più debole e pertanto si muovono più lentamente lungo le loro orbite. Inoltre, la seconda legge di KepIero afferma che lo stesso pianeta cambia la sua velocità nel corso dell' orbita, viaggiando tanto più velocemente quanto più è vicino al Sole. Questa
forza che Keplero chiamò 'anima motrice', era un predecessore della gravitazione, sviluppata da Newton quasi un secolo dopo.
Un'altra teoria proposta da Keplero ed esposta nel suo Mysten'um Cosmogmphicum, era il rapporto tra le orbite dei pianeti e i cinque solidi regolari. Il ragionamento alla base era che, se i cinque solidi sono inseriti l'uno nell'altro, allora le sfere che portano le orbite dei pianeti possono interporsi tra i solidi. In pratica tutto ciò comporterebbe la combinazione che
segue: la sfera di Saturno racchiude il cubo, quella di Giove racchiude il
tetraedro, quella di Marte racchiude il dodecaedro, quella della Terra racchiude l'isocaedro, quella di Venere racchiude l'octaedro e l'octaedro racchiude la sfera di Mercurio. In ogni casogli angoli del solido toccano le superfici delle sfere. Benché le orbite dei pianeti siano eliittiche , la ellitticità
è abbastanza piccola da potersi in ogni caso adattare nei cinque solidi. Kepiero non accettava l'eventualità di pianeti al di là di Saturno, perché questo sarebbe stato in contrasto con le sue teorie.
Galileo Galilei (1564-1642) confermò la teoria eliocentrica con le sue scoperte delle lune galileiane (i quattro satelliti di Giove) usando il telescopio,
18
Un p1Vfilo della stona dell'astronorma
di recente invenzione. Lesue osservazionidimostrarono che altri pianeti erano
in grado di attrarre corpi celesti. Le scoperte di Galileo rovesciarono completamente le vecchie teorie geocentriche. Queste scoperte comprendevano
la natura accidentata, montuosa della superficie lunare, le fasi di Venere,
i satelliti di Giove, il fatto che la Via Lattea consiste di migliaia di pallide
stelle. Dalle ombre proiettate dalle montagne della Luna, Galileo riuscì a
calcolare la loro altezza, e scoprì che erano paragonabili a quelle della Terra. Sulla superficie del Sole scoprì le macchie solari. Da tutte queste osservazioni conseguivache l'universo, ben lungi dall' essere quel posto immutabile e perfettamente formato come lo avevano immaginato gli antichi, era piuttosto più simile alla Terra. Era inoltre più grande di quanto non si fosse
immaginato in precedenza. I! fatto che si vedevano i satelliti di Giove girare
intorno al pianeta, una volta ogni pochi giorni, dimostrava che l'universo
aveva più che un solo centro di rotazione. Le macchie solari confutarono
l'idea di un Sole incontaminato. Le fasi di Venere dimostrarono che girava
intorno al Sole e non intorno alla Terra. L'enorme aumento del numero di
stelle rivelato dal telescopio, sia nella Via Lattea che in altre parti del cielo,
faceva dubitare che fossero tutte fissate in una sfera, tutte alla stessa distanza dalla Terra, mentre suggeriva che potessero invece essere degli altri Soli,
tutti a cMstanzediverse dalla Terra. Questi concetti erano stati formulati una
prima volta nel secoloprecedente, prima dell'invenzione del telescopio, dai
matematici e astronomi John Dee, Thomas Digges e Giordano Bruno. C'era un numero incalcolabile di stelle, avevano affermato, e alcune di essepotevano anche essere più grandi del Sole, ma sembrano piccole solo a causa
della loro immensa distanza. Digges descrivevala regione al di là dei pianeti come' 'questo circolodi stelle fissatosopra a una distanza immensa si estende in altezza sfericamente" (1576). Dee osservòla supernova del 1572 e concluse che si trattava di una vera stella e che era sparita perché si allontanava
nello spazio in linea retta rispetto alla Terra.
I! Rinascimento, la grande rinascita della cultura, mise in discussione le
idee e gli insegnamenti degli antichi. I grandi astronomi di questo periodo,
Brahe, Copernico, Keplero e Galileo avevano gettato, ognuno a modo suo,
le fondamenta per costruire uno schema esauriente per far fronte alla nuova
conoscenza. Il mettere in discussione le vecchie concezioni portò Descartes,
matematico insigne, a ragionare sull'universo e a cercare di spiegare la natura del mondo fisico alla luce delle nuove scoperte. I! suo Discorsosul metodo è probabilmente uno dei testi che più hanno influenzato la filosofia
della scienza. Le idee e le speculazioni di Descartes ebbero un' importanza
fondamentale, ma fu Isaac Newton (1642-1727) che inquadrò definitivamente, con delle brillanti analisi matematiche, il moto dei corpi orbitanti
e la Legge di Gravitazione. Egli costruì, con questa, sulle fondamenta gettate da Descartes e dagli astronomi del Rinascimento.
2
Lo sviluppo
dell' astronomia moderna
Nel corso del diciassettesimo secolol'astronomia si trovava in piena rivoluzione. Idee e concezioni vecchie, basate sulla speculazione filosofica, relative alla struttura dell'universo, venivano sostituite da nuove, basate sull'osservazione, il ragionamento logico e la deduzione. Le teorie prevalenti nell'antichità e nel Medio Evo erano principalmente quelle dei filosofi della
Grecia classica,in particolare Aristotele, Archimede e Tolomeo. Le sfide del
Rinascimento portarono a un ripudio delle vecchie idee e dei vecchi insegnamenti concernenti un universo geocentrico e benché siano state le scoperte di Brahe, Keplero, Copernico e Galileo a gettare le basi per la nuova
conoscenza, furono le scoperte di Newton che estesero e consolidarono la
'nuova astronomia'.
Nel 1687 Newton pubblicò la sua opera monumentale Principia Mathematica, in cui spiegò e discussela sua nuova teoria sulla gravitazione universale; teoria che si poté applicare al sistema solare per spiegare i moti dei pianeti. I! vero metro del sistema solare fu stabilito da Dominique Cassini
(1625-1712) quando misurò la distanza tra il Sole e Marte (1671), per cui
fu possibile, con le leggi di Keplero, calcolare le distanze degli altri pianeti.
Newton utilizzò le leggi di Keplero nella sua teoria della gravitazione e fu
in grado di calcolare la massa di ogni pianeta. Prima di ciò, la vera natura
dei pianeti era sconosciuta, e si riteneva che fossero attaccati a sfere trasparenti che giravano; le osservazionidi Galileo e degli altri e le teorie di Newton dimostrarono che i pianeti erano sfere di materia come la nostra Terra
e che giravano in orbite libere intorno al Sole.
L'uso principale che si fece dell' astronomia nel diciassettesimo secolo fu
nel campo della navigazione; per chi navigava era necessario conoscere in
mare la longitudine. Furono adottati un certo numero di sistemi diversi,
compreso quello di disegnare delle linee di eguale declinazione magnetica
sulle carte oceaniche, e la compilazione di tavole di eclissi dei satelliti di
Giove, ma alla prova dei fatti nessuno di questi metodi si dimostrò utilizzabile o abbastanza preciso. L'unico modo per risolvere il problema della navigazione comportava o il fare delle osservazioniestremamente accurate della
20
Lo sviluppo
dell'astronomia
Lo sviluppo dell'astronomia
moderna
posizione della Luna per un lungo periodo di tempo, in modo che se ne
potesse ricavareuna giusta teoria del moto della Luna, o il disegnare delle
mappe stellari precise. La migliore mappa stellare disponibile nel diciassettesimo secolo era quella compilata da Tycho Brahe, ma non era abbastanza
precisa. Nel 1675fu fondato in Inghilterra il Royal Greenwich Observatory
che, sotto il succedersidei suoi Astronomi reali, produsse mappe stellari sempre più precise e anche osservazioni del movimento e della posizione della
Luna, utilizzati poi da Newton per la sua teoria della gravitazione. Con l'invenzione da parte diJohn Harrison (1693-1776) del cronometro marino, il
problema della determinazione del tempo in mare venne superato come anche quello della longitUdine.
In questo periodo crebbe l'interesse per l'astronomia teorica e, una volta
stabilita chiaramente la nuova teoria dell'universo, dei fatti nuovi divennero chiari. Uno di questi riguardava le posizioni relative tra loro delle stelle;
fin dai tempi antichi le stelle erano state considerate fisse nello spazio, attaccate a qualche sfera trasparente o comunque tutte alla stessadistanza dalla
Terra. Nel 1718 il secondo Astronomo reale, Edmond Halrey (1656-1742)
scoprì che le posizioni di alcune stelle erano cambiate nel corso degli ultimi
1500 anni, e concluse che le stelle non potevano essere fisse ma si muovevano nello spazio l'una rispetto all'altra. Questo movimento relativo delle singole stelle è noto come moto proprio. Agli astronomi diventava chiaro, poco per volta, che non solo le stelle sono, come il nostro Sole, dei corpi di
un gas luminoso caldo, ma anche che il Sole non è nient'altro che una normale stella. Quest' idea era stata lanciata da Dee, Digges e Bruno fin dalla
fine del sedicesimo secolo. Stava anche diventando chiaro che le stelle non
sono confinate in uno spazio limitato un po' dietro l'orbita di SatUrno, ma
sono distribuite casualmente in un immenso volume di spazio.
Molti dei nuovi sviluppi dell'astronomia di questo periodo e dei periodi
successivifurono resi possibili dai progressi conseguiti nella costruzione dei
telescopi. Rispetto al metro dei giorni nostri i telescopi di Galileo del 1610
erano primitivi, dal momento che erano formati da due piccole lenti in un
tUbo e fornivano solo pochi ingrandimenti e immagini scadenti. Nel 1668
Newton costruì un telescopio che raccoglievala luce per mezzo di uno specchio parabo/ico anziché di una lente; questo tipo di telescopio si chiama
riflettore, mentre quelli che prendono la luce con una lente si chiamano
rifrattori. Il difetto dei primi rifrattori era quello noto come aberrazione eromatica, il non riuscirea rifrangere in modo uguale tUtti i colori, per cui l'immagine è circondata da un alone colorato. L'otticoJohn Dollond (1706-1761)
superò questa difficoltà nel 1754 costruendo una lente costitUitada due parti
attaccate tra loro, chiamata aeromatica. In precedenza tutti i rifrattori dovevano essere molto lunghi, qualcosa come lO metri, per poter ridurre l'aberrazione, ma da quel momento fu possibile farli molto più corti. Quasi tUtti
moderna
21
i telescopi costruiti prima della fine del diciottesimo secolo erano abbastanza piccoli. le loro lenti o specchi avevano in genere un diametro inferiore
ai 30 centimetri. Non si costruivano strumenti più grandi perché gli astronomi si dedicavano più all'astronomia di posizione, e quindi a misurare le
posizioni delle stelle e a compilare mappe ai fini della navigazione - per
il che bastavano strumenti
abbastanza piccoli
-
che non agli aspetti più
teorici della materia. Comunque, tutto questo cambiava poco per volta e
uno dei primi astronomi a condurre una ricercadi astronomia 'pura' (in contrapposizione a quella applicata) fu sir William Herschel (1738-1822). Herschel fece le sue osservazioni soprattutto con un riflettore di 50 centimetri
che aveva costruito intorno al 1780, ma alcuni anni dopo costruì un riflettore gigante con un' apertura di 120 centimetri e altri telescopi più piccoli.
