Nella scala delle orbite planetarie, la Terra occupa, a partir dal
Sole, il terzo posto e Marte il quarto. L'orbita di Marte comprende
quindi dentro di sè l'orbita della Terra; ed è di essa più grande nel
rapporto di circa 3 a 2. Ambedue le orbite sono di forma leggermente
ovale, ma così per l'una come per l'altra la differenza fra il più
grande e il più piccolo diametro è relativamente trascurabile: in
altre parole, la differenza di queste orbite da un circolo perfetto è
assai poca, tanto che occorrebbero disegni in molto grande scala per
renderla sensibile a misure fatte col compasso. Il Sole non si trova
nel centro nè dell'una, nè dell'altra, e questo difetto di centratura
è assai maggiore per Marte che per la Terra. La Terra gira intorno al
Sole in ragione di 30 chilometri per minuto secondo; Marte in ragione
di 24 chilometri. Essendo questi più lento, e dovendo percorrere un
circolo più grande, impiega, a far il suo giro completo intorno al
Sole, 687 giorni, quasi il doppio dei 365 che impiega la Terra a fare
il proprio.
Quindi appare subito manifesta la ragione per cui così di raro Marte
rifulge in tutto il suo splendore. Movendosi i due astri intorno al
Sole in periodi così differenti, per lo più si troveranno in parti
molto distanti dello spazio celeste, e soltanto saranno vicini, quando
l'uno e l'altro giaceranno nella medesima direzione a partir dal
sole. Trovandosi allora i tre corpi (Sole, Terra, Marte) in linea
retta, e la Terra (come quella che è più vicina al Sole) occupando il
posto di mezzo, allo spettatore terrestre, Marte ed il Sole
appariranno in plaghe opposte al cielo; e questo intendono dire gli
astronomi quando parlano di Marte in _opposizione_col Sole. Le epoche
adunque in cui Marte si presenta a noi più vicino, sono quelle delle
opposizioni, le quali ricorrono ad intervalli di circa ventisei mesi,
o 780 giorni.
[vedi figura 01.png]
Ma non in tutte le opposizioni Marte giunge ad avvicinarsi alla Terra
in egual misura. Mentre l'orbita della Terra è quasi esattamente
centrata sul Sole, quella di Marte è invece notabilmente eccentrica:
la loro proporzione e disposizione può vedersi rappresentata nella
figura qui a lato, dove S rappresenta il Sole, il circolo minore è
quello della Terra, il maggiore quello di Marte. Ora si vede subito,
che quando i due pianeti si avvicinano fra loro nella parte più
serrata dell'intervallo fra le due orbite, la Terra essendo in T e
Marte in M, si ha il massimo avvicinamento possibile, siccome (con
poca differenza) è accaduto nel 1877 e nel 1892, e di nuovo accadrà
nel 1909. Queste, che ricorrono ad intervalli alternati di 15 e di 17
anni, diconsi le _grandi opposizioni_. Marte allora è veramente
stupendo a considerare coll'occhio nudo, ma più ancora col
telescopio. Tuttavia anche in tale favorevolissima posizione il suo
diametro apparente non supera la settantacinquesima parte del diametro
apparente del Sole o della Luna: così che occorre un telescopio
amplificante 75 volte perchè in esso Marte si presenti come la Luna
all'occhio nudo. Ma nelle comuni opposizioni non si arriva neppure a
tanto: e quando i due pianeti occupano i punti designati sulla figura
con T' M', la minima loro distanza T'M' è quasi doppia della TM. In
queste opposizioni meno fortunate il massimo diametro apparente a cui
Marte può arrivare non supera 1/150 del diametro lunare, ed è
necessario amplificarlo 150 volte per vederlo come la Luna ad occhio
nudo. La sua superficie apparente e la sua luce sono allora soltanto
_il quarto_di quella che si vede nelle grandi opposizioni.
