ALFRED RUSSEL WALLACE.
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IL POSTO DELL'UOMO NELL'UNIVERSO.
Studi sui risultati delle ricerche scientifiche sulla unit o pluralit dei mondi.
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Parte 1.
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Traduzione di: Giacomo Lo Forte.
1906. Sandron Editore, MILANO, PALERMO, NAPOLI.
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Trascrizione elettronica rivista e resa disponibile dalla
   Fondazione Ezio Galiano onlus
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  ad esclusivo uso dei privi della vista.
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Testo curato da: Paolo Alberti e Catia Righi per il "Progetto Manuzio", iniziativa dell'Associazione Culturale "Liber Liber".
Aperto a chiunque voglia collaborare, realizza la pubblicazione e la diffusione gratuita di opere letterarie in formato elettronico.
Ulteriori informazioni sul sito: http://www.liberliber.it/
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Indice di questa parte.
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SAGGIO CRITICO: ALFRED RUSSEL WALLACE E LA SUA IPOTESI. di Giacomo Lo Forte.
PREFAZIONE DELL'AUTORE.
CAPITOLO 1. l'UOMO E L'UNIVERSO. IDEE ANTICHE.
CAPITOLO 2. L'UOMO E L'UNIVERSO. IDEE MODERNE.
CAPITOLO 3. LA NUOVA ASTRONOMIA.
CAPITOLO 4. DISTRIBUZIONE DELLE STELLE.
CAPITOLO 5. DISTANZA DELLE STELLE.
CAPITOLO 6. UNIT ED EVOLUZIONE DEL SISTEMA STELLARE.
CAPITOLO 7. IL NUMERO DELLE STELLE  INFINITO?
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FINE Indice.
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O, glittering host! O, golden line!
I would I had an angel's ken,
Your deepest secrets to divine,
And read your mysteries to men.
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Traduzione: O luminosa dimora! O volta d'oro! Vorrei che un angelo indovinasse i vostri segreti e rivelasse i vostri misteri agli uomini.
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I said unto my inmost heart,
Shall I don corslet, helm, and shield,
And shall I with a Giant strive,
And charge a Dragon on the field?
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J. H. DELL.
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Traduzione: Io dissi a me stesso: Non avr io corazza, elmo e spada, non combatter un gigante e non caricher sul campo contro un dragone?
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SAGGIO CRITICO: ALFRED RUSSEL WALLACE E LA SUA IPOTESI. di Giacomo Lo Forte.
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Mentre il nome e la gloria di Darwin correvano trionfanti pel mondo, il Wallace restava quasi ignorato fuori dell'ambiente scientifico, sebbene anch'egli, quasi contemporaneamente al grande naturalista che ha legato il suo nome alla dottrina dell'evoluzione, avesse formulato l'ipotesi della selezione, che doveva imprimere un carattere cos speciale alla scienza e alla filosofia moderne. Le ragioni di tale oblio - inesplicabile per chi non conosca i particolari della vita dei due naturalisti - debbono ricercarsi prima di tutto nei temperamenti diversi dei due autori, nei casi diversi della loro vita, e nelle opere diverse che da tali circostanze risultarono; subordinatamente nella cura che mise sempre il Wallace, cura che sembra quasi una preoccupazione, nell'attribuire esclusivamente al Darwin l'ipotesi della selezione naturale, nelle pubblicazioni che egli fece in seguito su tale argomento.
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Certo questo contegno del Wallace fu inspirato sin dal principio da elevata gentilezza d'animo e da un nobilissimo sentimento di cortesia verso il Darwin, che aveva consacrato venti anni della sua vita a elaborare la poderosa sintesi su una congerie immensa di materiali; molto probabilmente per, in seguito, un'altra causa intervenne nel determinare tale contegno: il desiderio di staccarsi, almeno in parte, da una fede scientifica che non doveva essere pi la sua. Esponiamo per ordine gli avvenimenti.
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Il Darwin di ritorno dal suo celebre viaggio intorno al mondo, ricco di un abbondante materiale scientifico di prim'ordine, si accinse in una solitaria villa all'inesauribile lavoro. Gi la prima idea della sua vasta ipotesi gli era balenata durante il viaggio; la lettura della celebre opera di Malthus(2) diede consistenza e forma a tale idea. Mente sovranamente equilibrata ed educata con severit ai principii della scienza sperimentale, egli non poteva decidersi a presentare al mondo scientifico la sua teoria come un nudo prodotto del suo pensiero, senza l'ausilio di evidenti e numerose prove. E per lungo tempo raccolse tali prove, sperimentando sugli animali domestici e sulle piante del suo giardino.
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La teoria della sopravvivenza del pi adatto venne cos elaborata giorno per giorno, rafforzata e completata sempre da nuove e felici osservazioni, che con la semplicit di una logica di ferro si riannodavano naturalmente al filo conduttore esistente nella mente del Darwin. Tale lavoro di induzioni, di ricerche, di confronti dur per circa ventun anni: i risultati venivano comunicati quasi giorno per giorno al geologo Lyell e al botanico Hooker, frai pochissimi intimi che frequentavano la tacita e solitaria villa di Down. Darwin giudicava sempre incompleta la sua opera, e non si decideva mai alla pubblicazione. Ma venne un momento, nel 1858, che la irruzione del Wallace nella vita e nell'opera del Darwin fece rompere ogni indugio.
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Alfred Russel Wallace, nato nel 1822 a Usk, nel Monmouthshire, viaggiava da parecchi anni come naturalista. Aveva percorso le foreste del Brasile e le isole dell'arcipelago malese, e si trovava allora a Ternate, nelle Molucche, ammalato di febbre intermittente. Anch'egli conosceva l'opera di Malthus, e quando pi era travagliato dal male, la celebre teoria sulla popolazione gli torn insistentemente al pensiero, e, quasi nel delirio, gli sugger la stessa ipotesi alla quale era gi arrivato il Darwin. Guarito, redasse in due o tre giorni una breve memoria sulla tendenza che hanno le variet ad allontanarsi definitivamente dal loro tipo originale, nella quale la selezione era esposta con frasi simili e quasi identiche a quelle adoperate dal Darwin, e senz'altro la invi a questo, con preghiera di esaminarla e curarne la pubblicazione in qualche rivista inglese, se la trovasse degna.
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Casi simili non accadono due volte nella storia. Il Darwin sottomise lettera e manoscritto ai due amici, il Lyell e l'Hoocker, che gi conoscevano l'opera del solitario di Down, e cos gli fu possibile di far riconoscere la precedenza dell'opera sua. Del resto il Wallace, con perfetta rettitudine, non esit un momento ad ammetterla, ma il Darwin volle che la memoria del Wallace e quella che egli stesso redasse in fretta riassumendo la sua vastissima opera, fossero lette contemporaneamente alla Societ Linneana di Londra; e nel 1859 esse comparvero nello stesso numero del Journal of the Linnean Society. Pochi mesi dopo vedeva la luce la prima edizione dell'Origine della specie.
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Si comprende facilmente come, per forza degli avvenimenti, il Wallace dovesse restare nell'ombra. Quella del Darwin infatti aveva i requisiti di un'opera organica, ricca di prove strabocchevoli, ordinata ed accurata nell'esposizione. Tutto ci doveva necessariamente mancare nel lavoro del Wallace, che era stato concepito quasi in un baleno, mentre il Darwin vi aveva impiegato ventun anni. E il nome di Darwinismo rest fatalmente acquisito alla nuova teoria sul fenomeno della vita, e il Wallace stesso lo adott attingendo largamente alle evidenti e coscienziose pagine del suo emulo, e a questo attribuendo ogni merito, quando volle esporre sistematicamente l'ipotesi nel suo posteriore volume sul trasformismo, comparso nel 1889.
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In questa sua pubblicazione egli si stacca nettamente dal suo amico in ci che la comune dottrina, pu riguardare l'uomo. Ma gi nel 1869, in un articolo comparso sulla Quarterly Review, il Wallace aveva affermato che la selezione naturale non pu produrre che un cervello di poco superiore, nelle sue funzioni, a quello della scimmia, mentre le facolt mentali dell'uomo non hanno nulla che rammenti la mentalit animale.
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In una serie di saggi comparsa nel 1870 sotto il titolo: Contributions to the Theory of Natural Selection, egli fissava nettamente la sua teoria di fronte a quella del Darwin, dal quale si separava del tutto per ci che riguarda la psiche umana. La selezione  insufficiente, secondo il Wallace, a spiegare l'origine della meravigliosa funzione mentale dell'uomo. Egli non crede che l'ipotesi darwiniana possa dar ragione dell'origine di variazioni che siano nocive all'individuo. Il ragionamento del Wallace  strettamente logico, date le basi dalle quali parte, ma queste basi non possono esser considerate come indiscutibili.
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Egli dice presso a poco: Se  provato che alcune variazioni inutili o anche dannose all'individuo nel loro primo apparire, diventano utili a sviluppo completo, e sono anzi indispensabili, adesso, per una funzione completa della natura intellettuale e morale dell'uomo, non si pu comprendere il meccanismo col quale esse si siano sviluppate, poich avrebbero dovuto fatalmente far soccombere nella lotta per la vita quegli individui ai quali tornavano dannose. Quindi l'intervento di un'azione intelligente, previdente, preparante l'avvenire, nel modo identico dell'allevatore che preserva le variazioni che vuol conservare, s'impone.
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Ma tal ragionamento, come  facile comprendere, pecca alla base. Quali sarebbero, infatti, le variazioni dannose nel loro primo apparire, che si sono conservate e sviluppate?
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Il Wallace compie la sua indagine nella specie umana, rilevando l'esistenza di caratteri che sarebbero di nessuna utilit all'uomo selvaggio, e che furono quindi inutili all'uomo preistorico, quantunque essi siano indispensabili, oggi, all'uomo civile, completamente sviluppato.
Ed ecco l'esempio maggiore che egli adduce: Vi  una differenza minima di volume fra il cervello dell'uomo contemporaneo incivilito e quello dell'uomo preistorico: il selvaggio adunque possedeva un organo di cui non sapeva che farsi, poich soltanto oggi il cervello funziona pienamente. - Qui l'errore del Wallace  evidente: egli vede nel cervello soltanto la quantit e non la qualit, e non si accorge, restando anche a considerare soltanto la quantit, come una differenza minima sia pi che sufficiente a spiegare la grande differenza di una funzione tanto delicata quanto  quella del pensiero umano. Ma v' ancora di pi: come mai egli pu asserire che tale organo, utilizzato pienamente soltanto dall'uomo civile, si sia sviluppato nella sua funzione, quantunque dannoso all'individuo?
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Lo stesso ragionamento egli ripete per il senso morale, che giudica dannoso al selvaggio, non riflettendo che il senso morale dell'uno (un convenzionalismo come un altro del resto) trova riscontro nel senso morale dell'altro, onde esiste perfetta reciprocit tra gli individui coabitanti di una data specie, e che infine, se anche il primo accenno di senso morale si fosse manifestato a caso in un solo individuo, (cosa che resta sempre a provarsi e che anzi appare del tutto incredibile) l'imitazione doveva fare il resto.
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Ma non  una critica delle teorie del Wallace che intendo fare in questa rapida corsa attraverso le sue opere; voglio semplicemente constatare l'evoluzione del suo pensiero, che doveva fatalmente condurlo alla concezione geocentrica da lui esposta in questo suo ultimo lavoro, che ho l'onore di presentare al pubblico italiano.
Il distacco dalla teoria darwiniana della selezione diviene ancora pi profondo nella esposizione sistematica che egli fece nel 1889 del darwinismo(3), esposizione alla quale aggiunse un capitolo originale contenente le sue personali vedute. Questo capitolo  intitolato: Il Darvinismo applicato all'uomo. Veramente, dal punto di vista scientifico,  un'applicazione molto superficiale, specialmente al confronto di quanto il Darwin stesso aveva fatto nell'altra sua opera: L'origine dell'uomo; per la sua importanza massima risiede nel fatto che l'autore vi afferma recisamente le sue tendenze metafisiche.
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Il Wallace in sostanza dice che nell'evoluzione generale del Cosmo tre cose misteriose si constatano, a spiegar le quali la teoria della selezione  insufficiente, anzi del tutto inadeguata, cio: il passaggio della materia dallo stato inorganico a quello organico; la comparsa della sensazione o coscienza, che rappresenta la distinzione fondamentale tra il regno vegetale e quello animale; e finalmente le facolt superiori dell'uomo, che schiudono a questo la possibilit di un progresso quasi indefinito. L'autore scrive testualmente: "Queste tre tappe ben distinte del progredire del mondo organico materiale e del movimento sino all'uomo, indicano chiaramente l'esistenza di un Universo invisibile, di un mondo dello spirito, al quale il mondo della materia  completamente subordinato.