Con questi condusse delle 'ricerche sui cieli' - conteggi di stelle in ognuna
delle migliaia di piccole aree del cielo del nord. Catalogò anche molte migliaia di ammassi stellari e di nebu/ose (nuvole di polvere e gas nello spazio
più lontano). Dopo un'analisi delle osservazionifatte per un periodo di molti
anni, Herschel concluse che la distribuzione delle stelle nello spazio è casuale, ma anche che esse fanno parte di una grande galassia a forma di lente
o di scatola con il lato più lungo allineato sul piano della Via Lattea.
La Via Lattea si presenta come una pallida fascia luminescente che gira
in tUtto il cielo, ma che di fatto è costituita da milioni di pallide stelle lontane. Si riteneva che il Sole fosse"piùo meno vicino al centro di questa galassia. Herschel non sapeva a che distanza si trovassero le stelle, ma nei suoi
tentativi di determinarlo scoprì che alcune stelle sono doppie e girano l'una
intorno all' altra - dimostrando così che le leggi di gravitazione universale
di Newton sono effettivamente universali. Un'altra teoria avanzata da Herschel fu quella dell' evoluzione delle stelle; a causadel tempo impiegato dalla
luce per viaggiare attraverso lo spazio (la velocità della luce - 300.000km.
al secondo - era già stata calcolata oltre un secolo prima), come regola generale, le stelle più distanti si dovevano trovare a uno stadio precedente della loro evoluzione rispetto a quelle più vicine. Come vedremo, questa regola di fatto è valida per quanto riguarda le galassie. Nel fare le sue osservazioni, nel 1781 Herschel scoprì il pianeta Urano, il primo pianeta scoperto
in epocamoderna. Nel 1846, due matematici,John Adams(1819-1892)e
Urbain LeVerrier (1811-1877) scoprironoNettuno, e i calcolidi Percival Lowell (1855-1916) portarono alla scoperta di Plutone da parte di Clyde Tom-
baugh nel 1930.
,
Anche fuori della Gran Bretagna furono costruiti osservatori nazionali,
il primo dei quali (fondato nel 1671) a Parigi, e il loro obiettivo principale,
come per quello di Greenwich, era di compilare mappe stellari abbastanza
precise ai fini della navigazione. Ma nel diciannovesimo secoloil loro lavoro
si estese anche ad altri settori. Nel 1838, la prima distanza da una stella fu
22
Lo sviluppo dell'astronomia
moderna
misurata dall'astronomo Friedrich Bessel (1784-1846). Queste misure furono calcolate con il metodo noto comeparallasse trigonometrica, con la quale la posizione di una stella, rispetto allo spazio retrostante di stelle più lontane, viene misurata quando la Terra si trova in punti opposti della sua orbita (per esempio a gennaio e a luglio). Si scoprì che la stella più vicina,
la Proxima Centauri, dista 40 milioni di milioni di chilometri (4,3 anni luce). Negli anni successivial 1838, con questo metodo della parallasse furono scoperte le distanze di molte altre stelle. I moti parailattici delle stelle
sono però minimi, in ogni caso inferiori a un secondo di arco, per cui è molto difficile calcolarlicon precisione e il metodo della parallasse si può usare
solo per le stelle più vicine fino a una distanza di 1600 milioni di milioni
di chilometri. A causa delle enormi distanze nello spazio gli astronomi usano un'unità di misura più comoda: l'anno luce (la distanza percorsa da un
raggio di luce in un anno, che è di 9,5 milioni di milioni di chilometri).
Ancora una volta si rese evidente che la dimensione dello spazio è grande.
Ma probabilmente i maggiori progressi in astronomia nella seconda metà
del diciannovesimo secolo furono il risultato dello sviluppo di nuove tecniche che fu possibile applicare ali'astronomia, la spettroscopia e lafotografia.
La storia dello spettroscopio cominciò nel 1666, quando Newton fece passare la luce del Sole attraverso un prisma che divise la luce nei colori che
la componevano (lo spettro dell' arcobaleno). Poi, nel 1814, l'ottico Joseph
von Fraunhofer (1787-1826) mostrò che lo spettro del Sole è attraversato da
un gran numero di righe scure: egli tracciò le posizioni di circa 500 di queste righe. Il lavoro successivosvolto da altri scienziati, in particolare il fisico
Gustav Kirchoff (1824-1887) e il chimico Robert Bunsen (1811-1899), mostrò che ogni elemento e componente chimico ha il proprio specifico e unico insieme di righe spettrali, e che quelle righe nello spettro del Sole dicevano agli astronomi quali sono gli elementi e i componenti presenti nel SoIe. Fu tuttavia un problema del tUtto diverso ottenere lo spettro di una stella, la più luminosa delle quali è migliaia di milioni di volte meno luminosa
del Sole. Nel 1860il problema fu studiato da William Huggins (1824-1910),
un astronomo dilettante, che, pur incontrando in principio delle difficoltà,
riuscì alla fine a ottenere gli spettri di alcune stelle, a confrontarli con gli
spettri di sostanze chimiche e a dedurre quali sono le sostanze contenute
da quelle stelle. Egli fu così in grado di dimostrare che il Sole e le stelle
contengono tutti sostanzialmente gli stessi elementi (cioè l'idrogeno e pochi altri elementi e quantità minori di sostanze composte). Huggins riuscì
anche a dimostrare che le nebulose non erano aggregazioni di stelle, come
alcuni astronomi avevano sostenuto, ma nubi di gas luminosi.
La fotografia fu inventata nel 1835 e fu presto applicata all'astronomia,
dal momento che la prima fotografia astronomica fu scattata alla Luna nel
1840. Viavia che le tecniche miglioravano si poté estendere l'uso della foto-
Lo JVz/uppo dell'astronomia
moderna
23
grafia fino a coprire altre branche dell'astronomia, e alla fine del diciannovesimo secolo la si utilizzò per registrare spettri di stelle e anche per compilare
mappe stellari. Si sostitUironocosìvelocemente i vecchimetodi di osservazione visiva che erano soggetti a distorsioni dovUte ai diversi osservatori, anche
se nel lavorosui pianeti si continuò a utilizzare il metOdovisivo,dal momen:
to che era, e lo è ancora, il migliore tra i due per rilevare i particolari della
superficie dei pianeti. L'immagine di un pianeta è distorta da correnti d'aria,
e quindi i particolari in fotografia vengono piuttosto sfocati (a eccezione di
quelli ripresi con un grande telescopio), ma l'occhio dell' osservatorepuò percepire il minuto particolare in quei brevi istanti in cui l'aria si calma.
Nel campo dell' astronomia planetaria molto lavoro è stato fatto da astronomi dilettanti con l'uso di un equipaggiamento abbastanza modesto. Un
lavoro considerevole è stato svolto da dilettanti nelle osservazioni del Sole,
della Luna, di meteore, comete e pianeti. Gli astronomi dilettanti e le loro
associazionihanno svoltoun ruolo importante in questo settore perché i corpi
nel sistema solare non richiedono, in genere, grossi telescopi per poterli osservare bene. Inoltre gli astronomi professionisti erano, e sono ancora, troppo impegnati a concentrarsi su stelle, nebulose e galassie che soltanto loro,
con la potenza dei loro strumenti, sono in grado di studiare a fondo. I primi
dilettanti hanno svoltoun lavoropionieristico, per esempio Heinrich Schwabe
che sottopose il Sole a osservazioni regolari e, nel 1852, annunciò che dimensioni e numero delle macchie solari variano con un ciclo di undici anni;
William Lassellche scoprì, nella metà del diciannovesimo secolo, molti satelliti che orbitano intorno ai pianeti; Beer e Madler che intorno al 1830
tracciarono una grossa carta della Luna; James Nasmyth che pure osservò
la Luna e nel 1872 elaborò delle teorie sulla sua geologia; e W. F. Denning
che al volgere di questo secolo fece molto lavoro importante sulle meteore.
Nel corso degli anni altri dilettanti hanno fatto una gran quantità di osservazioni sui pianeti; il pianeta Marte fu osservato a fondo dal 1877 in poi
dagli astronomi Giovanni Schiaparelli, Percival Lowell, E. M. Antoniadi e
altri (ma alcuni di questi erano professionisti).
Gli osservatori nazionali non tardarono a utilizzare i nuovi strumenti della fotografia e della spettroscopia che, nella seconda metà del diciannovesimo secolo vennero utilizzati nei programmi di ricerca. Nel 1872 Greenwich
cominciò delle osservazionispettroscopiche delle stelle per determinare i loro movimenti effettivi e le loro velocità nello spazio. Il principio su cui si
basavano queste osservazioniè l'effetto Doppler - che può essere illustrato
più chiaramente facendo riferimento al suono anziché alla luce - l'intensità del suono del clacson di un'automobile o del fischio di un treno diminuisce alloro passaggio vicino all'osservatore. Lo stesso principio si applica alle
onde luminose per cui si ha uno spostamento delle linee dello spettro di
una stella verso il blu se la stella si awicina e verso il rosso se si allontana.
24
Lo sviluppo dell'astronomÙl
moderna
Nel 1894 a Greenwich fu acquistato un telescopio rifratto re di 66 centimetri, e alcuni anni dopo dei telescopi ancora più grandi con i quali si sviluppò il lavorospettroscopico, e che furono usati pure per misurare le posizioni angolari delle stelle doppie. Nel 1883 cominciarono delle osservazioni
regolaridel Sole. Nello stessoperiodo vennero costruiti, specialmente in America, dei grandi osservatoriadibiti solo alla ricerca anziché alla compilazione
di mappe stellari. Questi osservatori erano in genere annessi alle università
e venivano costruiti normalmente su alte montagne dove l'aria era molto
limpida e il cielo sgombro da nubi e fumo e senza il bagliore delle luci della
città. Obiettivo principale di questi osservatori era stabilire la vera natUra
e composizione di stelle e nebulose, e a questo scopo erano forniti di una
attrezzatura complessa costitUita di spettroscopi, fotometri e macromicrometri. Con questi strumenti gli astronomi erano in grado di valutare la composizione chimica di una stella, la sua luminosità e il suo moto proprio e,
usando le leggi della fisica(molte delle quali erano state, a quell' epoca, appena sviluppate) di procedere al calcolo di altre caratteristiche di una stella,
per esempio la sua massa e la sua temperatura alla superficie. La situazione
era nettamente migliorata rispetto a soli cinquanta anni prima quando gli
astronomi, dotati solamente di telescopi, potevano solo osservare la luminosità e la distribuzione delle stelle nel cielo.
Nel 1913 due astronomi, Ejnar Hertzsprung (1873) e Henry Russell(1877)
rilevarono la luminosità di un gran numero di stelle rapportando le alle rispettive temperature alla superficie (indicate dai loro spettri). Ottennero un
risultato interessante - quanto più una stella è calda tanto più è luminosa
- e questo era vero per la maggior parte delle stelle, Sole compreso. Si dice
che le stelle che obbediscono a questa legge 'temperatura-luminosità' si trovano in una fascia detta sequenza principale. Quelle all' estremo caldo, luminoso, sono anche molto grandi e sono conosciute come giganti blu mentre quelle all'estremo freddo, scuro, sono stelle molto piccole e sono conosciute come nane rosse. Le stelle che non rientrano nella sequenza principale ricadono normalmente in due categorie, o sono giganti 1Vsseo sono nane
bianche. Il grafico della 'luminosità rispetto alla temperatura alla superficie' è noto come diagramma di Hertzsprung-Russell.