Non conviene dunque illudersi su questi, che abbiam chiamato
avvicinamenti di Marte alla Terra; sono vicinanze relative, e la Luna,
che pure dista da noi trenta diametri del globo terrestre, ha ancora
su Marte un grandissimo vantaggio. Il 2 Settembre 1877 e il 6 Agosto
1892, giorni delle ultime grandi opposizioni, ebbe luogo la minima
distanza possibile del pianeta, che fu di quasi 57 milioni di
chilometri e di 146 volte la distanza della Luna. Mentre adunque in
questa un telescopio di mediocre potenza è capace di rilevare
montagne, valli, circhi e crateri senza numero ed un'infinità di altri
particolari topografici[3], ben altro potere ottico sarà necessario,
perchè si possano vedere distintamente in Marte anche soltanto le
configurazioni delle macchie principali. L'esperienza ha fatto vedere
che non è difficile di rilevar nella Luna, col soccorso dei maggiori
telescopi, un oggetto rotondeggiante di mezzo chilometro di diametro,
o una striscia di 200 metri di larghezza. In Marte si può arrivare a
distinguere come punto un oggetto rotondeggiante di 60 a 70 chilometri
di diametro, e come linea sottile una striscia di 30 chilometri di
larghezza. Il corso di un fiume come il Po sarebbe facile a
distinguersi nella Luna su quasi tutta la sua lunghezza, ma nessuno
dei maggiori fiumi della Terra riuscirebbe a noi visibile in Marte. E
mentre nella Luna una città come Milano (od anche soltanto Pavia)
sarebbe già un oggetto ben vidibile a noi, in Marte non potremmo
sperare di vedere neppure Parigi e Londra, ed appena con molta
attenzione sarebbe possibile distinguervi isole rotondeggianti della
grandezza di Majorca, od isole allungate, grandi come Candia e Cipro.
Non farà dunque meraviglia, che Galileo, i cui telescopi non
superarono mai l'amplificazione di 30 diametri, non abbia potuto fare
in Marte alcuna scoperta. Primo ad osservare con qualche sicurezza le
macchie di questo pianeta fu il celebre Ugenio, che le vide coll'aiuto
di telescopi lavorati da lui stesso, assai più perfetti e più grandi
di quelli di Galileo (1656-1659). Pochi anni dopo, Domenico Cassini a
Bologna (1666) non solo riconobbe diverse macchie, ma dal loro rapido
spostarsi sul disco fu condotto a scoprire la rotazione del pianeta
intorno ad un asse obliquo, a similitudine della Terra: dalla qual
rotazione definì la durata in 24 ore e 40 minuti. I telescopi usati da
Cassini erano lavorati in Roma dal più celebre artefice ottico di quei
tempi, Giuseppe Campani, i cui lavori godettero di un incontrastabile
primato per quasi cent'anni, fino a che per opera di Short, di Dollond
e di Herschel tale vanto passò per qualche tempo all'Inghilterra. E
con telescopi di Campani fece Bianchini in Verona nel 1719 i primi
disegni alquanto accurati delle macchie di Marte, scoprendo in esse
particolari abbastanza difficili, quale per esempio la sottile
penisola che nella carta annessa porta il nome di _Hesperia_. Verso la
fine del secolo scorso Herschel e Schroeter dallo studio delle candide
macchie polari del pianeta dedussero l'obliquità del suo asse di
rotazione rispetto al piano dell'orbita, quell'angolo, cioè, che per
la Terra costituisce l'obliquità dell'eclittica, ed è poco diverso
nell'uno e nell'altro pianeta. Così fu determinato anche per i due
emisferi di Marte il corso periodico delle stagioni, e la legge delle
variazioni dei climi, che tanta analogia mostrano con le nostre.
Tutte queste osservazioni però non erano sufficienti a dare una
descrizione completa della superficie di Marte. Come vero fondatore
dell'_Areografia_[4] dobbiamo considerare il tedesco Maedler, il quale
nel 1830, valendosi di un perfettissimo telescopio di Fraunhofer
(celebre ottico di Monaco, per cui opera il primato nella costruzione
dei telescopi passò verso il 1820 alla Germania), vide e descrisse le
macchie del pianeta incomparabilmente meglio che tutti gli astronomi
anteriori. Maedler fu il primo a determinare con misure bene ordinate
la posizione di un certo numero di punti principali sulla superficie
di Marte rispetto all'equatore e ad un primo meridiano, che è quello
notato zero sull'annessa carta.
[vedi figura tavola01.jpg]
[vedi figura tavola02.jpg]
Ordinando rispetto a questi punti le diverse particolarità
topografiche riuscì a costruire la prima carta areografica: la quale,
comechè ancora incompleta e necessariamente limitata a poche macchie
principali, è tuttavia monumento onorevole della sua cura e
diligenza, e rappresenta per la descrizione di Marte quello che 2000
anni fa la carta di Eratostene fu per la geografia terrestre. Questa
carta per più di 30 anni fu non soltanto la migliore, ma anzi
l'unica; e soltanto verso il 1860 si cominciò a fare nello studio del
pianeta qualche progresso ulteriore, specialmente per le osservazioni
di Secchi, Dawes, Kaiser, e Lockyer. Da quell'epoca e specialmente a
partire dalla grande opposizione del 1862 quei progressi si vennero
accelerando, ed a ciò contribuirono non poco i grandissimi telescopi,
che negli ultimi tempi gli ottici, specialmente quelli d'America,
hanno imparato a costruire[5].