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A questo mondo spirituale noi possiamo attribuire le forze meravigliosamente complesse che chiamiamo gravitazione, coesione, forza chimica, forza di radiazione ed elettricit, senza le quali l'Universo materiale non potrebbe esistere, neppure per un istante nella sua forma attuale, n, probabilmente, sotto alcun'altra forma, poich senza queste forze, e fors'anche altre che possiamo chiamare atomiche, non sappiamo se l'esistenza della materia stessa sia possibile". Pi oltre afferma ancora che le manifestazioni della vita dipendono da "differenti gradi d'influsso spirituale". Egli vede inoltre uno scopo in tutto ci che esiste: "Per noi lo scopo ultimo, la sola ragion d'essere del mondo  stato lo sviluppo dello spirito umano associato col corpo". Le facolt intellettuali e spirituali dell'uomo non si sono sviluppate per selezione naturale, "ma debbono avere avuto un'altra origine, e a quest'origine noi non possiamo trovare una causa adeguata che nell'Universo invisibile dello spirito."
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Con queste parole egli chiude il suo volume sul darwinismo. Ma con ci non esclude affatto la derivazione materiale di tutte le forme, inorganiche e organiche, le une dalle altre; la legge della continuit della materia  da lui pienamente accettata, e non dubita che le prime forme viventi siano direttamente derivate dalla materia bruta. Per egli modifica l'ipotesi del trasformismo ammettendo che, mentre cresceva la complicazione della molecola che doveva rappresentare il protoplasma, dovette intervenire un'altra causa ignota a infondere la vita a questa antica particella di materia organica.
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"Noi abbiamo indizi - dice il Wallace - di una nuova forza che si mette all'opera, forza che noi possiamo chiamare vitalit, perch essa d ad alcune forme della materia tutti i caratteri e le propriet che costituiscono la vita."(4) Cos, quando vediamo comparire la sensazione e la coscienza, "noi sentiamo che sarebbe del tutto assurdo il supporre che a una certa fase di complessit (organica) un ego sorga nell'esistenza, qualcosa che senta, che abbia coscienza della propria esistenza. Noi abbiamo qui la certezza che qualcosa di nuovo  nato, un essere la cui nascente coscienza va crescendo in potenza e in carattere determinato, sino a che abbia raggiunto il suo apogeo negli animali superiori."(5)
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E quando da qualcuna delle pi alte forme animali si sviluppa l'uomo, interviene ancora un'altra causa ignota, che d all'ultimo essere comparso la sua mentalit speciale, "l'amore della verit, la gioia che d la bellezza, la passione per la giustizia, il fremito del trionfo che noi sentiamo al racconto di qualche atto di coraggioso sacrifizio di s stesso"(6), insomma tutte le facolt intellettuali e morali.
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La debolezza del ragionamento del Wallace risiede sopratutto nella precisa delimitazione che egli intende stabilire nei caratteri pi essenziali degli organismi: egli stacca nettamente il mondo inorganico dalle pi basse forme viventi, cos come stacca nettamente le funzioni vitali delle piante da quelle degli animali, e la funzione psicologica animale da quella umana. Ma, ripetiamo, non  questo il luogo di insistere in una discussione. L'esposizione delle idee biologiche del Wallace e le citazioni che abbiamo fatto, ci serviranno semplicemente per comprendere pi chiaramente per quale intimo processo logico la sua mente sia arrivata alla concezione geocentrica, che se sollev asprissime critiche da un lato, venne accolta con largo favore nel nuovo ambiente spiritualista.
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Alfred Russel Wallace fu fatalmente attratto verso questo ambiente che si andava formando, specialmente in Inghilterra, ove cresceva rigoglioso per il fatto che non sdegnarono di far parte di esso degli uomini la cui solidit scientifica era ed  indiscussa. Lo storico futuro dar certo tutta la sua attenzione al fenomeno, e ne ricercher le ragioni nel grado di sviluppo cui la mente umana pervenne a un dato momento della sua storia. Mai come oggi, infatti, la ricerca delle cause prime ha affaticato la mente; i dotti, arrivati quasi al limite attuale della conoscenza umana, si trovano ancora di fronte a una inesplicabile sfinge, ma il desiderio acuto di sapere, insito nell'uomo, sviluppatosi ancora pi con l'abitudine delle scientifiche ricerche, non pu acquetare la mente.
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Lo spiritismo adunque sembr sollevasse il velo che nascondeva la ragione ultima delle cose, o almeno sembr una via, per lo dianzi ignota, che si offriva inaspettatamente all'uomo per slanciarsi al di l dei confini della fisica. Inoltre parve che lo spiritismo offrisse tutte le garenzie di una scientifica ricerca, e degli scienziati veri si occuparono dei fenomeni iperfisici e delle manifestazioni spiritiche. La Societ per le ricerche psichiche di Londra annovera tra i suoi membri delle vere celebrit scientifiche, le quali si sono accinte allo studio delle misteriose manifestazioni con una sufficiente dose di scetticismo. In generale gli scienziati inglesi si limitano a descrivere i fenomeni, a controllarli con metodi severi, senza nulla affermare riguardo alla loro possibile origine; e ci piace a questo proposito rammentare il Crookes, il quale, sebbene confessi di aver assistito a fenomeni tali da ingenerare la convinzione dell'esistenza di esseri immateriali, materializzantisi in date circostanze, non si  lasciata mai sfuggire una sola parola che possa sembrare acquiescenza a tale giudizio.
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Qualunque sia per essere la spiegazione dei fenomeni meravigliosi, ormai volgarizzati dai libri e dalle riviste spiritiche,  certo che non si ha per ora il diritto di enunciare alcuna teoria o ipotesi come scientificamente sicura, o semplicemente probabile, anche ricercandone la spiegazione soltanto nelle forze fisiche, conosciute o ignorate.
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E molti degli scienziati che si sono occupati della quistione non si sono allontanati da tale criterio. Altri invece, sedotti dalla vecchia spiegazione di un mondo immateriale, spiegazione bella e pronta a portata di mano, spiegazione che, per atavismo, doveva possedere tutti i vantaggi che la rendono atta a penetrare senza alcun ostacolo anche nelle menti non volgari, non esitarono ad affermare l'esistenza di un mondo dello spirito, che fatalmente doveva essere antropomorfo.
E il Wallace fu di questi ultimi. Abbiamo gi visto come egli si fosse allontanato dal Darwin, non gi per adottare un proprio modo di vedere sul complesso della natura e sui fenomeni di essa, ma per staccare nettamente, alla vecchia maniera, il fenomeno della vita dalle manifestazioni della materia, e pi specialmente l'uomo dagli altri animali. Il Wallace divenne un evocatore di spiriti(7), un credente nello spiritismo.
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L'opera che presentiamo al pubblico italiano non  in fondo che lo sforzo di un'anima, che tenta infondere scientificamente la propria fede negli altri. Tutte le scienze, l'astronomia matematica e fisica, la fisica, la chimica, la biologia sono state messe a contributo per arrivare alla conclusione che la personalit umana  un fenomeno unico nell'Universo, e che essa rappresenta l'apice dello sviluppo organico e intellettuale. Abbiamo gi visto come altrove il Wallace abbia definito l'uomo quale un essere suscettibile di un progresso quasi indefinito, la qual cosa mal si accorderebbe col concetto di perfezione che egli scorge nell'uomo attuale. Potrebbe infatti chiedersi all'autore se dall'umanit attuale non possa eventualmente originarsi un'altra manifestazione specifica pi elevata, ma questa sarebbe una questione del tutto secondaria. Per noi importa insistere soltanto in questo concetto: la presente opera del Wallace si riannoda fatalmente alle credenze spirituali del suo autore.
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Eppure quest'opera che ha un contenuto evidentemente trascendentale, come il lettore vedr facilmente da ogni capitolo, da ogni pagina del libro,  un vero modello di precisione scientifica, ed  questo il suo maggiore pregio, anche a voler fare astrazione della vasta coltura in essa contenuta. Il Wallace non si discosta di un rigo dai risultati delle scienze sperimentali, n compie alcuno sforzo per farle rientrare nel gran quadro che egli ci presenta dell'Universo. Opera di rigorosa sintesi, Il posto dell'Uomo nell'Universo potrebbe esser sottoscritto dal pi difficile positivista, astrazion facendo delle conseguenze ultime alle quali l'autore arriva.
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E nel modo stesso con cui l'autore, in fine del volume, formula queste sue conclusioni, si scorge ancora l'onest dello scienziato, il quale non d la propria interpretazione dei fatti come una cosa indiscussa, ma la enuncia accanto all'interpretazione diametralmente opposta. Egli crede fermamente che l'uomo sia un fatto unico in tutto l'Universo, e vede in ci una mente sovrana, coordinatrice di tutto il mondo dei fenomeni, diretti a quest'unico supremo scopo: la manifestazione dell'uomo sulla terra; per riconosce lealmente che, anche ammettendo tutto il ragionamento svolto nel volume, anche ammettendo che nessun altro corpo gravitante nello spazio possegga un'umanit, perch nessuno ne esiste sul quale si possono trovare riunite tutte le condizioni biologiche identiche a quelle che coesistono sulla terra, ci non obbliga alla fede in una mente direttiva e finalistica, poich non v' alcuna ragione che si opponga alla opinione che il caso della terra non rappresenti che uno dei milioni di casi possibili in tutto l'Universo.
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Ma vediamo come procede il ragionamento del Wallace, per arrivare alla conclusione che il sistema solare sia il pi favorito in tutto l'Universo, e che la terra sia il solo pianeta del sistema stesso ove si trovano riunite tali eccezionali condizioni cosmo-biologiche, soltanto per mezzo delle quali la manifestazione del fenomeno umano  possibile.
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L'autore muove dai dati astronomici, dimostrando come l'Universo stellare formi un'immenso sistema unico, limitato all'esterno, dove esso confina con lo spazio infinito che lo circonda, dal gran cerchio della Via Lattea. Naturalmente questa concezione dell'Universo visibile  fondata, oltre che sulle osservazioni astronomiche dirette, le quali tendono tutte a tale conclusione, anche sulla probabilit che il numero delle stelle non sia infinito, come volgarmente si crede. Le prove indirette che il Wallace riunisce in questo libro su tale argomento sono veramente schiaccianti, e il suo ragionamento assume una chiarezza meravigliosa, anche quando muove da calcoli matematici. In uno spazio infinito, sul quale non discute, egli colloca adunque un numero finito di stelle, disposte in modo da formare un aggregato schiacciato ai poli, presso a poco come qualsiasi corpo gravitante nello spazio, e il cui equatore  rappresentato dalla Via Lattea, ove pi si addensano i corpi celesti.
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In questo immenso aggregato il sistema solare deve trovarsi sul piano equatoriale, non solo, ma anche vicinissimo se non addirittura al centro. Le prove astronomiche dirette che il Wallace adduce, se non sicure, rendono molto probabile tale ipotesi; lo stesso si dica per ci che riguarda, dentro i confini del sistema solare, i caratteri fisici della terra, la meravigliosa, combinazione dei quali si trova soltanto sul nostro pianeta: distanza dal sole, massa, inclinazione dell'asse sull'eclittica, distribuzione dei mari, composizione dell'atmosfera, cose tutte che generano quel ritmo di condizioni biologiche, quell'alternarsi di stagioni, quella sapiente distribuzione e circolazione del calore e dell'umidit, che permettono le manifestazioni superiori della vita a noi note. Il Wallace non crede che la coesistenza precisa di tutte queste fortunate condizioni possa verificarsi ancora una volta in qualche altro corpo gravitante nello spazio, e quindi che non si possa ammettere come possibile la manifestazione di una forma di vita superiore in qualsiasi altra regione dell'Universo.
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Il ragionamento del Wallace si allarga in tutti i campi delle scienze naturali, e abbraccia una quantit di argomenti secondari, di varia importanza, che il lettore potr facilmente seguire e pi o meno apprezzare. Il concetto fondamentale, riassunto nelle poche linee che precedono, baster per a dare sin da ora un'idea dell'ipotesi, che si presenta sotto una veste strettamente scientifica, ma che indubbiamente contiene un grave errore, proveniente dalle tendenze personali del suo autore.