Gli astronomi da tempo avevano capito che le stelle sono simili al nostro
Sole, ma non si sapeva esattamente come facessero a brillare. Le leggi della
fisica relativa ai gas, scoperte dal 1670 circa, venivano applicate all'astronomia. Nel 1853 il fisico Hermann von Helmholtz (1821-1894) affermò che
il Sole e le stelle si contraggono continuamente (anche se molto lentamente) sotto il loro peso, e che questa energia potenziale di contrazione si trasforma continuamente in energia calorifica e luminosa. I calcoli dimostravano che, se le cosestanno proprio così, il Sole, la Terra e il resto del sistema
solare non potrebbero averepiù di 18 milioni di anni. All'epoca questo sem-
Lo svzluppo dell'astronomia
moderna
25
brava abbastanza accettabile, ma successivericerche in biologia e geologia
hanno dimostrato che la Terra deve avere almeno 4700 milioni di anni. È
stato solo nel 1939 che la vera origine della radiazione del Sole e delle stelle,
e cioè lafusione nucleare, fu scoperta dal fisicoHans Bethe (1906-). Questo
fenomeno comporta la trasformazione dell' idrogeno in elio, entrambi presenti, come si sapeva, nel Sole e nelle stelle, e in questo processo di fusione
una piccola quantità di materia viene annientata e si trasforma in energia.
Questa energia viene irradiata sotto forma di luce, raggi infrarossi (calore)
ed energia con altre lunghezze d'onda. È così che il Sole perde ogni secondo una massa di 4 milioni di tonnellate. Li trasformazione della materia
in energia fu ipotizzata per la prima volta nel 1905 dal fisico Albert Einstein (1879-1955) ne] suo "Teoria della Relatività".
Usando il diagramma di Hertzsprung-Russell,furono anche avanzate delle
ipotesi per spiegare l'evoluzione e la formazione delle stelle. Una prima teoria
sosteneva che le stelle erano inizialmente delle giganti blu, che poi, nel corso della loro vita, raffreddandosi continuamente scendevano nella sequenza
principale, fino a diventare nane rosse quando gli rimaneva poco idrogeno
da bruciare. Teorie successivecompletamente diverseaffermavano che la posizione occupata da una stella nella sequenza principale dipende dalla sua
massa originaria, quanto maggiore la massa tanto più calda e luminosa la
stella. Le stelle sono anche relativamente stabili e dimensione, massa, luminosità, temperatura alla superficie o qualsiasi altra proprietà non cambia apprezzabilmente nel corsodella loro esistenza. Quando non hanno più idrogeno da bruciare, le stelle o si dilatano in giganti rosse, per poi sgonfiarsi
in nane bianche, oppure esplodono come novae.
Gli astronomi si erano anche interessati delle nuvole di polvere e gas, le
nebtdose, che si trovano in certe zone degli spazi interstellari. Alla fine del
diciottesimo secolo Herschel avevastudiato questi oggetti, e circanello stesso periodo, l'astronomo Charles Messier (1730-1817) ne catalogò circa un
centinaio. Un catalogo più dettagliato, il "New GeneraI" fu elaborato intorno al 1880 dalle osservazionifatte daJohn Herschel (1792-1871), il figlio
di Sir William Herschel, e daJohn Dreyer (1852-1926);questo catalogo elencava diverse migliaia di nebulose. Si scoprì che queste nebulose si presentavano in forme diverse; alcune erano collegate a gruppi di stelle giovani, calde ed erano costituite di gas incandescente, mentre altre erano scure, e impedivano alla luce delle stelle che si trovavano dietro di loro di passare.
Nel 1845, Lord Rosse(1800-1867) costruì un riflettore gigante di 182 centimetri nel giardino di casa sua, in Irlanda; all'epoca il suo telescopio era
il più grande del mondo. Osservando per qualche anno le nebulose, scoprì
che alcune avevano una struttura a spirale. Sulla struttura di queste nebulose a spirale i pareri erano discordi. Il filosofo Immanuel Kant (1724-1804)
aveva sostenuto fin dal 1755 che la grande nebulosà di Andromeda (nota
26
Lo sviluppo dell'astronomIa
moderna
allora per avere una stnlttura a spirale) era un grande insieme di stelle, di
fatto un 'universo isola'. Quando Rossescoprì altre nebulose a spirale, alcuni astronomi affermarono che si trattava di insiemi di stelle che si trovano
a enormi distanze da noi. Altri astronomi dissentivano e sostenevano che
si trattava di altri sistemi solari nelle prime fasi di formazione. Il problema
fu risolto nel 1899 quando si ottenne uno spettrogramma della nebulosa
di Andromeda che mostrava un insieme di stelle e non una nuvola di gas.
Spettrogrammi di altre nebulose a spirale indicarono che anch'esse erano
ammassi di stelle.
Il problema delle nebulose era stato risolto, ma fino a che non si fosse
trovato un metodo adatto non si potevano calcolare le loro distanze. Si cominciò a trovare una soluzione nei 1912, quando l'astronoma Henrietta Leavitt (1868-1921) osservòun certo tipo di stelle variabili (una stella la cui luminosità cambia periodicamente) note come Cefeidi, notò che ogni Cefeide avevaun periodo direttamente proporzionale alla sua luminosità; queste
stelle si trovavano tra quelle chiamate Piccole Nubi di Magellano nella parte
chiara di luce nel cielo del sud. Negli anni successivi, l'astronomo Harlow
Shapley (1885-) scoprì altre Cefeidi in ammassi stellari globulari e, con la
legge periodo-luminosità, riuscì a calcolare le distanze relative di queste Cefeidi e degli ammassi globulari. Da un'analisi delle loro velocità reali nello
spazio (risultante dei loro moti propri trasversali nello spazio), e delle loro
velocità radiali Shapley riuscì a calcolare la distanza reale di Cefeidi e ammassi globulari e quindi le dimensioni della nostra Galassia.
All'inizio di questo secolo l'astronomo Jacob Kapteyn (1851-1922) elaborò dei conteggi di stelle per ogni grandezza (luminosità) e, dai risultati
ottenuti ricavòche la nostra Galassia ha la forma di una lente; nel 1920 egli
stimò il suo diametro in 55.000 anni luce e il suo spessore in 11.000 anni
luce, e questi risultati coincidevano soddisfacentemente con quelli di Shapley. Il lavoro di Kapteyn era simile a quello che HerscheI aveva svolto un
secolo prima, ma Kapteyn andò più avanti di Herschel e scoprì, dopo un'analisi dei moti propri di molte stelle, che queste si muovono en masse in
due direzioni, un gruppo di stelle in un senso, e l'altro nel senso opposto.
L'astronomoJan Oort (1900-) fece uno stUdio più particolareggiato dei movimenti delle stelle e, nel 1925, poté dimostrare che la Galassia nel suo insieme ruota con un periodo di 225 milioni di anni. Il centro della Galassia
si trova nella costellazione del Sagittario, a una distanza di 30.000 anni luce, con il Sole che si trova a circa due terzi di questa distanza dal centro
della Galassia. Il numero complessivodi stelle della nostra Galassia è stimato intorno ai 100.000 milioni. Oart ha anche evidenziato che la Galassia
ha delle braccia a spirale che vengono fuori dal nucleo centrale; il Sole risiede in una di queste braccia a spirale.
Quando l'astronomo Edwin Hubble (1889-1953) esaminò la nebulosa
Lo sViluppo dell'astrol1omla
moderna
27
Grande Spirale nella costellazione di Andromeda, trovò tra le stelle che la
compongono un certo numero di Cefeidi e fu quindi in grado di calcolarne
la distanza. Fatto questo, nel 1923, saltò agli occhi che essa si trova molto
lontano dalla nostra Galassia e che di fatto si tratta di una galassia a sé, simile alla nostra. Adesso si sa che questa galassia si trova a 2.200.000 anni
luce di distanza e che ha un diametro di circa ]80.000 anni luce. La nostra
Galassia ha un diametro di circa 100.000 anni luce, per cui le prime stime
di Kapteyn sono per qualche verso sbagliate. Grand i riflettori con aperture
di 150, 250 e 500 centimetri sono stati costruiti in America rispettivamente
nel 1908, 1917 e 1948, e gli astronomi hanno potuto guardare ancora più
in là nello spazio. Le distanze delle galassie più vicine sono state calcolate
tenendo conto della luminosità delle stelle più luminose, mentre per le galassie più distanti, che sono troppo lontane per esserescissein singole stelle,
si considera la luminosità di ogni galassiainversamente proporzionale al quadratO della sua distanza, per cui gli astronomi possono calcolarne la distanza. Hubble ha anche scoperto, nei 1929, che tutte le galassie a eccezione
delle poche più vicine si allontanano dalla nostra Galassia, e che la velocità
di recessione è direttamente proporzionale alla distanza. Questo si sa perché le linee nello spettro di una galassiasi sono tutte spostate verso l'estremità rossa, e da qui l'espressione spostamento verso11rossoè entrata neIl'uso comune nelle misurazioni delle velocità galattiche.
La costante di proporzionalità che collega le velocità di recessione e le distanze delle galassie è nota come 'costante di Hubble' ed è stata rivista diverse volte dal 1929; la stima migliore che si ha attualmente è di circa 290
chilometri al secondo per ogni dieci milioni di anni luce. Questo significa
che una galassia, a una distanza di 100 milioni di anni luce, deve allontanarsi da noi a una velocità di circa 2.900 chilometri al secondo. Hubble ha
fatto un ampio studio delle galassiee ha scoperto che circa 1'80% sono spirali come la nostra, il 17% ha forma ellittica o sferica e il rimanente 3%
non ha nessuna forma particolare, per cui sono chiamate 'galassie irregolari'. La gamma delle dimensioni delle galassie varia, dalle più piccole che
hanno diametri di circa 10.000 anni luce, alle più grandi con diametri fino
a 200.000 anni luce.
Proprio come il nostro Sole è stato 'tolto' dal centro dell'universo nel diciottesimo secolo quando gli astronomi si sono resi conto che si trattava solo
di una normale stella, così, nello stesso modo, gli astronomi si stavano rendendo conto che la nostra è solo una normale galassia e non è al centro dell'universo. La recessione delle galassiedalla nostra Galassia (e, ovviamente,
da ogni altra galassia) implicava che, quando l'universo ebbe origine, le galassie dovevano essere ammucchiate insieme come una massa estremamente
compatta, e che questa massa esplosemandando la materia a volare in tutte
le direzioni, materia che in seguito doveva formare le stelle e le galassie.
28
Lo sviluppo dell'astronomia
moderna
.La nascita dell'universo come frutto di una gigantesca esplosione è ora un
fatto accettato; uno dei primi ad avanzare questa ipotesi fu il sacerdote Georges Lemairre (1894-1966) nel 1927. Questa teoria fu poi sviluppata in modo più completo alla fine degli anni quaranta dagli astronomi teorici George Gamow (1904-1968), Thomas Gold (1920-), Hermann Bandi (1919-),
RaymondLyttletone FredHoyle (1915-) che tennero conto delle teorie della relatività di Einstein.