Dalla comparazione di tutte le nuove ed antiche osservazioni risultò
come primo fatto importante, che la forma e disposizione delle macchie
del pianeta è invariabile nei suoi tratti principali, com'è sulla
Terra la distribuzione dei mari e della parte asciutta. Noi possiamo,
per esempio, riconoscere nei disegni di Ugenio (1659) il golfo
appellato _Gran Sirte_(vedi l'annessa carta); nei disegni di Maraldi
(1704) il _Mare Cimmerio_e il _Mare delle Sirene_; nei disegni di
Bianchini (1719) il _Mare Tirreno_e la penisola _Esperia_. Anche le
posizioni dei punti principali determinate da Maedler (1830), da
Kaiser (1862) e da me (1877-1879) si accordano fra loro in modo da
escludere affatto l'idea di Schroeter, che le macchie di Marte siano
nuvole o formazioni atmosferiche transitorie, come certamente sono
quelle di Giove e di Saturno.
Marte ha dunque una topografia stabile, come la Terra e la Luna, e per
quanto si può sapere, anche Mercurio. Tale stabilità si ravvisa
tuttavia per Marte soltanto nelle forme generali, e non si estende
agli ultimi particolari. Osservazioni continuate han posto fuor d'ogni
dubbio negli ultimi tempi che molte regioni mutano di colore fra certi
limiti, secondo la stagione che domina su quei luoghi, e secondo
l'inclinazione, con cui sono percossi dai raggi solari. Tali mutazioni
di colori hanno certamente luogo anche per molte parti della Terra, e
sarebbero visibili ad uno spettatore collocato in Marte. Ma si osserva
in questo una cosa, che certamente sulla Terra non ha luogo: i
contorni delle grandi macchie possono subire cioè leggiere mutazioni,
piccole rispetto alle dimensioni delle macchie stesse, ma pur tuttavia
abbastanza grandi per rendersi cospicue anche a noi. Anche questi
contorni non sono sempre ugualmente ben definiti. Molte minutissime
particolarità si vedono meglio in certe epoche, e meno bene in certe
altre; e possono da un tempo all'altro anche variar d'aspetto e di
forma, senza che tuttavia si possa concepire alcun dubbio sulla loro
identità. E finalmente è da notare, che Marte ha un'atmosfera
abbastanza densa, ed una propria meteorologia, come sarà spiegato più
innanzi. Tutte queste variazioni annunziano un sistema grandioso di
processi naturali, che conferisce allo studio di Marte un interesse
molto più grande di quello che deriverebbe dal semplice studio
topografico di una superficie immutabile ed inerte, come sembra esser
quella della Luna. Insomma il pianeta non è un deserto di arido sasso;
esso vive, e la sua vita si manifesta alla superficie con un insieme
molto complicato di fenomeni, ed una parte di questi fenomeni si
sviluppa su scala abbastanza grande per riuscire osservabile agli
abitatori della Terra. Vi è in Marte un mondo intiero di cose nuove da
studiare, eminentemente proprie a destare la curiosità degli
osservatori e dei filosofi, le quali daranno da lavorare a molti
telescopi per molti anni, e saranno un grande impulso al
perfezionamento dell'Ottica. Tale è la varietà e la complicazione dei
fenomeni, che soltanto uno studio completo e paziente potrà
rischiarare le leggi secondo cui quelli si producono, e condurre a
conclusioni sicure e definite sulla costituzione fisica di un mondo
tanto analogo al nostro sotto certi rispetti, e pur sotto altri tanto
diverso.
Non si creda tuttavia di poter accedere a questo studio così attraente
senza aiuto ottico proporzionato alla difficoltà della cosa. La sempre
grande distanza del pianeta, e la piccolezza relativa[6] del medesimo
non permettono di usare con molto frutto amplificazioni inferiori a
200 e 300, nè telescopi di lente obbiettiva inferiore in diametro a 20
centimetri: questo nelle_grandi opposizioni_, come quelle del 1877 e
del 1892. Ma nelle opposizioni meno favorevoli (ed in quelle appunto
suole Marte dispiegare i suoi fenomeni più curiosi) lo studio dei più
delicati particolari non si può far bene con amplificazioni minori di
500 e 600 diametri, quali si possono avere soltanto da telescopi
dell'apertura di 40 centimetri o più.