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Gi l'andamento di tutta l'opera mostra la debolezza del filo logico che conduce il ragionamento. Quando il Wallace comincia a parlare delle condizioni biologiche coesistenti sulla terra, adotta un modo di esprimersi che rivela una credenza nella finalit della natura, credenza che, verso la fine del volume, egli dichiara come non strettamente necessaria. Il Wallace giudica meravigliosi e precisi gli adattamenti delle condizioni fisiche, meteorologiche, etc. che permettono il completo sviluppo della vita, ed in ci si trova addirittura agli antipodi del Darwin, il quale avrebbe invece detto che  la vita che si  adattata alle condizioni cosmiche, qualunque esse siano o abbiano potuto essere.
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La debolezza del ragionamento del Wallace appare pi evidente ancora quando egli parla della impossibilit in cui si troverebbe il protoplasma di funzionare, se la terra si trovasse a una diversa distanza dal sole, e ricevesse quindi una diversa quantit di calore. Egli non riflette che questa sostanza organica si  sviluppata per l'appunto a tale distanza, e che la supposizione pi ovvia  che a una distanza diversa si sarebbe avuto probabilmente qualche altra cosa, di differente costituzione, di cui non abbiamo n possiamo avere alcuna idea, fors'anche qualcosa di analogo al protoplasma, o qualcosa del tutto diversa, ma sempre perfettamente adatta alla data quantit di calore solare.
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Che diritto abbiamo noi di asserire che, a una maggiore o minore distanza solare, la manifestazione della vita non sarebbe possibile, o non sarebbe possibile l'evoluzione verso quelle forme che noi, molto soggettivamente, chiamiamo superiori o anche perfette? Questa obbiezione si  certo presentata alla mente del Wallace, il quale, a pag. 297, asserisce: "Lo sviluppo della vita avrebbe presumibilmente preso un andamento diverso, da quello presente", data, per esempio, una diversa obbliquit dell'asse terrestre. Il principio di causalit riprende cos prepotentemente tutto il suo impero nella mente stessa del Wallace, e assume la forma di un'auto-obbiezione, del quale l'autore non si avvede, o che dimentica facilmente in tutto il corso dell'opera.
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Ma il ragionamento del Wallace si presenta con una grande parvenza di verit, appunto per il fatto che egli non manca di ammettere tutta l'importanza del principio di causalit per ci che riguarda la terra, gli esseri viventi e l'uomo in particolare; ma egli trascura del tutto tale principio per altre possibili manifestazioni di vita a noi sconosciute. Quando egli afferma che in nessun altro pianeta dell'Universo possono trovarsi contemporaneamente tutte le condizioni che esistono sul nostro pianeta, a cominciare da una determinata quantit di radiazioni stellari a noi quasi ignote, per finire alla distribuzione dei mari sulla terra e del pulviscolo nell'atmosfera, ha verosimilmente ragione.
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Per il solo fatto che qualsiasi altro corpo si trova in un altro punto dell'Universo, le sue condizioni cosmiche e biologiche non possono essere identiche a quelle che esistono sul globo. Cos anche quando afferma che l'uomo , di conseguenza, un fenomeno unico, che non pu verificarsi in alcun altro posto dello spazio, perch strettamente legato alle condizioni biologiche che soltanto sulla terra coesistono. Ma l'errore del Wallace comincia quando egli asserisce che non  possibile, altrove, lo sviluppo completo di una forma di vita.
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Conosciamo noi, forse, tutte le possibilit della vita? Possiamo invece dire che le sconosciamo tutte, meno una, quella che si verifica sulla terra. Perch negare tali possibilit o perch affermarle? Quale diritto ne abbiamo noi? E come potremo asserire, come fa il Wallace, che l'uomo abbia raggiunto l'apice della vita intellettuale, quando noi riconosciamo che la nostra mente  incapace di rappresentarsi molte cose che inutilmente l'affaticano, per esempio l'infinito, il pensiero del quale sembra al Wallace stesso una pazzia?(8)
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All'ipotesi del Wallace si potrebbe opporre qualsiasi altra ipotesi, senza aver prove contro di essa, per quanto assurda potesse sembrare. Se noi dicessimo che altrove, in una terra lontana navigante nella profondit dei cieli, date certe condizioni,  possibile una manifestazione organica nella quale le due principali funzioni della vita vegetativa siano rovesciate, in modo che l'organismo possa vivere in uno spazio privo di atmosfera, avendo delle ore stabilite per la respirazione, cos come noi abbiamo delle ore per i pasti, mentre la nutrizione si compie automaticamente e continuamente, appunto come avviene la respirazione negli organismi terrestri, faremmo certo sorridere. Sarebbe questo un bel tema per una fantasia semi-scientifica alla Wells e non altro; eppure questa fantastica concezione di una vita diversa fa chiaramente intendere come noi non possiamo limitare le possibilit della vita alla forma speciale che essa ha assunto sulla terra.
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In generale si ha il torto, e il Wallace non si sottrae al comune equivoco, di credere che meriti il nome di vita soltanto quella che noi conosciamo sulla terra. Ci proviene dal fatto che, mancandoci qualunque cognizione in proposito, noi non sappiamo immaginarne altra. Nello stesso esempio fantastico che abbiamo poco fa addotto, abbiamo scambiato tra di loro due funzioni generali degli organismi terrestri, ma non abbiamo saputo trovarne alcuna nuova. Se sfogliamo tutti gli autori che hanno esercitato la loro fantasia nel descriverci gli abitanti di altri mondi, ci accorgeremo subito che essi non hanno fatto altro che creare dei mostri terrestri o addirittura umani. Per questo gli abitanti di Marte sono tutti testa, per quell'altro gli abitanti di Saturno hanno le ali e quelli di Giove, quantunque possedenti una mentalit analoga a quella dell'uomo, vivono di una vita acquatica, come i nostri pesci. I fenomeni ipnotici, quelli di doppia coscienza, quelli cosidetti spiritici non riescono a rappresentarci altrimenti la vita: gli abitanti di Marte veduti e descritti dalla signorina Smith, la cui storia ci  stata raccontata dal Flournoy,(9) sono dei piccoli uomini d'animo eccessivamente gentile; le materializzazioni che avvengono per mezzo dei mediums sono delle brutte e sciocche contraffazioni antropomorfe, insomma non pare che l'uomo possa concepire una vita con caratteri diversi da quella terrestre. Per, ripetiamo, ci non ci autorizza a negare la sua possibilit, come non ci autorizza certo ad asserirla. Ma appunto perch riconosciamo che tale asserzione non  possibile, non possiamo nemmeno ammettere la negazione wallaciana.
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Tanto pi che a noi sembra che l'ipotesi del nostro autore, la quale fece tanto chiasso al suo primo apparire, perch sembr nuova e nello stesso tempo rigorosamente scientifica, non sia in fondo che la resurrezione, sotto diverse parvenze, del vecchio errore geocentrico e antropocentrico, con la variante che a un punto geometrico centrale  sostituita una vasta regione centrale, la quale, per quanto ammissibile nel suo significato materiale, assume nell'opera del Wallace un significato finalistico che ripugna alla logica. Il credere che non sia inverosimile, come asserisce il Wallace, che l'Universo intero sia stato creato con lo scopo preciso di permettere lo sviluppo dell'uomo sulla terra, o anche, seguendo la seconda spiegazione che l'autore suggerisce, che esso abbia avuto come risultato occasionale ma necessario lo sviluppo di una forma superiore di vita soltanto sulla terra, ci sembra un'asserzione gratuita, priva di qualsiasi scientifico valore.
Ma adunque, dir il lettore,  un libro falso quello che voi ci presentate, un libro che contiene un errore scientifico imperdonabile? La domanda  legittima, poich sarebbe veramente strano offrire al pubblico italiano un libro che si giudichi privo di ogni valore. Ma il lettore si rassicuri: quest'opera contiene una verit indiscutibile, scientificamente dimostrata, questa: che l'uomo, come tale, non pu esistere su alcun altro pianeta del sistema solare o di qualsiasi altro sole, e il valore del sapiente scritto consiste appunto in ci: che esso riunisce tutte le prove possibili contro l'ipotesi di un'umanit extraterrestre.  questo quindi un libro che pu metter fine a molte fantasie e a molte ipotesi assurde, mentre contribuisce nello stesso tempo a diffondere e a volgarizzare una quantit di cognizioni, delle quali il grande pubblico ignora financo l'esistenza.
L'equivoco in cui cade il Wallace  quello di giudicare la manifestazione della vita sulla terra come la sola possibile, e l'uomo come l'essere pi elevato nella scala degli organismi. Come abbiamo visto, tale equivoco  dovuto al temperamento e alle tendenze personali dell'autore, ma il lettore potr facilmente discernere queste tendenze dal resto, che rappresenta uno studio scientifico dei pi coscienziosi e dei pi sintetici.
V' insomma in questo libro una grande verit, questo  fuor di dubbio, ma probabilmente vi  anche un grande errore, rappresentato dall'immenso orgoglio umano, il quale giudica ancora, come quattro o cinquemila anni fa, che nulla esista di pi perfetto di questo piccolo parassita terrestre, anzi che non possa esistere nulla di semplicemente diverso, pi o meno simile, in tutta la creazione. Abbiamo detto probabilmente, appunto perch non crediamo di poter asserire che ci sia un errore. Anche qui si tratta di una questione di temperamento e di tendenze, e l'asserzione nostra sarebbe altrettanto gratuita di quella diametralmente opposta che enuncia il Wallace.
In tale materia, adunque, qualsiasi ipotesi resta al di fuori del campo scientifico. Ma quella del nostro autore, limitata soltanto alla manifestazione della vita nella forma che noi conosciamo sulla terra, ci appare non solo infinitamente probabile, ma rispondente addirittura a verit scientifica. Per questo giudichiamo il libro del Wallace degno dell'attenzione di qualsiasi persona colta, malgrado le critiche, in parte giustificate, che ha sollevato da ogni parte, critiche dovute pi che altro all'equivoco al quale abbiamo accennato.
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Palermo, febbraio 1906.
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GIACOMO LO FORTE.
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PREFAZIONE DELL'AUTORE.
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Quest'opera  stata scritta in seguito al grande interesse suscitato da un mio articolo, portante lo stesso titolo, pubblicato contemporaneamente nella Fortnightly Review e nel New Jork Indipendent. Due amici, i quali avevano letto il manoscritto dell'articolo, ebbero a manifestare l'avviso che un volume nel quale la mia tesi fosse dimostrata pi completamente, fosse opportuno, e l'effetto ottenuto dalla pubblicazione dell'articolo suddetto conferm tale opinione.
Io mi occupavo in quel tempo di uno studio su questo stesso soggetto, e compilavo quattro nuovi capitoli di astronomia per una nuova edizione del Wonderful Century. Constatai allora che quasi tutti gli scrittori di astronomia generale, da sir John Herschel al prof. Simon Newcomb e a sir Norman Lockyer, hanno stabilito come indiscutibile il fatto che il nostro sole si trova nel piano dell'immenso cerchio della Via Lattea, non solo, ma anche vicinissimo al centro di tale cerchio. Pi recenti ricerche hanno inoltre dimostrato che non vi  alcuna prova, per piccola che sia, che esistano delle stelle o delle nebulose oltre la Via Lattea, la quale sembra sia il limite - in quella direzione - dell'Universo stellare.
Considerando poi la terra e gli altri pianeti del sistema solare, mi accorsi che le pi recenti indagini conducono alla conclusione che nessun altro pianeta pu esser sede di vita organica, eccezione fatta - forse - di qualche tipo molto basso. Per alcuni anni ho dedicato uno speciale studio al computo del tempo geologico, ai climi temperati e alle altre condizioni generalmente uniformi che sono prevalse durante le varie epoche geologiche, e, considerando il numero delle cause concorrenti e il delicato equilibrio delle condizioni richieste per mantenere l'uniformit, sono giunto alla convinzione che la possibilit o la probabilit che ogni altro pianeta sia inabitato  eccessivamente grande.
Avendo studiato a lungo molte opere che trattano la questione della supposta pluralit dei mondi, mi sono del tutto convinto che questo soggetto  stato trattato molto superficialmente, anche da parte di scrittori valorosi, la qualcosa mi indusse volentieri a trattare l'interessante argomento, sia dal punto di vista astronomico, che da quello fisico e biologico, seguendo un metodo che esponga tanto ci che  scientificamente provato, quanto ci che scientificamente  lecito supporre.