Due furono le teorie delJa relatività dedotte da Einstein, la 'Teoria Speciale' nel 1905 che aveva a che fare con i sistemi non accelerati e doveva
pertanto includere nelle equazioni il fattore delJa forza. La Teoria Speciale
affermava che la velocità di un oggetto nello spazio si può misurare solo rispetto a un altro oggetto e che non ci sono velocità assolute; e diceva anche
che un oggetto, che si muovesse a una velocità prossima a quella della luce
(rispetto a un osservatore), a quell'osservatore apparirebbe come se avesse
incrementato la massa e ridotto la dimensione. Di fatto, era evidente che
nulla può viaggiare alla velocità della luce o più veloce, perché la sua massa
diventerebbe infinita e, nello stesso tempo, la sua dimensione si ridurrebbe
a zero. A questo punto le teorie della relatività diventarono importanti per
le nuove branche dell'astronomia chiamate cosmoiogia e cosmogonia (che
si riferisconorispettivamente alla struttura dell'universo come un tutto e alla sua evoluzione), perché si è scoperto che le galassiepiù lontane si muovono a velocità che sono frazioni rilevanti della velocità della luce. La teoria
delle origini dell'universo, che afferma che esso è sorto come una massa che
esplode, è nota come teoria del Big Bang. Successivamentefu avanzata un' altra teoria da Hoyle, nota come la teoria dello stato solido. Questa affermava
sostanzialmente che nello spazio si crea continuamente della nuova materia
tra le galassieche si allontanano, in un universo che non ha inizio né fine.
Questa seconda teoria si dimostrò errata e fu abbandonata da tutti gli astronomi, e dallo stesso Hoyle nel 1965, e oggi la teoria del Big Bang è universalmente accettata.
Intorno agli anni quaranta si svilupparono altre branche dell' astronomia
e negli anni successivisi fecero rapidi progressi. La prima di queste branche
fu la radio astronomia, che cominciò quando il radiotecnico Karl ]ansky
(1905-1950) scoprì per caso, nel 1931, delle onde radio provenienti dallo
spazio. Dopo la seconda guerra mondiale la radio astronomia acquistò grande
importanza e furono costruiti degli osservatorispeciali in varie parti del mondo. In Gran Bretagna i due osservatoriprincipali dedicati alla radio astronomia sono a ]odrella Bank nel Cheshire e il Radio Asrronomy Observatory
della Cambridge University. Molti di questi osservatori hanno prodotto carte ampie e dettagliate del 'cielo radio' che si presenta, naturalmente, in modo
del tutto diverso dal 'cielo ottico'. Questo perché le stelle, le nebulose e
gli altri oggetti nello spazio irradiano non solo luce ma anche energia con
Lo sVIluppo dell'astronomia
moderna
29
lunghezze d'onda diverse dalJa luce; le onde radio sono solo un tipo di queste radiazioni elettromagnetiche. Il colore di una stella, inoltre, è determinato dalla parte dello spettro elettromagnetico dalJa quale viene emessa la
massima quantità di radiazione; per esempio il Sole si presenta giallo perché la sua emissione massima si trova nella parte gialJa dello spettro. Il Sole
e altre stelle irradiano anche altre onde, ma gli oggetti che sono anche potenti emittenti non sono in genere le stelJepiù luminose. Leemittenti radio
più potenti tendono a essere degli oggetti piuttosto insoliti come la Nebulosa del Granchio (residuo di una supernova), una stella che è stata vista
esplodere nel 1054, e i quasar (oggetti quasi steiian) e i pulsar scoperti di
recente.
I quasar furono scoperti per la prima volta nel 1963, e i loro corrispettivi
nel cielo ottico avevano l'aspetto di stelle di un colore blu pallido. Quando
furono calcolati i loro spostamenti verso il rossosi vide comunque che erano
oggetti estremamente lontani, con distanze fino a 8.000 milioni di anni luce (la galassia ottica più lontana dista 5.000 milioni di anni luce). I pulsar
furono scoperti per la prima volta dall'Osservatorio Radio di Cambridge nel
1967 e sono stelle molto piccole, con rotazioni molto rapide, che sono alla
fine della loro esistenza ed emettono impulsi di onde radio molto regolari
al ritmo di parecchi al secondo; da questo il loro nome. Alcuni hanno un
diametro di appena quindici chilometri, eppure sono visibili otticamente
con grandi telescopi; si trovano aIl'interno delJa nostra Galassia.
Negli anni sessanta gli astronomi cominciarono a condurre ricerche in altre parti dello spettro elettromagnetico, di cui la luce visibile e le onde radio
sono solo una piccola parte. In queste ricerche si imbatterono in alcuni problemi. perché l'atmosfera terrestre può essere attraversata solo dalla luce e
dalle onde corte della radio (attraverso le così dette 'finestre' ottiche e radio), ma blocca le altre radiazioni (onde radio più lunghe, e raggi ultravioletti, X, gamma e cosmici). Di conseguenza tutti gli studi di queste altre
radiazioni devono essere svolti al di sopra dell' atmosfera. Nei primi tempi,
le ricerchevenivano sviluppate mandando strumenti su palloni o missili, ma
negli ultimi anni sono stati messi in orbita satelliti che contengono strumenti
e attrezzature in grado di fare normalmente osservazioni a queste lunghezze d'onda e di trasmetterle a stazioni riceventi sulla Terra.
La missilistica cominciò nel 1910, quando Konstantin Tsiolkovskylanciò
l'idea del missile a propellente liquido (in contrasto con i missili a polvere
da sparo che erano stati usati per secoli). Il primo missile a propellente liquido funzionante fu lanciato da Robert Goddard nel 1926 e volò per 100
metri. Verso la fine e dopo l'ultima guerra vennero sviluppati dei missili
migliori, ma non fu che nell'ottobre del 1957 che venne lanciato un satellite artificiale, lo Sputnik L Negli anni successivisono stati lanciati molti altri
satelliti per le comunicazioni (trasmissione di segnali radio e televisivi da
28
Lo svtluppo dell'astronomia
Lo svzluppo dell'astronomia
moderna
La nascita dell'universo come frutto di una gigantesca esplosione è ora un
fatto accettato; uno dei primi ad avanzare questa ipotesi fu il sacerdote Georges Lemaitre (1894-1966) nel 1927. Questa teoria fu poi sviluppata in modo più completo alla fine degli anni quaranta dagli astronomi teorici George Gamow (1904-1968), Thomas Gold (1920-), Hermann Bondi (1919-),
Raymond Lyttleton e Fred Hoyle (1915-) che tennero conto delle reorie della relatività di Einstein.
Due furono le teorie della relatività dedotte da Einstein, la 'Teoria Speciale' nel 1905 che aveva a che fare con i sistemi non accelerati e doveva
pertanto includere nelle equazioni il fattore della forza. La Teoria Speciale
affermava che la velocità di un oggetto nello spazio si può misurare solo rispetto a un altro oggetto e che non ci sono velocità assolute; e diceva anche
che un oggetto, che si muovesse a una velocità prossima a quella della luce
(rispetto a un osservatore), a quell'osservatore apparirebbe come se avesse
incrementato la massa e ridotto la dimensione. Di fatto, era evidente che
nulla può viaggiare alla velocità della luce o più veloce, perché la sua massa
diventerebbe infinita e, nello stesso tempo, la sua dimensione si ridurrebbe
a zero. A questo punto le teorie della relatività diventarono importanti per
le nuove branche dell' astronomia chiamate cosmologia e cosmogonia (che
si riferiscono rispettivamente alla struttura dell'universo come un tutto e alla sua evoluzione), perché si è scoperto che le galassie più lontane si muovono a velocità che sono frazioni rilevanti della velocità della luce. La teoria
delle origini dell'universo, che afferma che esso è sorto come una massa che
esplode,
è nota come teoria del Big Bang.
Successivamente
fu avanzata
un'al-
tra teoria da Hoyle, nota come la teoria dello stato solido. Questa affermava
sostanzialmente che nello spazio si crea continuamente della nuova materia
tra le galassie che si allontanano, in un universo che non ha inizio né fine.
Questa seconda teoria si dimostrò errata e fu abbandonata da tutti gli astronomi, e dallo stesso Hoyle nel 1965 , e oggi la teoria del Big Bang è universalmente accettata.
Intorno agli anni quaranta si svilupparono altre branche dell' astronomia
e negli anni successivi si fecero rapidi progressi. La prima di queste branche
fu la radio astronomia, che cominciò quando il radiotecnico Karl Jansky
(1905-1950) scoprì per caso, nel 1931, delle onde radio provenienti dallo
spazio. Dopo la seconda guerra mondiale la radio astronomia acquistò grande
importanza e furono costruiti degli osservatori speciali in varie parti del mondo. In Gran Bretagna i due osservatori principali dedicati alla radio astronomia sono a Jodrella Bank nel Cheshire e il Radio Astronomy Observatory
della Cambridge University. Molti di questi osservatori hanno prodotto carte ampie e dettagliate del 'cielo radio' che si presenta, naturalmente, in modo
del tutto diverso dal 'cielo ottico'. Questo perché le stelle, le nebulose e
gli altri oggetti nello spazio irradiano non solo luce ma anche energia con
moderna
29
lunghezze d'onda diverse dalla luce; le onde radio sono solo un tipo di queste radiazioni elettromagnetiche.
Il colore di una stella, inoltre, è determinato dalla parte dello spettro elettromagnetico dalla quale viene emessa la
massima quantità di radiazione; per esempio il Sole si presenta giallo perché la sua emissione massima si trova nella parte gialla dello spettro. Il Sole
e altre stelle irradiano anche altre onde, ma gli oggetti che sono anche potenti emittenti non sono in genere le stelle più luminose. Le emittenti radio
più potenti tendono a essere degli oggetti piuttosto insoliti come la Nebulosa del Granchio (residuo di una supernova), una stella che è stata vista
esplodere nel 1054, e i quasar (oggetti quasi steilarz) e i pulsar scoperti di
recente.
I quasar furono scoperti per la prima volta nel 1963 , e i loro corrispettivi
nel cielo ottico avevano l'aspetto di stelle di un colore blu pallido. Quando
furono calcolati i loro spostamenti verso il rosso si vide comunque che erano
oggetti estremamente lontani, con distanze fino a 8.000 milioni di anni luce (la galassia ottica più lontana dista 5.000 milioni di anni luce). I pulsar
furono scoperti per la prima volta dall'Osservatorio Radio di Cambridge nel
1967 e sono stelle molto piccole, con rotazioni molto rapide, che sono alla
fine della loro esistenza ed emettono impulsi di onde radio molto regolari
al ritmo di parecchi al secondo; da questo il loro nome. Alcuni hanno un
diametro di appena quindici chilometri, eppure sono visibili otticamente
con grandi telescopi; si trovano ali' interno della nostra Galassia.
Negli anni sessanta gli astronomi cominciarono a condurre ricerche in altre parti dello spettro elettromagnetico, di cui la luce visibile e le onde radio
sono solo una piccola parte. In queste ricerche si imbatterono in alcuni problemi, perché l'atmosfera terrestre può essere attraversata solo dalla luce e
dalle onde corte della radio (attraverso le così dette 'finestre' ottiche e radio), ma blocca le altre radiazioni (onde radiò più lunghe, e raggi ultravioletti, X, gamma e cosmici). Di conseguenza tutti gli studi di queste altre
radiazioni devono essere svolti al di sopra dell' atmosfera. Nei primi tempi,
le ricerche venivano sviluppate mandando strumenti su palloni o missili, ma
negli ultimi anni sono stati messi in orbita satelliti che contengono strumenti
e attrezzature in grado di fare normalmente osservazioni a queste lunghezze d'onda e di trasmetterle a stazioni riceventi sulla Terra.