Le due carte annesse sono state fatte appunto con istrumenti della
forza che ho detto. L'emisfero australe, il quale a causa
dell'inclinato asse di Marte suole presentarsi meglio alla nostra
vista nelle grandi opposizioni, che nelle altre, è stato rilevato
principalmente negli anni 1877-1879, con un telescopio di 22
centimetri d'apertura. Ma per l'emisfero boreale, che si presenta in
prospettiva conveniente soltanto nelle opposizioni meno favorevoli, si
è potuto negli anni 1888 e 1890 approfittare di un istrumento molto
più grande, il cui vetro obbiettivo ha 49 centimetri di diametro, e
permette di spingere l'amplificazione di Marte fino a 500 e 650.
[vedi figura 02.png]
Non senza qualche interesse vedrà il lettore rappresentato
nell'annessa pagina quest'ultimo istrumento, il più potente che sia
uscito delle officine di Germania. La sua collocazione a Brera fu
decretata dal Re e dal Parlamento nel 1878; ogni volta che lo
consideriamo esso richiama a noi la memoria di quell'uomo non
facilmente dimenticabile, che fu Quintino Sella, ai cui uffici la
Specola di Milano deve questo suo principale ornamento. La lente
obbiettiva, lavorata in Monaco da Merz successore di Fraunhofer, ha 49
centimetri di diametro nella parte libera; la macchina che porta il
telescopio e permette di dirigere con tutta facilità in cinque minuti
la gran mole verso qualunque plaga del cielo, è un vero prodigio della
meccanica moderna e fu lavorata in Amburgo dai fratelli Repsold. La
sua parte mobile (che son parecchie tonnellate di metallo) può essere
mossa dalla pressione di un dito ed aggiustato su qualunque astro
colla stessa esattezza che si potrebbe ottenere per il più delicato
microscopio. Un meccanismo d'orologio la porta in giro insieme al
cielo intorno all'asse del mondo, per guisa, che diretto il telescopio
ad un astro, segue di questo la rivoluzione diurna, e l'astro appare
immobile nel campo telescopico per tutto il tempo che si vuole. I
molti organi sussidiari, che si veggono nella parte inferiore del tubo
a portata dell'osservatore, servono alle diverse specie di operazioni,
che con questo strumento si devono compiere.
È questo il massimo dei telescopi esistenti in Italia[7] ma otto o
dieci altri di esso maggiori sono stati costrutti o si stanno
costruendo in diverse parti. Fra tutti giganteggia quello
dell'Osservatorio di California, eretto sulla cima del Monte Hamilton,
presso S. Francisco per legato di James Lick, ricco negoziante, che in
tal modo volle assicurata presso i posteri la sua
memoria. L'obbiettivo di questo colosso dell'ottica moderna ha 91 1/2
centimetri di diametro, e da sè solo è costato l'egregia somma di 50
mila dollari (275000 lire a un dipresso). Tutto l'istrumento è, nella
sua generale disposizione, poco dissimile da quello che qui sopra fu
descritto, ma è due volte più grande in ogni dimensione. Ma fra non
molto il telescopio Californiano sarà superato da un altro, per il
quale già si hanno fusi i vetri in America: questo avrà non meno di
102 centimetri d'apertura, ed il suo costo è calcolato in 200 mila
dollari (1.100.000 lire). E sarà collocato, non già nei climi
variabili della nostra zona temperata, e tanto meno poi in mezzo al
fumo e alla luce elettrica di una città grande; ma sopra una mediocre
elevazione delle Ande peruviane, in un clima sereno, di aria
tranquilla e temperata, benchè posto nella zona torrida.
Quanto al telescopio di tre metri di diametro che si vuoi preparare in
Francia per l'esposizione del 1900, e sul quale già si è mosso tanto
rumore, aspetteremo a parlarne quando sarà fatto. Non ha da essere un
telescopio a vetri, come i precedenti, ma un telescopio
_riflettore_nel quale la lente obbiettiva sarà surrogata da un grande
specchio. Senza dubbio, la maggior facilità e la minore spesa di
questa maniera di telescopio permetterà di raggiungere dimensioni
molto maggiori che colle lenti di vetro: anzi esistono già in
Inghilterra ed in Francia parecchi di tali strumenti da uno a due
metri di diametro, i quali prestano utillissimi servizi in molte
ricerche e segnatamente in tutte quelle che richiedono gran copia di
luce senza molto riguardo alla precisione dell'immagine ottica: per
esempio nello studio del calore lunare e nella chimica celeste. Ma
quanto a visione distinta, gli specchi di grande dimensione finora si
son dimostrati troppo inferiori alle lenti di corrispondente potenza:
e riguardo all'esplorazione dei mondi planetari non sarà permesso di
fondare sul futuro telescopio di Parigi molto grandi speranze.