Il presente volume  il risultato di tal proponimento, ed io oso pensare che quelli che lo leggeranno riconosceranno che questo libro doveva essere scritto. Esso  fondato esclusivamente sul meraviglioso insieme dei fatti provati e delle conclusioni cui  venuta la nuova astronomia, e su quelli che ci annunziano i moderni fisici, chimici e biologi. La novit del libro consiste soltanto nell'esporre la sintesi di questi diversi rami della scienza, mostrandone la complessa unit e la importanza per un problema unico, problema che  di immenso interesse per noi.
Questo problema, sia che si tenga conto o no dei diversi risultati della scienza moderna, permette l'ipotesi che la nostra terra sia l'unico pianeta abitato, non soltanto nel sistema solare, ma anche in tutto l'Universo stellare. Certo, questo  un punto sul quale una dimostrazione assoluta, in un senso o nell'altro, non  possibile; ma, in mancanza di prove dirette,  logico affidarsi alle probabilit, probabilit che non devono esser determinate dai nostri preconcetti per una particolare opinione, ma da un assoluto, imparziale e spregiudicato esame della conclusione cui tendono tutti gli indiz.
Siccome il libro  stato scritto per una maggioranza di lettori, certamente colti, i quali per non possono avere dimestichezza con tutti gli aspetti dell'argomento e col meraviglioso progresso delle conoscenze moderne nel campo che spesso  designato come nuova astronomia, ho fatto un'esposizione compendiosa e volgarizzatrice delle diverse branche che hanno relazione con lo speciale argomento che qui  discusso. Questa prima parte dell'opera occupa i primi sei capitoli. Quei lettori che conoscono la letteratura astronomica moderna, come  esposta nelle opere di volgarizzazione, potranno incominciare la lettura dal settimo capitolo, nel quale comincia l'esposizione del numero considerevole di fatti e di argomenti che mi  stato possibile addurre.
A quelli trai miei lettori che sono stati impressionati dalle critiche avverse alle mie vedute, esposte nel summentovato articolo, io potrei ancora dire che, nel corso di tutto questo lavoro, n i fatti, n le pi ovvie conseguenze di essi sono presentati con la mia sola autorit, ma sempre con quella dei migliori astronomi, matematici ed altri uomini di scienza, dalle cui opere ho attinto, e i cui nomi, con esatte referenze, ho generalmente citato.
Io credo di aver riassunto sinteticamente i diversi fatti e i fenomeni che altri hanno raccolto, di aver tratto delle ipotesi da quello che altri hanno indagato per proprio conto, di aver dato i risultati di ci che si riferisce a punti indiscutibilmente evidenti, di aver giudicato tra opinioni e teorie discordi, e finalmente di aver messo assieme i risultati dei diversi rami della scienza, mostrando quali relazioni essi abbiano col grande problema, che qui ho cercato di delucidare con accurato esame.
E poich una larga massa di fatti e di argomenti, appartenenti alle pi diverse scienze,  stata qui accumulata, ho dato anche un riassunto completo degli argomenti, stabilendo le mie conclusioni in sei brevi postulati. Quindi ho brevemente discusso il doppio aspetto del vasto problema - materialista e spiritualista - concludendo con alcune osservazioni generali sui pi difficili problemi suggeriti dall'idea dell'infinito, problemi che la maggior parte dei miei critici credono che io abbia tenuto in maggior conto, mentre io posso qui dimostrare che le quistioni che io ho discusso, ed equamente sotto ogni aspetto, rappresentano le manifestazioni pi alte dell'umano intelletto.
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BROADSTONE, DORSET. Settembre 1903.
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The wilder'd mind is tost and lost,
O sea, in thy eternal tide;
The reeling brain essays in vain,
O stars, to grasp the vastness wide!
The terrible tremendoos scheme
That glimmers in each glancing light,
O night, O stars, too rudely jars
The finite with the infinite!"
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J. H. DELL.
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Traduzione: O mare, il rozzo pensiero si perde nella tua profondit! O stelle, il cervello vacillante tenta invano di vagare per lo spazio immenso! O notte, o stelle, il terribile tremendo disegno che brilla in ogni pallida luce, troppo aspramente dissona tra il finito e l'infinito!
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Who is man, and what his place?
Anxious asks the heart, perplext
In this recklessness of space,
Worlds with worlds thus intermixt:
What has he, this atome creature,
In the infinitude of Nature?
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F. T. PALGRAVE.
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Traduzione: Che cosa  l'uomo, e quale  il suo posto? Questo ansiosamente domanda l'anima, perplessa nella immensit dello spazio, dove i mondi si confondono. Che cosa  nell'infinita Natura quest'atomo vivente?
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CAPITOLO 1.
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L'UOMO E L'UNIVERSO. IDEE ANTICHE.
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Quando l'intelligenza dell'uomo raggiunse un sufficiente sviluppo per intendere la propria natura e quella del globo sul quale vive, non pot non sentirsi profondamente attratta dallo spettacolo grandioso del cielo stellato e dal luminoso scintillo delle stelle, quali Sirio e Vega, dalla luce pi estesa e pi ferma di Venere e di Giove, dai singolari aggruppamenti degli astri in costellazioni, i cui nomi fantastici, indicanti la loro somiglianza con animali o con oggetti terrestri, sono loro bene appropriati e perci furono generalmente adottati, insieme con quelli delle stelle, apparentemente innumerevoli, sparse nel firmamento, le quali pi sono lontane e pi perdono del loro splendore. Ma molte di queste stelle sono visibili soltanto nelle notti limpide, e per coloro che hanno la vista acuta formano un insieme di tanta grandiosa bellezza, che sembra impossibile il potersene fare un'idea concreta ed esatta.  perci che esse aprono un campo sterminato all'immaginazione dell'osservatore.
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La relazione delle stelle col sole e con la luna nel loro rispettivo movimento, fu uno dei primi problemi dell'astronomia, e fu risoluto soltanto dopo accurate e continue osservazioni, le quali dimostrarono come la invisibilit di quelle durante il giorno fosse assolutamente dovuta allo splendore della luce del sole. Si dice che ci fu dimostrato in un'epoca lontana, per l'osservazione fatta che nel fondo di un pozzo profondissimo si possano veder le stelle anche quando il sole illumina il firmamento, e per l'altra che, durante un ecclissi totale di sole, le stelle brillano. Il fatto, messo in relazione con la posizione fissa della stella polare e col corso di quelle circumpolari, stelle le quali mai si vedono alla latitudine della Grecia, dell'Egitto e della Caldea, rese possibile l'ipotesi la quale suppose che la terra fosse sospesa nello spazio e che, ad un'ignota distanza da essa, una sfera cristallina ruotasse sopra un asse indicato dalla stella polare, portando seco l'intiera legione dei corpi celesti. Tale era la teoria di Anassimandro (510 a. C.) ed essa fu il punto di partenza delle teorie pi ampie e pi complete che si seguirono, assumendo nuove forme e modificandosi fino al secolo decimosesto.
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Si crede che le prime nozioni astronomiche possedute dai Greci siano state loro fornite dai Caldei, che sembra furono i primi sistematici osservatori dei corpi celesti mediante strumenti. Si dice pure che essi furono anche primi a scoprire il ciclo di diciotto anni e dieci giorni, dopo il quale il sole e la luna ritornano nella medesima relativa posizione rispetto alla terra. Forse gli Egiziani attinsero le loro cognizioni alla stessa fonte, ma nulla ci prova che siano stati profondi osservatori, e la meravigliosa orientazione, le proporzioni e gli angoli della grande piramide e i suoi passaggi interni, furono forse disegnati da qualche architetto caldeo.
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La prova evidente che la terra ripete la sua vita dal sole, dal quale riceve luce e calore, spiega assai chiaramente l'origine della credenza che l'una non sia che una dipendenza dell'altro. Ma poich la luna illumina con le stelle - ch pur da esse emana una certa quantit di luce - le notti serene delle regioni orientali, dove il clima  pi asciutto e l'atmosfera pi limpida; paragonandone la bellezza tranquilla con le tenebre profonde delle notti nuvolose, o quando la luna non appare sull'orizzonte, parve sicuro che l'insieme di tutti quei corpi luminosi: sole, luna, stelle e pianeti, non fosse che una dipendenza del sistema terrestre, e che esistesse solamente per beneficare gli abitanti del nostro globo.
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Si dice che Empedocle (444 a. C.), per il primo abbia distinto i pianeti dalle stelle fisse, osservando i loro particolari movimenti, e che Pitagora ed i suoi seguaci abbiano determinato in modo preciso l'ordine della loro disposizione, da Mercurio a Saturno. Ma nulla fu fatto per spiegarne i movimenti fino al secolo scorso. Eudossio di Cnido, contemporaneo di Platone e d'Aristotele, il quale dimor per qualche tempo in Egitto, dove divenne dotto astronomo, fu il primo ad immaginare un metodo sistematico atto a spiegare i movimenti molteplici dei corpi celesti con la teoria del movimento uniforme e circolare intorno alla terra, presa come centro, per mezzo di una serie di sfere concentriche, ognuna rotante con differente velocit intorno ad un asse suo proprio, e tutte insieme moventisi intorno all'asse polare. Alla luna, per esempio, furono attribuite tre sfere; la prima con l'asse perpendicolare all'equatore, che ne spiegava il moto diurno, cio il sorgere e il tramontare; la seconda con l'asse perpendicolare all'ecclittica, con la quale si spiegavano le fasi mensili; la terza con l'asse alquanto inclinato all'ecclittica, con la quale si spiegava l'inclinazione dell'orbita lunare rispetto alla stessa ecclittica.
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Nel medesimo modo, ciascuno dei cinque pianeti doveva avere quattro sfere, due con lo stesso movimento che era attribuito alle due prime della luna, un'altra moventesi nell'ecclittica, e alla quale era attribuito il movimento retrogrado dei pianeti, e finalmente una quarta, con l'asse obliquo all'ecclittica, che era necessaria a spiegare il movimento divergente, dovuto alla differente obliquit dell'orbita di ciascun pianeta rispetto a quella terrestre.
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Tale era il celebrato sistema tolemaico nella sua forma pi semplice, che spiegava con grande chiarezza i movimenti pi palesi dei corpi celesti. Ma nel corso dei tempi i Greci e gli Arabi, facendo pi accurate osservazioni astronomiche, scoprirono piccole divergenze dovute ai diversi gradi di eccentricit delle orbite della luna e dei pianeti, e le differenti velocit di moto, conseguenza di quelli. A spiegare queste differenze furono aggiunti altri piccoli cerchi roteanti eccentricamente, i quali arrivarono al numero di circa sessanta, tra sfere, epicicli ed eccentriche, tutti necessari e per rendersi ragione dei var movimenti osservati con quei primitivi ed imperfetti strumenti, e della velocit di essi, determinata dai grossolani cerchi equatoriali che si conoscevano in quelle remote et. E bench qualche filosofo, in epoche differenti, respingesse questo complicato sistema, tentando di promulgare idee pi vere, il tentativo non ebbe influenza sull'opinione pubblica, e nemmeno fra gli astronomi ed i matematici, ed il sistema tolemaico signoreggi fino al tempo di Copernico, e non fu abbandonato finch le leggi di Kepler ed i dialoghi di Galileo non costrinsero le menti ad adottare pi semplici e intelligenti teorie.
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Ora che siamo abituati a veder chiaro nei fatti pi salienti dell'astronomia ed a riguardarli come nozioni elementari, ben difficile  per noi rappresentarci lo stato di quasi completa ignoranza che avvolgeva le nazioni pi incivilite dell'Antichit e del Medio Evo. Nondimeno la sfericit della terra fu da qualcuno intravista fino dai primi tempi, e meglio stabilita e diffusa negli ultimi tempi classici.
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La prima idea manifestata intorno alla grandezza del nostro globo nacque subito dopo che le osservazioni fatte per mezzo di strumenti cominciarono ad esser pi esatte, e la distanza e la grandezza della luna furono misurate con sufficiente accuratezza; il risultato fu quello di dimostrarci che essa  pi piccola della terra. Ma questo segn il limite delle determinazioni delle grandezze e delle distanze astronomiche, finch non fu inventato il telescopio. Della vera grandezza del sole, come della sua distanza da noi, non si ebbe per lungo tempo cognizione alcuna; solo fu ritenuto che esso fosse molto pi grande e pi lontano della luna. Nel secolo che precedette il principio dell'ra cristiana, Posidonio determin la circonferenza terrestre, che disse raggiungere 240000 stadi, cio circa 28600 miglia.  cosa meravigliosa che egli abbia potuto tanto approssimarsi al vero, se si consideri l'imperfezione dei dati dei quali poteva disporre. Vuolsi anche che egli calcolasse la distanza del sole, che valut solamente un terzo meno di quello che  in realt, ma questa deve essere stata una fortunata combinazione, perch egli non aveva modo di misurare gli angoli con approssimazione minore di un grado, mentre per determinare la distanza del sole occorrono strumenti che misurino con l'approssimazione di un secondo.