La missilistica cominciò nel 1910, quando Konstantin Tsiolkovsky lanciò
l'idea del missile a propellente liquido (in contrasto con i missili a polvere
da sparo che erano stati usati per secoli). Il primo missile a propellente liquido funzionante fu lanciato da Robert Goddard nel 1926 e volò per 100
metri. Verso la fine e dopo l'ultima guerra vennero sviluppati dei missili
migliori, ma non fu che nell'ottobre del 1957 che venne lanciato un satellite artificiale, lo Sputnik L Negli anni successivi sono stati lanciati molti altri
satelliti per le comunicazioni (trasmissione di segnali radio e televisivi da
30
Lo svtluppo dell'astronomia
moderna
una parte all' altra del mondo), per le previsioni meteorologiche, e per fare
osservazioni in certe parti dello spettro elettromagnetico.
La prima persona ad andare nello spazio fu Yuri Gagarin nell'aprile del
1961. Altri astronauti andarono nello spazio negli anni seguenti, e un veicolo spaziale senza uomini a bordo fu anche mandato sulla Luna per scattare fotografie ravvicinate della sua superficie. Infine nel luglio 1969, i primi
uomini (Nei! Armstrong e Edwin Aldrin) sbarcarono sulla superficie della
Luna nel corso della missione Apollo II (vedi appendice 4). Seguirono altri
voli Apollo sulla Luna nel periodo 1969-1972, e gli astronauti condussero
degli esperimenti sulla superficie lunare e riportarono indietro dei campioni di rocce lunari. Veicoli spaziali furono anche mandati sui pianeti dal 1962
in poi; verso Marte e Venere negli anni sessanta (e li superarono o entrarono
in orbita, ma senza atterrare) e poi verso i pianeti più lontani, Giove e Saturno. Questi veicoli spaziali scattarono da vicino fotografie delle superfici
dei pianeti.
Nel 1976, due navicelle spaziali chiamate Viking I e II atterrarono sulla
superficie di Marte e, oltre a trasmettere alla Terra fotografie della sua super.ficie, misurarono la pressione atmosferica, la temperatura, l'attività sismIca ecc.
In anni recenti una delle scoperte più importanti è stata quella dei buchi
neri. I buchi neri erano stati ipotizzati fin dal diciottesimo secolo dal matematico Simon de Laplace (1749-1827), ma solo negli ultimi anni è stata dimostrata la loro effettiva esistenza nello spazio. Un buco nero è originato
da una stella che ha una massa abbastanza consistente e che, quando ha
raggiunto nella sua evoluzione lo stadio di nana bianca, continua a restringersi in se stessa finché tUtta la sua materia ha smesso di esistere. Al momento attuale il processo non è ancora del tutto chiaro. Il 'buco nero' è quella
parte di spazio dove è avvenuto questo fenomeno di sparizione, e non si
tratta di un oggetto materiale. Questa parte di spazio, che qualche volta
non raggiunge il diametro di due centimetri, esercita un'attrazione gravitazionale così potente che niente, nemmeno la luce, può uscirne. Qualsiasi
stella o oggetto a cui capiti di avvicinarsi a una certa distanza dal buco nero
viene risucchiata dentro ed è strappata via dalla tremenda forza di attrazione che agisce in quel punto, per cui subisce la stessa sorte della prima stella
che ha originato il buco nero nel primo posto. Nessun buco nero è mai stato
visto al telescopio (ottico, radio o altro), ma possono essere individuati grazie alla forza gravitazionale che essi esercitano su qualsiasi stella o altro oggetto che capiti loro vicino.
Uno di questi oggetti è la potente sorgente di raggi X, nota come Cigno
X-I che nei telescopi ottici si presenta come una stella supergigante blu, molto
calda; sembra che nelle sue vicinanze ci sia un buco nero che risucchia continuamente materia dalla stella. Oggi si ritiene che i quasar, la cui natura
Lo StJl/uppo dell'astronomia
modema
31
è rimasta ignota per molti anni, siano intere galassie che stanno cadendo
nei buchi neri.
Gli ultimi tre secoli hanno visto uno sviluppo dell' astronomia dapprjma
lento, poi, in concomitanza con altre scienze, e in particolare la fisica e la
chimica, a una velocità sempre maggiore. L'avvento del computer e con esso l'applicazione di sofisticate tecniche matematiche, ha messo in grado gli
scienziati dello spazio di esplorare, analizzare e registrare molti aspetri dell'astronomia che erano finora rimasti sconosciuti. Speculazioni relative all'universo e al suo funzionamento sono state oggetto di cambiamenti spettacolari e rivoluzionari, e ogni volta che una tessera del mosaico va al suo
posto si fa un ulteriore passo avanti e lo spirito dell'uomo, in perenne ricerca, si spinge sempre avanti verso nuove ed eccitanti scoperte.
Cielo e tetTa: linee, cerchi e pmiezioni
Latitudine
3
33
e longitudine
Al fine di localizzare qualsiasi punto sulla Terra, si usano due gruppi di
coordinate geografiche e questi cerchi immaginari si chiamano MeridÙuzi di
Longitudine e Parai/e/i di Latitudine.
Zenit
Cielo e terra:
linee, cerchi e proiezioni
La Terra
La Terra è uno dei pianeti più piccoli tra quelli che girano intorno al
Sole ed è simile a molti altri pianeti. Compie la sua orbita eliittica intorno
a una stella minore (il Sole), a circa 30.000 anni luce dal centro di quella
galassia nota come Via Lattea. Il raggio medio della sua orbita è di 150
milioni di chilometri, e impiega un anno a completare il suo giro eliittico
intorno al Sole.
Nel corsodi un giorno sidereo (o siderale), la Terra compie una rotazione
intorno al suo asse, ma il suo movimento è complesso, e bisogna correggere
tutte le osservazionirelative alla Terra. Questo movimento implica la combinazione di fattori diversi quali:
La rotazione quotidiana intorno al suo asse
La rivoluzione annuale intorno al Sole
La precessione e la nutazione
Tutto il movimento del sistema solare nello spazio
Il vero movimento della Terra non può essere osservato direttamente. Quello che può essere osservato direttamente è un moto apparente, quale risulta
dalla rotazione apparente della sfera celeste, con i corpi celesti che sorgono
a oriente sull' orizzonte esulI' orizzonte tramontano a occidente.
La rotazione della Terra è il risultato dell' esperienza che si fa su ogni punto
della Terra del dì e della notte. Grazie all'inclinazione dell'asse della Terra
nel senso della sua orbita, quest'asse è sempre rivolto verso la Stella Polare,
e ha anche una oscillazione (vedi Precessione) per cui traccia nel cielo un
piccolo cerchio.
Ai poli c'è un appiattimento, il quale è probabilmente dovuto alla rotazione della Terra quando la sua superficie era ancora liquida, e da questo
appiattimento trae origine il termine che descrive la forma della Terra,
'geoide' .
NordEst
Est
SudEst
Figura 1. Il meridiano
Punto
Sud
SudOvest
delI' osservatore
Il grande cerchio che divide la Terra in due emisferi (nord e sud) è l'equatore (a metà strada tra i due poli), e la misura effettuata lungo questo
cerchio si chiama longitudine, mentre la misura compresa tra 00 e 90 o a
nord o a sud dell'equatore si chiama latitUdine. I meridiani di longitudine
sono cerchi immaginari poggiati sulla superficie terrestre dal polo nord al
polo sud, e orientati in ogni punto esattamente da nord a sud. Il nostro
meridiano quindi è una linea che va da nord a sud e che attraversa il punto
in cui ci troviamo. In ogni singolo momento il Sole si trova su uno di questi
meridiani e per coloro che si trovano su quello specificomeridiano è mezzogiorno. In tutti i luoghi a est di quel meridiano, è pomeriggio (p.m.) e in
tUtti quelli a ovest è ancora mattino (a.m.). Il primo meridiano passa da
Greenwich, e tUtte le longitUdini sono calcolate in base alla loro distanza
angolare da questo meridiano base (longitudine OO),sia a est che a ovest
da Oo a 180 o.
Nell' arco delle 24 ore, il Sole fa un giro completo del cielo, attraversaado
360 o di longitUdine. Pertanto in ogni ora copre 15 o di longitudine o 1 o ogni
4 minuti. Se, per esempio, due luoghi sulla Terra sono a una distanza <li,
34
Cieloe
Cielo e terra: linee, cerchi e pmiizioni
diciamo, 30' , cioè i loro meridiani terrestri sono a 30' l'uno dall' altro, le
differenze delle loro ore locali, siano esse siderali o locali, sono di due ore,
perché l'intervallo di tempo tra i passaggi sui due meridiani del primo punto d'Ariete è di due ore siderali, e l'intervallo di tempo tra i passaggi sui
due meridiani del Sole medio è di due ore di tempo medio. Parimenti, una
differenza di 150' di longitudine darebbe una differenza di tempo di lO ore.
,
-
-
terra: linee, cerchi e proiezioni
35
p
=
=
-
-
-
Equivalenza tra longitudine e tempo
,.
~
Da quanto visto in precedenza, sappiamo che il Sole medio passa sul meridiano a mezzogiorno e che il tempo locale medio di qualsiasi luogo corrisponde alla sua longitudine est o ovest. Ogni grado di longitudine equivale
a 4 minuti (24:360) = 4 minuti o 15' a un'ora. Per trovare l'equivalente
longitudinale in termini di tempo di qualsiasi punto, basta convertire la longitudine in tempo, dividendola per 15. Per esempio, 120'45' ovest diviso
15 = 8 ore 3 minuti, o se la longitudine è 60° lO' est, l'equivalente è 4 ore
O minuti 40 secondi.
Quando il punto considerato è a ovest di Greenwich il tempo equivalente
va sottratto, e quando è a est il tempo va sommato all'ora di Greenwich,
e il risultato è i' ora locale media del posto. Il tempo locale medio di qualsiasi punto corrisponde all' angolo orario del Sole medio calcolato dal meridiano di quel punto.
I! tempo medio di Greenwich (G.M.T.) è il tempo locale medio calcolato
sul meridiano di Greenwich. In tutti i luoghi a est di Greenwich, il Sole
medio passa sul meridiano prima che a Greenwich, e in tutti i posti a ovest,
dopo; da questo dipende la somma che si fa per la longitudine est e la sottrazione per la longitudine ovest. Nell' appendice 3 sono riportate delle tabelle che facilitano la correzione in tempo della longitudine. Si veda anche
il capitolo 5.
~
"
'"
T
T
'c
,c
"'
.,
-
-
c
=
::;
-
"D.2
=
'c
o,
<;:
..
.
"
u"2
,
U"
o
I
-
,.
,r
o
'N
'"
;:
10
.<::
'"
v
;:,
-
,.
Ci'
"
ci:'
T
"
-
!
'"C
Gj
-<
La linea del cambiamento di data
ai
::E
-<
u
w
o
"d
"d
8
c
v
E
'"
15
E
'"
u
V
"d
v
'"
"-"
,.
,,
~
c;:
o
o
o
z
::J
T
"
Con l'adozione del meridiano di Greenwich come primo meridiano per
la rilevazione della longitudine e del tempo, si decise di adottare il 180mo
meridiano come linea del cambiamento di data.
A causa della rotazione della Terra unà volta ogni ventiquattr' ore il Sole
transiterà su meridiani diversi a ore diverse. Quando è mezzogiorno a Greenwich, a 180' di longitudine sarà mezzanotte. Dai due lati della linea del
cambiamento di data, la data sarà diversa. In un momento specifico, a ovest
di quella linea sarà lunedì mentre a est sarà domenica. Quando si attraversa
"
,r
,.
-
-,
=
-
-
"D c
o
L$
.,;.
o o o
",30
j
"'
o",
Cielo e terra: linee, cerchi e proiezioni
36
37
Cielo e terra: linee, cerchi e proiezioni
la linea di data da ovest a est si perde un giorno; quando la si attraversa
da est a ovest si guadagna un giorno.
Il problema di questo cambiamento di data divenne manifesto nei primi
tempi della circumnavigazione del globo, quando i sopravvissuti della spedizione di Magellano (1522) approdarono nel mondo civile dopo aver navigato verso occidente attraverso il Pacifico e poi intorno al Capo di Buona
Speranza. Non solo essi ebbero la prova pratica che la Terra è rotonda, ma
avevano anche guadagnato un giorno. Ulteriori dimostrazioni nel corso del
secolo seguente confermarono che c'era una discrepanza rispetto alla data,
nei pressi delle coste del Pacifico, a seconda se i viaggiatori venivano da est
o da ovest.
Lalinea, come era stata tracciata in origine, passava a ovest delle isole Hawaii per comprendere delle isole che, nelle carte del diciannovesimo secolo,
si presentavano ali' estremità occidentale della catena delle Hawaii. Si dimostrò in seguito che queste isole non esistevano, per cui la linea di data
fu 'rettificata'. Rispetto alla linea di data le isole Cook si trovano dall'altra
parte della Nuova Zelanda dalla quale sono amministrate. Il tracciato della
linea del cambiamento di data non è derivato da un accordo internazionale
formale ma, secondo l'espressione di un idrografo della Marina, è "solamente un modo di esprimere graficamente le differenze di data esistenti
in alcuni gruppi di isole del Pacifico".
Posizioni nel cielo
La sfera celeste
All' osservatoreche si trova sulla Terra il cielo sembra una grande scodella
rovesciata, e sembra che le stelle e gli altri corpi celesti si trovino all' interno
di una grande sfera con la Terra al centro. Dentro questa sfera cavaimmaginaria, per metà visibile e per metà no, la Terra ruota intorno al suo asse,
e l'immagine che l'osservatore ricava della sfera celeste è identica a quella
che ricaverebbe se la Terra fosse stazionaria e la sfera celeste ruotasse intorno
allo stesso asse, alla stessavelocità ma in un senso che va da est a ovest. Questo movimento apparente della sfera celeste verso ovest, fa sì che sembri che
il Solee gli astri sorgano a est e tramontino a ovest del meridiano dell'osservatore (vedi 'meridiani di longitUdine', pago 33).
Il concetto teorico di sfera celeste è utile perché si possono osservaree riportare posizioni e movimenti dei corpi celesti, e usando la trigonometria
sfericasi possono risolveremolti problçmi di trigonometria posizionale. Sfera
celeste e sfera terrestre sono concentriche, e hanno in comune centro, asse
e piano equatoriale.
PRlMO PUNTO
DELLA
BILANCIA
EQUINOZIO
DI SETTEMBRE
EQUATORE
. PRIMO PUNTO
<r DI ARIETE
EQUINOZIO
DI MARZO
Figura 3. La sfera celeste
Tre grandi circoli
È un 'circolo massimo' qualsiasi cerchio il cui piano (livello) passi attraverso il centro della Terra. Per converso è un 'circolo minore' un cerchio il
cui piano non passi attraverso il centro della Terra. I cerchi dell' onzzonte ,
dell' equatore e dell' eclittica sono i tre cerchi di riferimento principali per
localizzare un oggetto (corpo celeste) rispetto a qualsiasi punto sulla Terra.
Se proiettiamo l'equatore terrestre nell' immaginaria sfera celeste abbiamo
l'equatore celeste(che si trova esattamente sopra l'equatore terrestre), e questa
linea o cerchio immaginario estendendosi in cielo lo divide in due apparenti emisferi, l'emisfero nord e l'emisfero sud; al centro di ognuno dei quali
sono dei punti immaginari noti come poli celesti, che sono esattamente al
di sopra, e corrispondono ai poli nord e sud della Terra.
L'eclittica, altro cerchio immaginario, forma un angolo acuto con l'equatore celeste o equinoziale (come viene talvolta chiamato). L'eclittica rappresenta il percorso annuale apparente del Sole in cielo, o il percorso reale della
Terra come lo si potrebbe vedere dal Sole, e si può ritenere che divida il
cielo in due emisferi, i punti centrali dei quali si chiamanopoli dell'eclittica.
.
38
I cerchi dell' eclittica e dell' equatore si intersecano in punti opposti del cielo: all' inizio dei segni dell' Ariete e della Bilancia; il primo punto d'Ariete
(equinozio di primavera) e il primo punto della Bilancia (equinozio d'autunno). Quando il Solenel suo cammino annuale raggiunge questi due punti,
nell'emisfero nord cominciano rispettivamente la primavera (Ariete) e l'autunno (Bilancia). Nelle latitUdini a sud avviene il contrario, la primavera
a nord è autUnno a sud, e l'autunno a nord è primavera a sud. In questi
due giorni dell' anno la durata del dì e della notte è uguale su tutta la Terra,
donde il termine equinozio.
I punti più alti dell' eclittica, cioè quelli più distanti dalI' equatore, si chiamano solstizi e sono i punti dove giunge il Sole quando entra nei segni del
Cancro e del Capricorno (solstizi d'estate e d'inverno a giugno e dicembre).
Quando il Sole arriva in uno di questi due punti, sembra che stia 'fermo'
-
Cielo e terra: linee, cerchi e proiezioni
Cielo e terra: linee, cerchi e proiezioni
donde il termine solstizio
-
e ha raggiunto la massima declinazione (al-
tezza o distanza dall' equatore), prima di cominciare il percorso inverso in
direzione del solstizio opposto. Quando c'è il solstizio di giugno nell' emisfero boreale, il Soleverticale traccia un cerchio immaginario noto come Tropico del Cancro, e quando c'è il solstizio di dicembre il cerchio immaginario noto come Tropico del Capricorno. Queste linee dei tropici non hanno
alcun riferimento con il cielo, ma indicano semplicemente la latitudine
(23o27') quando il Sole è esattamente sulla massima declinazione di 23 o27',
nel solstizio di giugno quando entra nel segno del Cancro, o nel solstizio
di dicembre quando entra nel segno del Capricorno (vedi Le stagioni).
L'eclittica si divide in dodici parti uguali, chiamate segni, ognuno contenente 30o. L'equatoreo equinozialesi dividein ventiquattroparti chiamate ore: un' ora corrisponde a 15o, che è l'estensione dell' arco di cielo che
apparentemente passa sopra di noi in quel periodo di tempo. I cerchi dell'eclittica e dell' equatore con le loro rispettive divisioni e gradazioni forniscono, ai fini dell'individuazione, la posizione precisa dei corpi celesti, sia
in termini di ascensione retta (A.R.) e declinazione (dec.) rispetto all' equatore, sia di latitudine e longitUdine, rispetto all' eclittica.
,
nit dell' osservatore (il punto perfettamente perpendicolare all' osservatore),
e che divide la sfera celestein due emisferi,quello superiore e quello inferiore.
L'orizzonte apparente (visibile) è un piano immaginario, che si estende
intorno a un osservatore che si trovi in qualsiasi punto della superficie terrestre; agli estremi limiti di questo piano l'emisfero concavo del cielo sembra
incontrare la superficie della Terra. L'orizzonte razionale è un piano, parallelo alI'orizzonte visibile, che passa attraverso il centro della Terra e che si
allunga fino al cielo dividendolo in due emisferi; dove il punto di cielo che
si trova perpendicolarmente al di sopra è lo zenit e quello perpendicolarmente al di sotto è il nadir. Questi due punti sono i poli dell'orizzonte.
La differenza tra l'orizzonte visibile e l'orizzonte razionale è il semidiametro della Terra. Questa differenza (angolo parailattico) è difficilmente percepibile rispetto al Sole e ai pianeti, a causa della loro distanza dalla Terra,
e ancora meno percepibile rispetto alle stelle fisse. La Luna tUttavia, essendo più vicinaalla Terra, scomparesotto l'orizzonte visibilepochi minuti prima
di attraversare l'orizzonte razionale. Il cerchio dove sembra che la Terra incontri il cielo (orizzonte visibile) varia con il variare dell'altezza dell'occhio
delI' osservatore, il piano di riferimento quindi è l'orizzonte celeste.
Il circoloverticale, che attraversalo zenit e il nadir dell' osservatoree i punti
nord e sud dell'orizzonte, si chiama meridiano dell'osservatore. Un altro
Zenith
'0\6
~o \:"
<,'-tè
~o ~
ç
,-0<;
A'!C
I I
tè""
'o "'''
~~
"'ci,'
/';><'>0
\
%ij,
<>.
I 1.,;\ ~<:
I I %.\ ~<:>.
I
I ':,\
'i',,/I l? \
.ò"
~6~
I
I
- -_-v-..E~-j-..
//
Quando ci si riferisceall'orizzonte, si intende normalmente l'orizzonte visibile, che è un circolo minore formato dai punti di congiunzione apparente
tra cieloe terra, e che è parallelo all' orizzonte razionale. I due non dovrebbero venire confusi, perché è l'orizzonte razionale o celeste (che è un circolo
massimo sulla sfera celeste), quello di cui ogni punto si trova a 900 dallo ze-
~
~~,
li\
/ I\
tè
.'!C'V°
Sistemi di coordinate astronomiche
Il sistema dell'orizzonte
39
"\
\\
Osservatote
----
II
"'t--
I
\
('>
't\
I
I
I
1
I
I
4.
\
\1
Orizzonte
w
Figura 4. Sistema di coordinate
dell'orizzonte
°<\'r('>tp
';>to<"C'
40
Cielo e terra: linee, cerchi e proiezioni
Cielo e terra: linee, cerchi e proiezioni
circolo verticale che attraversa lo zenit e il nadir dell' osservatore e i punti
est e ovest dell' orizzonte, si chiama primo verticale (il cui piano corrisponde
ai punti di intersezione di orizzonte ed equatore). Tutti i circoli massimi
che attraversano lo zenit dell' osservatore sono perpendicolari all' orizzonte
celeste e si chiamano cerchi verticali. Tutti gli altri cerchi, pur passando dallo zenit e dal nadir, non attraversano i punti est e ovest dell'orizzonte.
Il sistema dell' orizzonte ha come coordinate altezza (la distanza angolare
di un oggetto sopra l'orizzonte) e azimut (l'angolo tra il piano verticale che
attraversa l'oggetto e il piano meridiano dell'osservatore). La misura dell'altezza è data dalla distanza verticale sopra l'orizzonte; quella dell' azimut
dalla distanza angolare lungo l'orizzonte in direzione est dal punto nord.
La distanza zenitale è la distanza angolare di un corpo dallo zenit ed è il
complemento all'altezza dell'oggetto (900 - altezza = distanza zenitale).
Altezza polare o elevazione è il termine usato per indicare l'altezza del polo
rispetto all'orizzonte in un dato punto o, in altre parole, la latitudine del
posto o la sua distanza angolare dall' equatore.