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Prima che si fosse inventato il telescopio, la grandezza dei pianeti era affatto sconosciuta, ed il pi che si potesse accertare intorno alle stelle, fu che esse erano poste ad una grande distanza fra loro; e poich questo fu tutto quanto gli antichi seppero della dimensione e della forma dell'Universo visibile, del quale - non devesi dimenticare - la terra fu creduta essere il centro, non bisogna meravigliarsi della quasi universale credenza che l'Universo esistesse solamente per la terra e per i suoi abitanti. Nell'epoca classica fu creduto che il cielo fosse la dimora degli di, donde questi spargessero sugli uomini i loro doni e le loro grazie; e se l'ra cristiana rovesci queste credenze come insulse e infondate, in ambedue le dette et sarebbe stata ritenuta come empia cosa il manifestare l'idea che le stelle e i pianeti non fossero stati creati solamente per deliziare l'umanit, ma che potevano forse essere anch'essi abitati, e che l'intelletto degli esseri che li popolavano poteva essere anche superiore a quello dell'uomo. Durante l'intero periodo del quale ci siamo occupati, nessuno fu tanto ardito da affermare che esistessero altri mondi abitati come il nostro, n da dubitare che quello sul quale viviamo non fosse il vero centro dell'Universo che lo circonda, esistente solo per noi; cos che le scoperte di Copernico, Tycho-Brah, Kepler e Galileo suscitarono immensa opposizione, perch vennero ritenute empie e incredibili. Sembr quasi che le nuove idee capovolgessero tutto l'ordine della natura, fino allora accettato per vero, e degradassero l'uomo da un lato, perch lo toglievano dal suo posto, e la terra dall'altro, perch la spostavano dalla posizione centrale che fino allora aveva occupato.
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CAPITOLO 2.
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L'UOMO E L'UNIVERSO. IDEE MODERNE.
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Le credenze circa la subordinata posizione del sole, delle stelle, della luna rispetto a quella della terra, quasi universali fino a Copernico, cominciarono a cadere quando le scoperte di Kepler e le rivelazioni del telescopio dimostrarono che il nostro pianeta non si distingue dagli altri per una maggiore grandezza. Allora nacque l'idea che anche gli altri pianeti fossero abitati, ed il telescopio, divenendo sempre pi perfetto e potente, come tutti gli altri strumenti astronomici, fece conoscere le meraviglie del sistema solare ed il numero sempre crescente delle stelle fisse. L'ipotesi che esistessero altri mondi abitati si divulg e divenne universale, come era stata quella delle et passate, che negava tale probabilit e che vige ancora, bench modificata.
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Ma si pu veramente asserire che quest'ultima, come la prima, siano fondate pi sull'idea religiosa, che sopra un esame accurato e scientifico del complesso dei fatti fisici, astronomici e biologici; e si pu convenire, col compianto dottor Whewell, che "la credenza che gli altri pianeti siano abitati, non si bas mai sopra ragioni fisiche, ma impugnandole". Il Whewell aggiunge: "Fu detto che Venere ed anche Saturno siano abitati, non perch ci fosse supponibile e probabile, n perch la loro struttura si adattasse alla vita animale, ma perch la grandezza, la bont, la saggezza del creatore e tutti gli altri suoi attributi, sarebbero stati manifestamente imperfetti, se sulla superficie di quei corpi non avesse messo creature viventi."
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Coloro che sanno solamente che molti eminenti astronomi, ormai posti in oblo, sostennero la loro convinzione della pluralit dei mondi, crederanno, e con ragione, che essi abbiano posseduto molti dati in favore della loro ipotesi, e che la abbiano formulato con un accumularsi di fatti concludenti. Perci saranno assai sorpresi nel sapere che mancava del tutto a quegli astronomi qualsiasi diretta evidenza che appoggiasse questa teoria, e che la maggior parte degli argomenti da loro invocati sono deboli e di poco valore.
Ben  vero che qualche scrittore si avventur a far rilevare quante difficolt si oppongano a queste asserzioni, ma forse neppur questi esamin mai la questione sotto i diversi punti di vista essenzialmente necessari per ben considerarla; ma, oggi, per sostenere l'ipotesi, sarebbe sufficiente il dimostrare che qualche pianeta possiede tutte le condizioni necessarie per la vita animale.
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Nei tanti milioni di sistemi planetari che si suppone esistano, parr cosa incredibile che solamente pochi possano essere abitati. In questo mio libro mi propongo di dimostrare che le probabilit e l'evidenza tendono tutte ad una conclusione assolutamente opposta, e sar perci necessario di dare uno sguardo alle opere dei var scienziati che hanno scritto sopra questo soggetto, ed accennare agli argomenti che hanno usato ed ai fatti che hanno dimostrato. Tra i primi fautori di questa teoria devo rammentare il dottor Whewell, che nel suo Dialogo sulla pluralit dei mondi, supplemento alla sua diffusa e conosciuta opera sopra questo soggetto, riferisce le opinioni di tutti i pi importanti scrittori da lui conosciuti.
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I primi sono i grandi astronomi Kepler e Huygens e il dotto vescovo Wilkins. Essi credettero che la luna fosse, con tutta probabilit, abitata, e Whewell considera Wilkins come il pi tenace nel sostenere questa opinione. Anche Isacco Newton stesso, in un'epoca a noi pi vicina, argu che il sole fosse probabilmente abitato. Il primo trattato regolare intorno a questo soggetto sembra essere stato scritto da Fontenelle, segretario dell'Accademia Scientifica di Parigi, che nel 1686 pubblic i suoi Dialoghi sulla pluralit dei mondi. Questo libro  diviso in cinque capitoli: il primo spiega la teoria di Copernico, il secondo sostiene che la luna  un mondo abitabile; il terzo descrive la luna nei suoi particolari ed arguisce che gli altri pianeti devono essere anch'essi abitati; il quarto parla della materia dei cinque pianeti; il quinto finalmente dichiara che le stelle fisse sono soli e che ciascuna di esse illumina un mondo.
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Quest'opera  scritta tanto bene ed il soggetto ne  tanto attraente, che fu tradotta nelle principali lingue d'Europa, e l'astronomo Lalande ne cur un'edizione in francese. In inglese ne furono pubblicate tre traduzioni, e di una di queste furon fatte sei edizioni nello spazio di cinquantun anno, cio fino al 1737. L'influenza esercitata da questo lavoro fu grandissima, e nessuno dubit delle teorie appoggiate da uomini quali erano Guglielmo Herschel, Giovanni Herschel, il dottor Chalmers, il dottor Dick, il dottor Isacco Taylor ed Arago, bench tali teorie fossero fondate sopra semplici supposizioni, senza essere confortate da alcuna evidenza.
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Tale era lo stato della pubblica opinione, quando nel 1853 comparve un'opera d'incognito scrittore, che portava il titolo seducente: Saggio sulla pluralit dei mondi. Di ci aveva gi scritto il dottor Whewell, che per il primo arrischi obiezioni alla teoria generalmente accettata e dimostr che, secondo ogni evidenza, si doveva concludere che qualcuno dei pianeti non potesse in alcun modo essere abitato, che altri probabilmente non lo erano e che in nessuno si trovano tutte le condizioni indispensabili alla vita degli animali e dell'uomo. Il libro, scritto magistralmente, in cui l'autore dava prova di possedere vaste cognizioni della scienza d'allora, cercava in ogni modo di dimostrare che le sue idee e le sue teorie non erano per niente opposte alla religione. Uno dei suoi migliori argomenti era fondato sulla convinzione che "l'orbita della terra  la zona temperata del sistema solare", perch solamente a questa condizione sono possibili le moderate variazioni di caldo e di freddo, di siccit e di umidit, necessarie alla vita animale.
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Il Whewell aggiunge altres che gli altri pianeti del sistema sono quasi esclusivamente composti d'acqua, gas e vapori, come indica il loro basso peso specifico, e che per tal modo non  possibile sulla loro superficie la vita terrestre. Ed anche quelli situati pi vicini al sole sono egualmente disadatti, perch, riscaldati eccessivamente come sono dal sole, l'acqua non pu esistere sulla loro superficie. Una grande parte del suo libro  dedicata inoltre a dimostrare che non v' vita animale nemmeno sulla luna. Prendendo questa evidenza come una prova, l'autore se ne vale come potente argomentazione per appoggiare le sue deduzioni, e se a queste si oppone il fatto che, come la terra  abitata, lo devono essere anche gli altri pianeti, egli risponde: "Noi sappiamo che la luna non  abitata, quantunque abbia tutti i vantaggi della terra per la sua posizione, relativamente al sole; ed allora perch gli altri pianeti dovrebbero essere abitati?"
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Parlando di Marte, ammette che questo pianeta somigli molto alla terra, per quanto ne possiamo giudicare da lontano, e che per conseguenza potrebbe anche essere abitato, o, per esprimerci come l'autore, "pu essere ch'esso sia stato giudicato dal creatore degno di essere abitato". Ma non trascura di far notare la piccolezza del pianeta, la sua distanza eccessiva dal sole, di modo che il fondersi annuale dei suoi ghiacci polari fa continuare l'inverno, anche quando sopravviene l'estate. Se vi sono animali, non possono essere che meno perfetti di quelli del nostro globo, come i sauriani e gli iguanodoni che abitavano i nostri mari durante l'epoca di Wealden. La sua conclusione  questa: "Se la nostra Terra si prepar a dar vita all'uomo con un lungo processo di tanti milioni di anni, come poter discutere se vi siano esseri intelligenti sul pianeta Marte, prima di esser sicuri che vi sono creature viventi?"
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Molti dei primi capitoli sono dedicati a diminuire l'impressione di sgomento, provata da quelle persone religiose che si sentono oppresse dall'immensit dell'Universo rivelataci dall'astronomia moderna e dalla piccolezza relativa della terra ove dimora dell'uomo, piccolezza che ai nostri occhi aumenterebbe smisuratamente, ove siano abitati, non soltanto i pianeti del sistema solare, ma altres quelli che circondano le miriadi di soli esistenti nell'Universo. E le medesime persone sono anche pi inquiete, perch i medesimi fatti precisi sono menzionati dagli scettici delle diverse scuole, che se ne valgono per impugnare le credenze della cristianit.
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Qualche scrittore insiste sulla irrazionalit e sull'assurdit della supposizione che il creatore di tutti questi meravigliosi ed innumerevoli sistemi solari, sparsi in uno spazio che diciamo infinito, dovesse specialmente interessarsi ad una tanto meschina creatura quale  l'uomo, abitatore d'imperfetto sviluppo di uno dei pi piccoli mondi, dipendenti da un sole di secondo ed anche di terzo grado, a un essere che, traverso i periodi storici, ha vissuto una vita di guerre sanguinose, di tirannia, di torture, di morte, e che da s stesso ne ha scritto i sublimi ricordi in libri come la Hystory of the Jews, The Decline and Fall of the Roman Empire, e The Martyrdozm of Man, dove sono dipinte in modo anche pi sommario e tremendo, la miseria e la infernale cattiveria dell'uomo. Il suo carattere specialmente  descritto con parole concise, ma espressive, da uno dei pi buoni, e pi semplici poeti:
Man's inhumanity to man
Makes countless thousands mourn.(12)
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Ad un essere simile Dio avrebbe dunque rivelato i suoi voleri, qualche migliaio di anni fa, e, vedendo che i suoi comandamenti non erano tenuti in conto, per beneficarlo ancora di pi, avrebbe fatto il sacrifizio del figlio suo unico, perch salvasse una piccola parte di questi miserabili peccatori dalle conseguenze delle loro meravigliose follie e dei loro incredibili delitti? E sostengono che questa fede  troppo assurda, perch possa essere accettata da esseri ragionevoli, e che diventa anche pi incredibile e meno razionale, se riteniamo che esistano innumerevoli mondi anch'essi abitati.