Le coordinate dell'orizzonte sono imponanti dal momento che forniscono un metodo per costruire dei quadri di riferimento essenziali prima che
si possa stabilire qualsiasi altro sistema di coordinate. Larotazione quotidiana della Terra da ovest a est fa sembrare a chi osserva che i corpi celesti si
muovano nel cielo da est a ovest, sorgendo a est, salendo fino a raggiungere
il punto più alto, per noi declinare e tramontare a ovest. Questo movimento quotidiano sembra svolgersi su cerchi della sfera celeste chiamati circoli
diurni che corrispondono ai paralleli di declinazione. La posizione del giro
quotidiano di un corpo rispetto all'orizzonte dell'osservatore varia comunque con la latitudine dell' osservatore. Altezza e azimut di un corpo osservato da, diciamo, Londra saranno diversi da quelli che si vedrebbero da New
y ork. Tanto per fare un esempio, consideriamo un osservatore che si trovi
in tre punti diversi sulla Terra: il polo nord, l'equatore, e una latitudine
intermedia (vedi le figure 5, 6 e 7):
1. Al polo, lo zenit dell' osservatore e il polo nord coincideranno così come l'equatore celeste e l'orizzonte celeste. Se diciamo che A e B sono
delle stelle fisse, essendo le loro declinazioni praticamente costanti,
ognuna rimane alla stessa distanza angolare dall'equatore celeste e quindi dall'orizzonte dal momento che, in questo caso, orizzonte ed equatore celeste coincidono. Pertanto il parallelo celeste coincide con il circolo di declinazione e il circolo d'altezza. La rotazione della Terra fa
sembrate che le stelle si muovano verso ovest in paralleli celesti paralleli sia all' equatore sia all' orizzonte. Le stelle (A e B) restano quindi sempre al di sopra dell'orizzonte dell'osservatore, sono cioè circumpolari.
2. All' equatore terrestre lo zenit si trova sull' equatore celeste che coinci-
Polo Nord Celeste
e Zenit
- -r-----v/
W /'
I
*B
W
8
Equatore
7~'
_L_____-
-
--
L---
N
~
---~"
......
Terra
\
E
celeste e orizzonte
Figura 5. La sfera celeste: polo nord
Zenit
;ifel'/d,
.
'\
I
\
I
I
I
I
/<l'lo
celeSte
\
\
\
\
\E
--- __L- -.J.!_-
a;::,,\E
N~S
W
W
Orizzonte
Figura 6. La sfera celeste: equatore
~E
41
42
Cielo e terra: linee, cerchi e proiezioni
Circolo di presenza
perenne
43
Cielo e terra: linee, cerchi e proiezioni
Polo Nord
celeste
Paralleli di declinazione
e circoli diurni
Zenir
,
N
/"
S
I
/
I
\
\
I
I
/
I
\
GW
v
Orizzonte
I
/ I
/ I
/
I
/
I
~~
f
\
Equatore
celeste
I
I
'<
/,
/
I
/
I
,,~
.
I
I
'
/
;'
I
II
1/
I
I
/
I
'
,I
I
/,"
I I
"
/ /
~
',I
Il
/
~I
"
I
I
/
",
/-,
Il
/
"
I
I
/ / //'
',I
/l';:;
'ò
-J
",<>
::,.° <>'"
-q,° ,,<5
Il
I
/
"ì
/
Nadir
Citcolo di occultazione
perenne
Figura 7, La sfera celeste: latitudini
intetmedie
de con il Primo Verticale, e i poli celesti si trovano sull' orizzonte. I paralleli celesti delle stelle A e B sono ora perpendicolari all'orizzonte e
sono metà sopra e metà sotto l'orizzonte, così che in questo caso le si
potranno vedere solo per metà del tempo. All' equatore tutte le stelle
sorgono verticalmente, e nessuna è circumpolare dal momento che tutte sorgono e tramontano.
3, Nelle latitudini intermedie (tra l'equatore terrestre e i poli), il polo
celeste si presenta in cielo alla stessa altezza della latitudine dell' osservatore' e il piano dell'orizzonte è obliquo rispetto al piano dell'equatore celeste e dei paralleli celesti. Per un osservatore che si trovi nelle
latitudini nord, un corpo celeste che sia a nord dell' equatore celeste
sarà sopra l'orizzonte per più di 12 ore, mentre un corpo celeste che
sia a sud sarà sopra l'orizzonte per meno di 12 ore. I corpi che per la
loro declinazione si trovano su o oltre il circolo circumpolare (circolo
Polo Sud
celeste
a~Ascensione
Retta (A.R.)
b Declinazionedel Sole
~
c = Angolo orario siderale della stella
d = Declinazione della stella
GHA = Angolo orario di Greenwich
Figura 8, Sistema di coordinate equatoriali
di presenza perenne) non tramontano. Analogamente i corpi che sono
su o oltre il circolo di occultazione perenne sono invisibili.
Nel tracciare le carte astrologiche, l'orizzonte è un fattore importante, perché è l'intersezione del punto a est dell' orizzonte con l'eclittica che determina il grado che sorge (Ascendente) in un luogo e in un momento specifico.
44
Cielo e terra: linee, cerchi e jJroiezioni
Cielo e terra: linee, cerchi e prozezioni
Polo Nord
celeste
I
I
I
I
I
l
I
I
12
h II
I /-1'
/
I
",,""""ì~
""
\ ('
- - A.R.J..-+
-"""-r- ----18h/
A.R.
l
..- "- ..tl
"f-'
-"
-"
-"
/"Equatore
""
'(Terra"
,
.
"'./i'~
Celeste A~'Y?
I
J
I
I
I
I
I
I
I
I
J
I
I
e ascensione retta (A.R.).Permisurarele posizioniastronomichenella sfera
celeste si usa normalmente uno dei tre sistemi, orizzonte, equatore o eclittica, ognuno dei quali ha un piano di riferimento diverso. Il sistema equatoriale, come dice il nome, usa, come principale quadro di riferimento, il grande circolo dell' equatore. L'equatore ce]este, altrimenti detto equinoziale,
è un circolomassimo nonché una proiezione dell'equatore terrestre sulla sfera
celeste. I poli celesti sono i poli di rotazione della sfera celeste e si trovano
immediatamente sopra i poli terrestri. L'equatore celeste ha, come suo punto
zero, il primo punto d'Ariete (equinozio vernale o di primavera) che è come un 'Greenwich celeste', ed è in qualsiasi momento il punto di intersezione tra equatore celeste ed eclittica. L'ascensione retta è l'angolo formato
dal circolo orario (circolo massimo che attraversa un corpo celeste e i poli
celesti) che attraversa ]'oggetto con il primo punto d'Ariete. La misura dell'A.R. si calcola procedendo versoest lungo l'equatore celeste partendo dall'equinozio (primo punto d'Ariete), talvolta la si esprime come arco
(0° -360°), ma normalmente come tempo siderale, dove un'ora corrisponde
a 15o. L'ascensione retta è, in effetti, l'intervallo, calcolato in termini di
tempo siderale, tra il transito dell' equinozio e quello dell' oggetto considerato. In alternativa talvolta si usa anche l'angolo formato dal circolo orario
che passa per l'oggetto con il meridiano dell' osservatore, e lo si chiama angolo orario (differenza tra A.R. dell'oggetto e cerchio dell' A.R. sul meridiano al momento dell'osservazione), e si misura partendo dal meridiano
e procedendo verso ovest.
La declinazione, l'altra coordinata del sistema equatoriale, è la distanza
angolare di un corpo o di un oggetto a nord o a sud dell' equatore celeste.
Corrisponde alla latitudine sulla Terra e ha una misura che varia da 0° a
90°. Alcunimanualiindicanola declinazionenord con il simbolo + (posi-
Polo Sud
celeste
A.R. = Ascensione Retta
Dee. = Declinazione
Figura 9. Sistema dell'equatOre:
45
ascensione
retta e declinazione
Il sistema equatoriale
Le due coordinate geografiche (latitudine e longitudine) fanno sì che qualsiasi posto possa essere localizzato; analogamente si può localizzare in cielo
qualsiasi oggetto di cui siano note le coordinate sulla sfera celeste. Gli equivalenti celesti di latitudine e longitudine terrestre si chiamano declinazione
tiva) e la declinazione sud con - (negativa). Normalmente l'astrologo non
si interessa delle misure in termini di ascensione retta, a eccezione di alcuni
metodi di progressioni o direzioni, o per individuare il momento del sorgere o del tramontare dei pianeti (vedi Appendice 2).
Una conoscenza di questo sistema è importante dal momento che le posizioni del Sole, Luna e pianeti si convertono da queste coordinate in longitudine celeste (vedi sistema dell' eclittica), che è la coordinata riportata nella
maggior parte delle effemeridi.
Il sistema dell' eclittica
L'eclittica rappresenta il percorso annuale del centro del Sole sulla sfera
celeste come lo si vede dalla Terra, o il percorso della Terra come lo si vede
46
Cielo e ten.a: linee, cerchi e proiezioni
Cielo e terra: linee, cerchi e prozezioni
dal Sole. I! circolo dell' eclittica è un circolo massimo importante, e la sua
intersezione con l'equatore celeste indica il punto zero (primo punto d'Ariete) per la misura della longitudine celeste.
I poli dell'eclittica, punti sulla sfera celeste, sono a 90" dall'eclittica (cir-
ca 23'/2 ° dai poli terrestri) e per tUtti i fini pratici, l'eclittica e i suoi poli
possono essere considerati fissi sulla sfera celeste. I! piano dell'eclittica non
coincide con quello dell'equatore celeste, e l'angolo tra i due piani è di
23'h ° ed è noto come l' obliquità dell'ec/ittica. Essa rappresenta la distanza
angolare massima dall' equatore raggiunta dal Sole i giorni dei solstizi.
La longitudine celeste è la distanza angolare misurata sull' eclittica tra il
piano sul quale si trova l'oggetto e il primo punto d'Ariete. Questa coordi~('/"
'<i.
./q.,o
C'('t
('SI'('
Q'('ij,
oss('
47
nata si misura in gradi e primi di arco procedendo verso est, a partire dal
primo punto d'Ariete, e la si usa per determinare la posizione del pianeta.
Se, per esempio, il Sole è 50° a est dell'intersezione tra eclittica ed equatore
(primo punto d'Ariete) sappiamo che la sua longitudine è Toro 20° (Ariete
30" + Toro 20°).
La latitudine celeste, l'altra coordinata del sistema eclitticale, è la distanza perpendicolare di un oggetto dall'eclittica in termini di misura angolare,
o in altre parole, la distanza angolare tra l'eclittica e un corpo celeste calcolata in gradi e primi, a nord o a sud dell' eclittica. Non la si deve confondere
con la latitUdine terrestre che si misura, ovviamente, dall' equatore terrestre.
Un pianeta si trova esattamente sull'eclittica quando la sua latitudine è zero. Normalmente la latitudine celeste non interessa gli astrologi a eccezione
di quando calcolano l'ora del sorgere e del tramontare dei pianeti o per tipi
particolari di progressioni e direzioni (vedi Appendice 2).
Lo zodiaco
It-ql'o
1'('
E
w
cy>\
Ariete
Obliquità media
dell' eclittica
\
\
\
\
\
\
\
\
\
\
"/
S~6
\,0\0 'Ù~Ùc~
6e\\ CC
Fzgura lO. Coordinate
del sistema del!' eclittica
Da entrambe le parti dell' eclittica e con un' ampiezza di approssimativamente 8 ° -9 ° a nord e a sud, c'è una fascia o cintura che si chiama lo zodiaco
(circolo di animali) nel cui ambito si trovano sempre il Sole, la Luna e i pianeti con l'unica eccezione di Plutone, la cui inclinazione, in termini di latitUdine celeste, raggiunge i 17".
Questa cinta immaginaria si divide in dodici segni di 30°, dove ogni segno ha il nome di una costellazione (gruppo di stelle), benché, a causa della
precessione, non ci sia più corrispondenza tra segni e costellazioni. Negli
ultimi trent'anni circa, molte sono state le discussioni e le controversie sui
meriti rispettivamente dello zodiaco tropicale o siderale. I! plurale' zodiaci'
è fuorviante, perché c'è un solo cerchio dello zodiaco e lo si chiama tropicale o siderale solo in base al punto dal quale lo si misura.