Gli uomini religiosi non hanno trovato adeguata risposta ad una simile domanda, e ne  resultato che molti hanno sentito la loro posizione diventare insostenibile, ed in conseguenza  svanita in loro la fede nei dogmi speciali della cristianit ortodossa e si sono trovati dinanzi ad un dilemma. Se vi sono miriadi di mondi,  incredibile e impossibile che tutti siano stati oggetto di speciali rivelazioni e sacrifici, ma se poi siamo noi i soli esseri intelligenti che esistano nell'Universo materiale, se siamo veramente noi la pi sublime creazione dell'Essere infinitamente saggio e potente, non c' da meravigliarsi ancor di pi della grande ed evidente sproporzione fra il creatore e la creatura? Ed ecco che molti si sono avviati verso l'ateismo, perch disperati di poter comprendere come un cos meschino resultato sia la sola rivelazione di un infinito potere.
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Whewell ci fa sapere che il gran predicatore dottor Chalmers, nei suoi Discorsi astronomici, cerca di appianare questa difficolt, ed a questo scopo dedica molta parte del suo libro, ma, secondo l'opinione del Whewel, non vi riesce. Una delle pi gravi ragioni che adduce,  questa: che noi non conosciamo ancora tanta parte dell'Universo da poter arrivare ad una ben definita conclusione sulla quistione sorta, quindi le idee che noi possiamo farci dei disegni del creatore nel formare il vasto sistema che vediamo intorno a noi, non possono essere che errate, perci ci dobbiamo contentare di rimanere ignoranti e soddisfatti nel pensare che, se il creatore non ci ha ancora permesso d'investigarlo,  di certo per il nostro bene. Ed a coloro che dicono che gli altri mondi possono esser governati da altre leggi che li rendono atti, come il nostro globo, ad essere abitati da esseri intelligenti, risponde che se noi supponessimo altre leggi di natura, stabilite allo scopo di rendere ogni pianeta abitabile, metteremmo un termine ad ogni razionale indagine su questo soggetto, ed in conseguenza potremmo sostenere e credere che degli esseri animali possano vivere sulla luna senz'aria e senz'acqua, od anche sul sole, sopportando quel calore che fonde la terra e i metalli.
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L'argomento che egli adduce come conclusione, e che forse giudica il pi stringente,  quello che si appoggia sulla dignit dell'uomo, al quale attribuisce la preminenza sul pianeta che lo ha generato. "Se - egli dice - l'uomo  capace di sentimenti di virt e di dovere, di amar tutti e di rispettare s stesso, pu essere anche immortale; e se il suo essere  di infinita durata, la sua anima mai muore, quindi possiamo ben dire che un'anima sola vale pi di tutta la parte non intelligente della creazione." E quando, indirizzandosi alle persone religiose, aggiunge che se, come esse credono, Dio ha redento l'uomo sacrificandogli il figliuolo ed ha a lui rivelato le sue volont, non pu sorgere in noi dubbio alcuno che l'uomo sia la creatura pi perfetta dell'Universo. Il parlare dell'esaltazione di milioni di creature intelligenti, morali, religiose e spirituali ad un destino cos preparato, sviluppato e perfetto, non  lieve compito, e manca spazio e tempo per occuparci della materia.
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Segue un capitolo sull'unit del mondo ed un altro sul futuro, ma n l'uno n l'altro contengono cosa alcuna che dia forza all'argomento dell'autore, e cos il libro finisce.
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La pubblicazione di questo vago, ma assai bello e diffuso lavoro, che si opponeva alle opinioni popolari, provoc l'indignazione e la critica di un uomo che eccelleva in qualche ramo della fisica, David Brewster, ma che era veramente inferiore, tanto nelle generali cognizioni scientifiche come in letteratura, allo scrittore di cui cercava combattere le idee. Il libro che riporta le sue obiezioni  intitolato: Non uno, ma diversi mondi. - Il credo del filosofo e la speranza del Cristiano. Bench scritto con forza e convinzione, molto si appella ai principali pregiudizi religiosi, e sostiene, dal principio alla fine, che ogni pianeta ed ogni stella sono una speciale creazione, ed ogni loro singolarit  stata destinata ad un determinato fine. "Se - dice - la luna fosse stata destinata soltanto ad essere la lampada che rischiara il nostro globo, non vi sarebbe stata certo ragione alcuna di spargere sulla sua superficie alte montagne, vulcani estinti, e coprirla di grandi macchie e di materia diversa, che riflette differentemente la luce, dando alla sua superficie l'apparenza di continenti e di mari. La lampada sarebbe stata certamente migliore, se la luna fosse una massa levigata, per esempio di gesso impastato; quindi  evidente che essa fu fatta per essere abitata."
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Da ci l'autore arguisce che anche tutti gli altri corpi celesti siano abitati, ed aggiunge che quando i dotti trovarono che Venere aveva, presso a poco, la stessa grandezza, della terra, che aveva montagne e vallate, notti, giorni ed anni analoghi ai nostri, sarebbe stato assurdo il credere ancora che non fosse abitata, quando nessun altro scopo razionale poteva esser attribuito alla sua creazione; mentre il farla, come la terra, sede di vita animale e vegetale, divenne argomento di grande importanza. Fu detto che Giove  cos gigantesco da esser necessarie quattro lune per illuminarlo, e per analogia l'idea che fosse abitato divenne anche pi incalzante, perch esso ha l'estensione di due pianeti. Per cui, avendo ogni altro successivo pianeta alcuni punti di somiglianza cogli altri, il fatto divenne un argomento addizionale, e poich noi possiamo renderci ragione che tutti i pianeti posseggono atmosfera, nuvole, nevi artiche e venti, l'argomento per analogia - soggiunge - diviene molto stringente, mentre l'assurdit dell'opposta opinione, cio che i pianeti siano lune non abitate, atmosfere dove le creature non respirano, venti che non alimentano la vita, diviene un argomento formidabile, al quale poche menti, e forse nessuna, potrebbero resistere".
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Come si vede, il lavoro  pieno di fallace retorica; cos dopo aver descritto le stelle doppie, l'autore soggiunge: "Ma nessuno pu credere che due soli possano esser posti nel cielo senz'altro intendimento che quello di farli roteare intorno al loro comune centro di gravit". E, parlando sempre delle stelle, cos termina il capitolo: "Ovunque  materia pu esservi vita. Vita fisica per godere delle sue bellezze, vita morale per adorare il creatore, vita intellettuale per riconoscere la saggezza ed il potere di questo. Una casa senza inquilini, una citt senza cittadini, suscitano nella nostra mente la stessa idea di un pianeta senza vita, di un Universo senza abitanti; ed in tal caso, perch la casa sia stata costruita, la citt fondata, il pianeta fatto e l'Universo creato, sarebbe difficile congetturare". Argomenti di questa fatta, che quasi mai risolvono la questione, sono ripetuti sino alla saziet.
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L'autore fa appello anche al Vecchio Testamento, perch appoggi le sue idee, e riporta i pi bei passi dei salmi:
"Quando considero i Tuoi cieli, lavoro delle Tue mani, la luna e le stelle che Tu hai ordinato, che cos' l'uomo, mi domando, perch Tu debba ricordarti di lui?" Al che risponde: "Non possiamo dubitare che furono le sue ispirazioni (parla di David) che gli rivelarono la grandezza, la distanza e il perch delle gloriose sfere che attiravano la sua ammirazione". E dopo avere riportati molti altri versetti dei profeti, dai quali crede ricavare un sostegno alle sue teorie, espone una sua idea straordinaria come argomento probatorio, cio che i pianeti, o almeno molti di essi, saranno la futura dimora dell'uomo. Egli dice: "La futura esistenza dell'uomo consister, come quella presente, in una natura spirituale residente in una spoglia mortale, perci potr vivere sopra un pianeta materiale, soggetto a tutte le leggi della materia." E conclude: "Se non vi  spazio sopra il nostro globo per i milioni e milioni di esseri che hanno vissuto e che sono morti sulla sua superficie, non possiamo dubitare menomamente che la loro futura dimora non debba essere sopra uno dei primari o secondari pianeti del sistema solare, gli abitanti dei quali abbiano cessato di esistere; oppure sopra pianeti che si trovano, da un lungo periodo, in istato di preparazione, come lo fu la nostra terra per l'avvento della vita intellettuale".
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Ci sentiamo sollevare lo spirito quando abbandoniamo simili volgari e deficienti argomenti, e prendiamo in mano opere recenti che trattano diffusamente questa materia, come quella del defunto Riccardo A. Proctor: Altri mondi oltre il nostro, od un altro suo volume pubblicato cinque anni fa: Il nostro posto nell'infinito. Scritti come sono da uno dei pi celebri astronomi contemporanei, che unisce all'acutezza dei suoi ragionamenti la chiarezza dell'esposizione ed una forma elegante, possiamo leggerli con piacere, trovando in essi diletto ed istruzione, anche se non possiamo associarci alle idee che espongono. Nella prima delle opere che abbiamo menzionato, l'autore parla, come David Brewster, della probabilit, accennata antecedentemente, che i pianeti siano abitati, e procede perla medesima via teologica, e tanto  compreso della sua persuasione, che continuamente ritorna al suo dilemma favorito, cio: che creder che i pianeti siano abitati fino a che non gli saranno addotte ragioni plausibili per fargli credere il contrario; e provocando cos le obiezioni degli scienziati, non si azzarda a provare la propria convinzione, ma solo espone ipotetiche considerazioni sui disegni inscrutabili di Dio allorch cre i mondi. E prendendo questo come punto di partenza, cerca di dimostrare come le molteplici difficolt esposte da Whewell possano essere rimosse, facendo appello a fatti fisici e astronomici sui quali ragiona mirabilmente. Venendo poi alla conclusione che Giove, Saturno, Urano e Nettuno non possono essere abitati, ne adduce coscenziosamente l'evidenza e ne determina il resultato; ma quando afferma invece di credere che i satelliti di Giove e Nettuno possono essere abitati, conclude che, se possono esserlo, devono anche esserlo.
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Il pi grande sbaglio nel complesso dei suoi argomenti lo commette affermando di esser soddisfatto di potere dimostrare che la vita pu esistere altrove, ma non si ferma punto sulla questione se la vita possa essersi altrove sviluppata dai suoi primi rudimenti, producendo i pi perfetti vertebrati e l'uomo. Questo, come abbiamo gi accennato,  il pernio di tutto il problema.
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Circa gli altri pianeti, dopo un accurato esame di tutto ci che sappiamo intorno ad essi, l'autore arriva a concludere che, se Mercurio  protetto da un'atmosfera umida e nuvolosa di particolare costituzione, pu esser anche possibile, ma non probabile, che ivi esista una perfetta vita animale; ma nel caso di Venere e di Marte, nei quali trova tanta somiglianza e tanta analogia con la Terra, afferma che  pressoch indubitabile che ivi si trovi la vita animale all'apice della perfezione.
Per le stelle fisse, che lo spettroscopio ci ha rivelato quali veri soli, molti dei quali somigliano al nostro, e dai quali, come da questo, emanano luce e calore, Proctor dice, che il fatto che le stelle emettono una grande quantit di calore, non solamente conduce alla conclusione che intorno ad esse debbano aggirarsi mondi ai quali tale calore  destinato, ma fa intravedere altres l'esistenza delle varie forme di forza nelle quali pu trasmutarsi il calore. Noi infatti sappiamo che il calore solare che si riversa sul nostro globo si trasforma in vita animale e vegetale e si manifesta in tutti i fenomeni della natura, cio in venti, in nuvole, in pioggia, in lampi, in uragani e grandine; che le opere stesse dell'uomo si compiono per virt del calore solare; perci, il fatto che le stelle scaldano gli altri corpi che le circondano, fa nascere in noi il pensiero che su questi mondi debba esistere qualche forma di vita animale o vegetale.
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Notiamo che, nella prima parte di questo passo, la presenza dei mondi e dei pianeti  "suggestionata", e che nell'ultima si parla dei "mondi che si muovono intorno alle stelle", come di un fatto provato, da cui si possa desumere esistere altra vita animale e vegetale. Una suggestione dipendente da una precedente suggestione non  una base stabile ad una tanto vasta e tanto difficile conclusione.
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Nella seconda delle opere su menzionate, vi  un capitolo intitolato: Una nuova teoria della vita in altri mondi, in cui l'autore espone le sue pi naturali considerazioni sulle questioni che sono riassunte brevemente nella prefazione, dicendo che "la chiara evidenza favorisce la sua teoria della (relativa) scarsezza dei mondi". Le sue considerazioni si fondano quasi esclusivamente sulla teoria della probabilit, sul qual soggetto pare che egli abbia fatto studi speciali. Occupandosi prima di tutto del nostro globo, cerca di dimostrare che il periodo di vita sulla sua superficie  assai corto, a paragone di quello durante il quale il globo lentamente si  formato e raffreddato, mentre la sua atmosfera condensandosi formava la terra e le acque che lo ricuoprono; e quindi, se consideriamo il tempo che l'uomo lo ha abitato, troviamo che non  che una minima parte, forse neppure la millesima, del periodo durante il quale questo globo ha esistito come pianeta. Aggiunge che, se noi consideriamo quei pianeti la cui fisica condizione ci sembra tale da farli capaci di sostener la vita,  molto dubbio il grado di sviluppo raggiunto dagli esseri che vi possono esistere; vale a dire che noi ignoriamo, non soltanto se la vita abbia cominciato a svilupparvisi, ma anche se abbia raggiunto un alto grado di perfezione, come sul nostro globo.
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Per quel che riguarda le stelle, l'argomento  sempre pi difficile, perch le epoche necessarie alla loro formazione sono assolutamente sconosciute, cos come sconosciuti del tutto sono quei sistemi planetari che possono gravitare intorno ad esse. E su ci vorrei fare osservare che non sappiamo se vi siano delle probabilit, o anche delle possibilit, che questi soli abbiano prodotto pianeti, che, per la loro posizione, grandezza, atmosfera, o altre fisiche condizioni, siano diventati mondi atti alla vita. Se vogliamo spingerci pi oltre, vedremo che questo quesito  stato trattato a esuberanza da molti scrittori, non escluso lo stesso Proctor, il quale conchiude che, se anche i mondi che possono essere abitati da esseri somiglianti a quelli della terra, ci sembrano in numero relativamente scarso, ove consideriamo l'Universo come infinito potrebbero anche essere molti.
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Era necessario dedicar qualche pagina alle idee di coloro che si occuparono espressamente della pluralit dei mondi, perch le loro opere furono molto lette e commentate, ed ebbero molta influenza sulle opinioni che si hanno del nostro mondo, tanto pi che Proctor, nel suo ultimo lavoro che tratta questo soggetto, parla della teoria come "identificata con la moderna astronomia". Infatti, se ne discute sempre in molte opere di astronomia popolare; per tutte seguono la medesima linea generale d'argomentazione, gi riferita, ed il curioso  che, mentre rilevano molte delle pi essenziali condizioni della vita, parlano anche spesso di quelle che non sono per nulla essenziali, come, per esempio, che l'atmosfera debba avere le stesse proporzioni d'ossigeno della nostra. E poich affermano, e giustamente, che se qualcuno dei nostri quadrupedi o dei nostri uccelli fosse trasportato in un altro pianeta, non vi potrebbe vivere, conchiudono che gli altri pianeti non possono essere abitati da esseri perfettamente organizzati; ma osservando il fatto palese che l'ossigeno  necessario alla vita, dato che l'ossigeno esista in altri globi in date proporzioni, aggiungono che la vita deve necessariamente essersi adattata a quelle proporzioni, che sono probabilmente maggiori o minori che sul nostro globo.
Il presente volume dimostrer quanto leggermente sia stata trattata questa questione, che comprende tutta la variet delle importanti considerazioni sopra accennate, le quali sono molte e di diverso carattere, ma tutte convergono alla medesima conclusione, almeno per quel che ci consta, non ancora raggiunta da alcun precedente scrittore, cio rendere il problema degno dell'osservazione e degli studi accurati degli imparziali pensatori. Su questo soggetto non  possibile ottenere l'evidenza, ma oso credere che, poich tante probabilit e induzioni mirano ad una teoria sola e definita, che ha intimi ed immediati rapporti con la natura e col destino dell'uomo stesso, questa teoria verr in tal modo portata ad un molto pi alto grado di probabilit, di quel che non abbiano fatto le vaghe possibilit e le teologiche suggestioni addotte dagli antecedenti scrittori.
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Affinch ogni passo del mio libro sia chiaro ed intelligibile all'argomentazione dei colti lettori, sar necessario di ricorrere continuamente alle cognizioni cos meravigliosamente vaste che possediamo sull'Universo, acquistate nella seconda met del secolo scorso, che costituiscono quella che noi chiamiamo nuova astronomia. Perci il seguente capitolo sar tutto dedicato ad una semplice ed elementare esposizione del nuovo metodo di ricerche, e dei resultati ottenuti, che saranno poi applicati nei successivi capitoli. Spero che la chiarezza dell'esposizione non mi renda noioso o difficile.
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CAPITOLO 3.
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LA NUOVA ASTRONOMIA.
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Durante la seconda met del secolo passato si fecero scoperte ed invenzioni, che molto contribuirono ad aumentare il potere delle ricerche astronomiche: ci fu dato spingere le nostre investigazioni in regioni affatto nuove e neanche supposte pi di duecento anni prima, quando fu inventato il telescopio. La vecchia astronomia, che ormai data da oltre duemila anni, era tutta meccanica e matematica, e si limitava all'osservazione e alla misura del movimento apparente dei corpi celesti, tentando di comprendere, in base a quel moto apparente, il moto reale e determinare cos la struttura del sistema solare. Il primo a portar nuova luce in questo campo della conoscenza fu Kepler, che institu le sue tre celebri leggi; poi Newton, il quale dimostr che queste leggi sono la necessaria conseguenza di una legge di gravitazione; poi altri osservatori matematici provarono che ogni ulteriore irregolarit sui movimenti dei pianeti veniva spiegata da una pi profonda e minuta applicazione di queste leggi. Fu allora che questo ramo dell'astronomia raggiunse la sua maggior forza efficiente e lasci poco pi da desiderare.
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Comparve il telescopio, ed allora obbietto della osservazione dei dotti fu la superficie dei pianeti e dei loro satelliti, che furono guardati e scrutati con la massima pazienza, allo scopo, se pure fosse possibile, di acquistare maggiori cognizioni sulla loro costituzione fisica e sulla loro storia. Simili accurati studi furono rivolti alle stelle, alle nebulose, agli ammassi stellari, e tutto il cielo fu disegnato e descritto, e per tutto il mondo si diffusero elaborati cataloghi fatti da astronomi entusiasti. Altri si dedicarono al grande e difficile problema della determinazione delle distanze stellari, e verso la met del secolo qualche distanza fu infatti misurata in modo soddisfacente.
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Verso la met del secolo decimonono fu creduto probabile che l'astronomia dell'avvenire si sarebbe quasi completamente limitata al perfezionamento del telescopio e degli altri var strumenti di misura, per mezzo dei quali sarebbe possibile ottenere una pi esatta determinazione delle distanze. Infatti il fondatore della filosofia positiva, Augusto Comte, ne fu cos persuaso che sconsigli ogni ulteriore studio sulle stelle, dicendo che era tempo sprecato, perch mai avrebbe condotto ad un resultato utile e concreto. Nel suo Trattato filosofico d'astronomia popolare, pubblicato nel 1844, egli sostenne questa sua opinione con molta energia ed afferm che, siccome le stelle non sono per noi accessibili altrimenti che per mezzo della vista, rimarranno sempre di imperfetta conoscenza.
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Sappiamo che esistono, e poco pi potremo sapere di esse. Anche se noi le consideriamo come semplici fenomeni, per quel che riguarda la loro temperatura saranno sempre inapprezzabili ad un esame soltanto visuale. La conoscenza che abbiamo delle stelle  adunque in gran parte negativa, cio, non possiamo dire altro con sicurezza che esse non appartengono al nostro sistema. Ma oltre questo sistema tutto  dubbio e confusione in astronomia, per mancanza di fatti indiscutibili, tanto che il Comte conclude: "Per oltre mezzo secolo si  tentato invano di creare due basi distinte in astronomia, l'una solare, l'altra siderale. Per coloro che credono alla scienza che si appoggia sopra leggi vere, quella che non si basa che sopra fatti discordanti non esiste che di nome, e solamente la prima rappresenta la vera astronomia, n temo di aggiungere che sempre  stato cos." E continua: "Ogni sforzo che per mezzo secolo ha mirato a questo scopo, non ha fatto che accumulare tanti fatti empirici e discordanti, che non possono far altro che interessare una irragionevole curiosit."
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Spesso, nella scienza, una fiduciosa, asserzione decisiva ha provocato una risposta che l'ha annichilita, come quella che fu data alle induzioni del Comte, perch nel 1860, solo tre anni dopo la sua morte, fu applicato alle stelle il metodo dell'analisi spettrale, che oper una rivoluzione in astronomia, mettendoci in grado di procurarci tante cognizioni che altrimenti non avremmo mai potuto avere. Per mezzo dell'analisi spettrale noi sappiamo molto sulla costituzione fisica e chimica delle stelle e delle nebulose, e possiamo dire che ci siamo fatta un'idea abbastanza precisa della natura, costituzione e distanza degli immensi soli che chiamiamo col nome generico di stelle, pi chiara assai di quella che abbiamo della maggior parte dei pianeti del nostro sistema. Abbiamo anche potuto accertarci dell'esistenza di numerose stelle invisibili, determinarne l'orbita, il movimento e la velocit, ed anche, approssimativamente, la massa. La disprezzata astronomia stellare del principiare del secolo, si  cos innalzata al grado di necessit, e rappresenta nella scienza generale una parte importantissima, che promette per il futuro ancor pi meravigliose scoperte. Avremo spesso da parlare, nel corso di questo libro, dei risultati ottenuti per mezzo di questo potente mezzo di ricerca che  l'analisi spettrale, accenneremo quindi ora alla sua natura ed ai princip dai quali dipende.
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Lo spettro solare  quella striscia di luce colorata che si vede nell'arcobaleno e, parzialmente, nelle gocciole di rugiada, ma che si rende del tutto evidente quando un raggio di sole traversa un prisma o un pezzo di ghiaccio di forma triangolare. Allora non scorgiamo pi un raggio di luce bianca, ma una sottile striscia di brillanti colori disposti regolarmente, che cominciano da una parte col violetto, al quale segue il turchino, il verde, il giallo ed in ultimo il rosso. Da ci possiamo intuire che la luce non  una irradiazione sempre uniforme del sole, ma che invece  composta di un certo numero di raggi separati, ciascuno dei quali produce ai nostri occhi la sensazione di un colore speciale. Ci vale a spiegare che la luce  dovuta a certe vibrazioni dell'etere, misteriosa sostanza che non solamente passa per i meati di ogni natura, ma riempie lo spazio esistente fra le pi remote stelle e fra le nebulose. Dei movimenti appena sensibili, o vibrazioni dell'etere, producono i fenomeni del calore, della luce e dei colori, cos come la fotografia deve i suoi sorprendenti effetti a certi processi chimici. Per mezzo d'ingegnosi esperimenti, si sono potute misurare l'estensione e l'energia di questi movimenti, ed  stato constatato che essi variano in modo considerevole e che taluni producono la luce rossa, l'ultima dello spettro, con un'onda lunga circa di pollice, mentre le vibrazioni della luce violetta, che limita la parte opposta dello spettro, hanno solamente circa la met di tale lunghezza, cio di pollice. La frequenza con la quale le dette vibrazioni si succedono  di 302 milioni di milioni ogni secondo per i raggi rossi, e di 737 milioni di milioni per quelli violetti. Riferisco queste cifre per far comprendere la meravigliosa esiguit e la rapidit di quei movimenti di luce e di calore, dai quali dipende tutta la vita del mondo e quindi anche le nostre cognizioni sugli altri mondi e sugli altri soli.
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Ma i raggi coloranti dello spettro solare non sono la parte pi importante di esso. Al principio del secolo decimonono, un accurato esame dimostr che esistono in ogni parte dello spettro delle linee scure di diverso spessore, qualche volta isolate, qualche volta riunite in gruppi. Molti dotti le studiarono e ne fecero degli esatti disegni, che ne indicarono la posizione e lo spessore, e con la combinazione di diversi prismi, messi in maniera che il raggio del sole li traversasse successivamente, uno spettro pot financo mostrare pi di 300 di queste linee nere, anche lunghe parecchi piedi. Ma cosa tali linee denotassero, e quale fosse la causa di esse rimase un mistero, finch nell'anno 1860 il fisico tedesco Kirchhoff pot darne una spiegazione, dando cos ai fisici e agli astronomi un nuovo ed inaspettato strumento per i loro esperimenti.