I! ciclo tropicale è il ciclo delle stagioni che corrisponde al ritorno annuale
del Sole, ogni marzo, al primo punto d'Ariete (equinozio vernale), e il cammino mensile del Sole si calcola attraverso i segni lungo l'eclittica in gradi
di longitUdine. Lo zodiaco siderale (fisso o stellare) si calcola da un punto
di riferimento fisso sullo stesso cerchio dell' eclittica che localizza la stella
fissa Spica (Alpha Virginis) costantemente a 29° Vergine. Il ciclo siderale
è quello della retrogradazione del punto dell'equinozio nell'ambito delle
dodici costellazioni dello zodiaco (attUalmente dai Pesci all' Acquario) nel
corso di un'era di 25.800 anni.
Molti sostengono che l'astrologia è una pseudo-scienza, perché non considera la precessione, e di conseguenza, quando il Sole 'entra' in Ariete al-
48
Cielo e terra: linee. cerct,i e proie.ziom
l'equinozio di primavera, si trova, di fatto, nella costellazione dei Pesci, e
la differenza tra Oo Ariete tropicale e Oo Ariete siderale è di circa 24 o .
Il primo punto d'Ariete è importante sia astronomicamente che astrologicamente, perché è da questo punto che gli astronomi controllano i movimenti e calcolano le posizioni sulla sfera celeste. Contrariamente allo zodiaco tropicale, lo zodiaco siderale delle costellazioni non si muove e non ha
precessione,dal momento che è costantemente correlato alle stelle fisse. L'accettazione o il rifiuto di uno specifico zodiaco dipende da quale si considera
il ciclo più significativo.
Una notevole quantità di lavoro di sperimentazione sullo zodiaco siderale è stato svolto negli anni '50 e '60 da Cyril Fagan e altri. In vari giornali'
sono state pubblicate molte delle loro scoperte, ma spesso la loro difesa di
uno zodiaco fisso si è scontrata con la decisa opposizione dei tropicalisti accaniti, molti dei quali rifiutavano l'idea che uno zodiaco siderale potesse
avere valore. Altri, alla ricerca di un compromesso, hanno espunto la precessione dalle loro carte tropicali, per renderle non precessionali, ma hanno
usato le 'nuove' longitudini in termini di zodiaco tropicale, o non rendendosi conto o ignorando le implicazioni di questa procedura erronea. Fortllnatamente per l'astrologia, altri ricercatori, con una visione più tollerante
e fantasiosa hanno continuato le ricerche sulle tecniche siderali con l'obiettivo di scoprire se, di fatto, lo zodiaco siderale fosse o no significativo.
Divisione in case
Va al di là delle finalità di questo libro trattare tutta la questione della
divisione in case, ma un breve profilo di alcuni elementi fondamentali si
può dimostrare utile.
Sembra che ci siano delle concezioni errate sulla divisione in case, per cui
questo problema è diventato, in astrologia, uno dei più controversi. I metodi che sono stati concepiti sono molti e di vario genere, ma buona parte
di essi non supera un' analisi critica. Ciò di cui gli innovatori di vari sistemi
non si rendono conto è che lo zodiaco non può essere un ornamento sulle
cuspidi delle dodici case della Terra. Se la Terra non fosse inclinata rispetto
all'eclittica, andrebbe tutto bene, ma data l'obliquità dell'eclittica, i segni
dello zodiaco vengono intercettati in base all'angolo di obliquità e al sistema adottato. L'intercettazione o meno non costituisce un criterio per definire la correttezza di un sistema. Gli elementi fondamentali di base di quei
sistemi di case che meritano di essere presi in seria considerazione sono abbastanza semplici, ma, come tutte queste faccende astrologiche, richiedono
un approccio realistico.
Guardando il cielo si vede che tocca la Terra, e questo è il circolo massi-
Cielo e temI: linee, cerchi e proieziom'
49
mo dell'orizzonte. Esattamente sopra c'è lo zenit con al punto opposto il
nadir, esattamente sotto i piedi. Se si guarda verso sud si ha l'est a sinistra
e l'ovest a destra. Ora, immaginando un circolo massimo che passa dal punto a est dell'orizzonte, che taglia lo zenit e scende dal punto a ovest e continuando si rialza verso il punto a est, si ha il circolomassimoprimo verticale.
Ancora, immaginando un altro circolo massimo che nasce sul punto nord
dell'orizzonte, taglia il primo verticaleformando sullo zenit degli angoli retti,
e scendendo dal punto sud dell'orizzonte continua a girare sotto la Terra,
si ha il circolo meridiano.
Questi tre grandi circoli della sfera (orizzonte, primo verticale e meridiano), sono la base per i sistemi di case con qualche pretesa di serietà. Uno
di questi è il sistema di Campano, con cui si usa il primo verticale come
circolo di partenza. Dividendo il primo verticale in dodici parti uguali, ccn
sei circoli massimi passanti sulla sfera per il punto nord e il punto sud dell'orizzonte e i punti di divisione del primo verticale, si ottengono le cuspidi
delle dodici case di Campano. Questa divisione porta a sei case sopra al piano dell'orizzonte e sei sotto, che si presentano come lunule, e nelle quali
devono essere contenuti tutti i corpi celesti. Poiché ogni punto della Terra
ha il suo orizzonte, il suo zenit e il suo nadir, deve anche avere le sue lunule
campaniane. Il metodo di Campano prescinde da qualsiasi movimento dello zodiaco o della Terra, dal momento che il cerchio base è il primo verticale. In questo sistema il cerchio dell' orizzonte è il confine tra la prima e la
settIma casa.
Conoscendo l'ascensione retta e il mediocielo e le cooordinate del punto
di osservazione, si possono costruire le dodici case. La posizione di un corpo
celeste è determinata dalle sue coordinate equatoriali, che, per poterla localizzare in una casa astrologica (lunula) devono essere conosciute. Nellocalizzare la posizione di un pianeta, bisogna conoscere la sua latitudine, perché mentre può sembrare che si trovi in una casa, fisicamente si può trovare
in una casa del tutto diversa.
Il sistema di case usato con maggiore frequenza, e per il quale sulle Effemeridi di Rafae! sono fornite le tavole delle case, è il sistema di Placido.
Può essere utile spiegare la base di queste tavole. Il sistema del semi-arco
di Placido fu introdotto in Gran Bretagna nel diciassettesimo secolo e fu
rifiutato dalla maggior parte dei principali astrologi dell'epoca, quali Lilly,
Gadbury, Coley e altri. Comunque un astrologo di nome Partridge lo sostenne, e finalmente le tavole furono pubblicate e divennero di facile
utilizzazione.
Il sistema di Placido si basa su una tri-sezione del semiarco di ogni grado
dell'eclittica. Non divide in modo semplice né il tempo né lo spazio che
intercorre tra meridiano e orizzonte. Fondamentalmente questo sistema consiste nel prendere il tempo impiegato da un grado per spostarsi dall' ascen-
50
Czeto e terra: linee, cerchi e proiezioni
Cielo e terra: linee, cerchi e proiezioni
dente al mediocielo e nel trisezionarlo in parti uguali per determinare a che
ora questo grado si troverà sulle cuspidi della dodicesima e dell'undicesima
casa. Parimenti, il semiarco notturno tra la parte inferiore del meridiano (cielo
inferiore CI.) e l'ascendente viene trisezionato, e l'ora considerata è quella
in cui lo stesso grado diventa la cuspide della 2a e 3a casa. L'esempio che
51
circumpolare. Al di sopra del circolo polare, alcuni gradi non sorgono affatto e pertanto i sistemi, come quello di Placido, la cui base è la trisezione
dei semiarchi, incontrano delle difficoltà. Non è consiglia bile comunque accettare né rifiutare un sistema senza averlo studiato in rapporto alle proprie
esperienze personali.
segue illustra il metodo:
Londra - latitUdine 510 32' nord
M.C.
C.I.
Asc.
= 4 o Gemelli
= 4 o Sagittario
= 4 o Gemelli
Pertanto semiarco diurno
meno
4
20
08
13
7
55
2
38
20
16
13
08
4
05
22
4
1
22
20
18
17
08
30
52
13
51
29
-
e semlarco nottUrno
meno
M. c.
= 4 o Gemelli
alle
Il a cuspide = 4 08 meno 2 38
12 a cuspide = l 30 meno 2 38
ascendente
2 a cuspide
3 a cuspide
alle
= 20 13 meno l 22
= 18 51 meno l 22
Tavole delle case
Ora siderale
Minuti
Ore
4
08
08
16
20
13
-;- 3
-;-
3
L'esempio illustrato mostra che, benché il tempo che un grado trascorre
in un determinato quadrante possa non essere lo stesso che in un altro, il
movimento è uniforme grazie alla rotazione apparente della sfera celeste.
Lo stessogradoraggiungequindi i punti di trisezione(CI.
-
asc. e asc.
- M.C) in esattamente un terzo del tempo richiesto per completare tutto
l'arco di quel particolare quadrante. Ogni grado dell' eclittica compie una
rivoluzione completa in un giorno siderale, e l'ora in cui raggiunge questi
punti dei semiarchi notturni e diurni che li tridividono, è l'ora in cui il grado diventa la cuspide della casa in questione.
Come in tUtti i metodi di divisione delle case che come punto zero usano
l'ascendente, nelle latitudini alte si ha una distorsione, e alla latitudine det
circolo polare (66'12'), un grado dell'eclittica diventerà per la prima volta
Le tavole di Placido riportate nelle Effemeridi di Rafael si riferiscono a
Londra, Liverpool e New Y ork e possono servire per le latitudini comprese
tra i 390 e i 55 o nord. Con un semplice procedimento, si possono utilizzare
per luoghi situati in latitudini sud.
Scopo di queste tavole è la determinazione dell' ascendente (il segno che
sorge), del mediocielo (M.C) e delle cuspidi delle case intermedie in un
luogo specifico e a una specifica ora siderale. Con questo sistema la dimensione delle case può cambiare, certe case possono quindi contenere più di
trenta gradi, e un segno che non' taglia' la cuspide di una casa si chiama
segno intercettato. Quando un segno è intercettato in una casa specifica,
anche il segno opposto sarà intercettato nella casa opposta.
Quando si vuole essere precisi, bisognerà fare delle interpolazioni tra i
dati riportati nelle tavole, dal momento che è improbabile che l'ora siderale
locale corrisponda esattamente a qualsiasi ora riportata sulle tavole.
Data la rotazione della Terra, tutti i segni sorgono e tramontano ogni 24
ore, essendo il tempo medio impiegato dai 30' di un segno per sorgere di
circa due ore, a eccezione delle latitudini polari dove certi segni non sorgono né tramontano. All' equatore, i segni sorgono 'uniformemente',
ma nelle latitudini intermedie e via via che ci si avvicina ai poli i segni non sorgono
in modo uniforme, a causa del l' angolo che l'eclittica forma con l'equatore.
I segni che impiegano più tempo della media a sorgere si chiamano 'segni
di lunga ascensione', mentre quelli che sorgono rapidamente sono noti come 'segni di corta ascensione'. Nell' emisfero nord alle latitudini intermedie, i segni del Cancro e del Sagittario sono segni di lunga ascensione, i segni di corta ascensione sono il Capricorno e i Gemelli. Nelle latitudini sud
avviene il contrario.