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Era gi stato osservato che gli elementi chimici in istato di incandescenza producono spettri consistenti in linee o strisce colorate, sempre eguali per ogni elemento, di modo che si pu subito riconoscere un corpo semplice soltanto dall'aspetto caratteristico del relativo spettro. Era pure stato veduto che molte delle dette strisce, specialmente quella gialla prodotta dal sodio, avevano una posizione eguale a certe linee nere dello spettro solare. La scoperta di Kirchhoff dimostr che, quando la luce proveniente da un corpo incandescente passa per la medesima sostanza ridotta allo stato di gas o di vapore, tanta luce  assorbita che le linee o strisce diventano scure nello spettro. Cos fu rivelato l'enigma che da oltre mezzo secolo imbarazzava gli scienziati, poich fu constatato che le numerosissime linee nere dello spettro solare sono prodotte dalla luce delle materie incandescenti che si trovano sulla superficie del sole, e che passa attraverso i gas o vapori incandescenti che lo circondano pi da vicino; quindi la linea colorata dei brillanti colori dei rispettivi spettri diventa nera a causa dell'assorbimento.
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Subito fisici e chimici si misero all'opera per esaminare gli spettri di tutti gli elementi, fissando nello stesso tempo la posizione delle diverse linee o strisce colorate, mediante accurate misure, e comparandole con le linee nere dello spettro solare. I risultati furono oltre ogni dire soddisfacenti. La maggior parte degli elementi chimici conosciuti presenta delle linee nere che corrispondono esattamente ad un gruppo di altre linee nello spettro solare; sul sole quindi devono evidentemente esistere quei medesimi elementi la cui esistenza  stata constatata sulla terra. Fra i primi corpi in tal guisa scoperti, furono l'idrogeno, il sodio, il ferro, il rame, il magnesio, lo zinco, il calcio e molti altri. Quasi quaranta elementi sono stati cos rintracciati sul sole, e vi sono grandissime probabilit che anche tutti gli altri da noi conosciuti vi esistano, ma parecchi o sono molto rari o si presentano in cos piccole quantit che non si possono rivelare. D'altro canto, molte delle linee scure dello spettro solare non appartengono a nessuno degli elementi conosciuti sulla terra; uno di questi  quel sottile helium, tenuissimo gas la cui presenza fu dapprima constatata sul sole, e che in seguito venne anche scoperto in piccole proporzioni in un raro minerale terrestre. Parecchi degli elementi sono rappresentati da molte linee, altri da poche. Il ferro, per esempio, ne ha pi di 2000, mentre il piombo ed il potassio ne hanno una per ciascuno.
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Per gli astronomi che vollero determinare la costituzione dei corpi celesti, lo spettroscopio e la chimica acquistarono gran valore, e divenne di somma importanza il conoscere la posizione delle linee nere nello spettro solare, come di quelle lucide negli spettri di tutti gli elementi, determinate con grande accuratezza per poterne fare un esatto paragone. E ci fu fatto dapprima per mezzo di disegni eseguiti su grande scala, riproducenti l'esatta posizione di ciascuna delle linee scure o lucide. Ma poi fu riscontrato che questo sistema presentava molti inconvenienti, senza avere il vantaggio dell'esattezza voluta, e perci fu convenuto di adottare una scala naturale per la lunghezza d'onda delle varie parti dello spettro. La misura relativa si pu ottenere per mezzo dei cos detti reticoli di diffrazione, che consistono in una superficie levigata di metallo durissimo, solcata da innumerevoli linee, qualche volta anche pi di 20000 ogni pollice. Quando il raggio del sole cade sopra uno di questi, vi si riflette, e per l'interferenza dei raggi fra lo spazio dei delicati solchi, si converte in un bellissimo e perfetto spettro, che, quando le linee sono molto vicine l'una all'altra, raggiunge la lunghezza di qualche yard. In queste diffrazioni degli spettri si possono vedere molte linee non visibili in altra guisa, e lo spettro che ne resulta  molto pi uniforme di quello prodotto dai prismi di cristallo, nei quali, per quanto minima sia la differenza di composizione del cristallo adoperato, pure la rifrazione non avviene mai in tutti in modo identico.
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Gli spettri ottenuti dai reticoli di diffrazione sono doppi, cio si distendono da ambo i lati della linea centrale del raggio, che rimane bianca, mentre le linee colorate o scure sono chiaramente definite e possono essere proiettate sopra uno schermo posto a molta distanza, poich lo spettro raggiunge considerevoli lunghezze. Gli elementi per ottenere la lunghezza d'onda sono: la distanza delle linee, la distanza dello schermo e la distanza fra il primo paio di linee scure da ambo i lati della linea centrale luminosa. Tutte queste distanze possono essere accuratamente misurate col telescopio, col micrometro e con altri mezzi, e permettono di ottenere una esatta determinazione della lunghezza d'onda, che probabilmente non avremmo potuto conoscere se ci fossimo serviti di altri metodi di misurazione.
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Essendo la lunghezza d'onda eccessivamente piccola,  stato convenuto di fissare per essa un'unit di misura speciale, ed essendo il millimetro l'unit pi piccola del sistema metrico,  stata adottata per la lunghezza d'onda la decimilionesima parte di esso, tecnicamente chiamata decimo misuratore e che corrisponde a 250 milionesimi di pollice. Cos sappiamo che le lunghezze d'onda delle linee caratteristiche d'idrogeno rosse e turchine sono rispettivamente 6563,07 e 4861,51. L'eccessiva piccolezza della lunghezza d'onda, quando sia misurata con la misura pi esatta,  di grandissima importanza. Avendo in tal guisa determinata la lunghezza d'onda delle due linee dello spettro, lo spazio fra esse esistente pu essere ridotto ad un diagramma di qualsiasi lunghezza, e tutte le linee che si presentano fra queste due ed in qualunque altro spettro, possono essere segnate nella loro esatta posizione. E poich lo spettro visibile  composto di circa 300,000 raggi di luce, ciascuno di differente lunghezza d'onda e perci di differente refrangibilit, se impiccoliamo tanto lo spettro da lasciargli la lunghezza di 3000 pollici (250 piedi), ogni lunghezza d'onda sar di un centesimo di pollice, spazio facilmente visibile ad occhio nudo.
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Il possedere un mezzo di tanta meravigliosa delicatezza, che ci diede la possibilit di arrivare alla conoscenza dei pi reconditi globi che popolano l'Universo, ci rese possibile in pochi anni la creazione di una nuova scienza, cio l'astrofisica, volgarmente detta nuova astronomia. E qui  necessario fare un breve cenno dei principali risultati di questa scienza.
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La prima grande scoperta compiuta dopo che lo spettro solare ebbe una spiegazione, fu quella di poter comprendere la vera natura delle stelle fisse.  vero che da molto tempo gli astronomi le avevano credute soli, ma questa fu un'opinione della cui realt non era stato mai possibile ottenere la prova, fondata solamente sopra questi due fatti, cio: la loro distanza da noi, tanto enorme che l'intero diametro dell'orbita terrestre non era sufficiente a farci conoscere la loro relativa posizione, ed il loro intenso splendore, che a tale distanza non poteva essere dovuto che a delle dimensioni e ad una luce paragonabili a quelle del nostro sole. Lo spettroscopio prov quanto questa opinione fosse fondata, poich le stelle furono esaminate accuratamente una dopo l'altra, e fu riscontrato che esse davano uno spettro di tipo generalmente uguale a quello solare. Le prime stelle esaminate dall'astronomo Guglielmo Huggins mostrarono che in esse esistono dieci dei nostri elementi. Subito dopo furono esaminate con lo spettro tutte le principali stelle del cielo, e si giudic necessario dividerle in tre o quattro gruppi.
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Il primo gruppo, il maggiore, comprende pi della met delle stelle visibili e quasi tutte le pi lucenti, come Sirio, Vega, Regolo ed Alfa della Croce del Sud. Queste sono caratterizzate da una luce bianca o azzurra, sono ricche in raggi di un violetto carico, ed i loro spettri si distinguono per la lunghezza e per l'intensit delle quattro strisce dovute all'assorbimento dell'idrogeno, mentre le varie linee nere che indicano vapori metallici sono relativamente poche, quantunque con un accurato esame se ne scoprano delle centinaia.
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Il secondo gruppo, a cui appartengono Capella e Arturo,  pure numerosissimo e forma il tipo solare delle stelle. La loro luce  giallognola, ed i loro spettri sono traversati in tutti i sensi da innumerevoli linee scure finissime, pi o meno corrispondenti a quelle dello spettro solare.
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Il terzo gruppo comprende le stelle rosse e variabili, che sono distinte da uno spettro molto rigato. Qualche spettro sembra quasi una fila di colonne doriche vedute di faccia, ed il lato rosso  quello che rimane pi illuminato.
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Il quarto gruppo  rappresentato da poche e relativamente piccole stelle, ed ha pure lo spettro rigato, ma la maggiore intensit luminosa si constata dalla parte opposta.
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La divisione delle stelle in gruppi, fu fatta nel 1867 dal P. Secchi, astronomo italiano, e venne adottata con qualche modificazione da Vogel dell'Osservatorio astrofisico di Potsdam. L'esatta interpretazione di questi differenti spettri  spesso incerta, ma non vi pu esser dubbio ch'essi siano in rapporto, prima di tutto con la differenza di temperatura esistente sugli astri, e poi con la corrispondente differenza di composizione ed estensione delle atmosfere assorbenti. Vi sono stelle il cui spettro rigato indica la presenza di vapori di metalloidi o di altre sostanze miste, mentre le rigature rovesciate indicano la presenza di carbonio. Queste conclusioni sono state ottenute dopo accurati esperimenti, applicati anche agli esami spettrali delle stelle e degli altri corpi celesti, cos che tutte le particolarit dei loro spettri, per quanto confuse e apparentemente insignificanti, sono state giudicate atte ad indicare certe condizioni della costituzione chimica e della temperatura.
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Ma bench sia molto difficile lo spiegare simili particolari, tutti i dati di fatto fondamentali non ci permettono di dubitare che le stelle siano veri soli, i quali per la grandezza e per lo sviluppo, che  indicato dal colore della loro luce e dall'intensit del loro calore, sono certamente diversi, ma simili in questo: tutti hanno egualmente una fotosfera, ossia una luce che emana dalla loro superficie, ed una atmosfera assorbente di differente qualit e intensit.
Innumerevoli altri fatti, come i colori incerti delle stelle doppie, l'accidentale variabilit del loro spettro, la loro relazione con le nebulose, i var stadi del loro sviluppo ed altri problemi di grande importanza, hanno sempre attirato l'attenzione degli astronomi spettroscopisti e chimici; ma ulteriori notizie su queste difficili questioni sarebbero qui fuori di luogo. Questi dati, riguardanti l'analisi spettrale applicata alle stelle, sono stati esposti allo scopo di rendere i princip e i metodi di osservazione intelligibili ad ogni lettore e d'illustrare la meravigliosa ed accurata precisione del resultato da essi ottenuto. Tanta  la fiducia che hanno gli astronomi nella esattezza di queste osservazioni, che prima di credere certa la presenza di un elemento in una stella o nel sole, bisogna che le varie linee lucide di un elemento, nello spettro del laboratorio, corrispondano perfettamente alle linee scure dello spettro solare o di una data stella. Miss Clerke defin la cosa con chiarezza quando disse: "Le coincidenze spettroscopiche non ammettono transazioni: o sono complete o non hanno importanza."
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MOVIMENTO DELLE STELLE SECONDO LA VISUALE.
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Ora dobbiamo intrattenerci di un'altra ed affatto diversa applicazione dello spettroscopio, pi sorprendente ancora di quella test descritta, cio del modo di misurare la velocit del movimento di ogni corpo celeste a noi visibile, diretto verso di noi, oppure tendente ad allontanarsene, movimento che tecnicamente  chiamato "radiale" e, secondo un'altra espressione, "in linea visuale". La cosa che pi colpisce si  che la potenza di misura  del tutto indipendente dalla distanza, cos che la velocit delle stelle fisse, le pi lontane da noi, se abbastanza luminose per mostrare distintamente il loro spettro, pu essere misurata in miglia e per secondi, con esattezza uguale a quella con la quale si misurano la stella o il pianeta pi vicini. E per fare intendere con chiarezza come ci possa essere possibile, bisogner nuovamente parlare della teoria dell'onda luminosa e dell'analogia che essa ha con altre onde di moto, che ci metteranno in grado di concepire i princip dai quali dipendono tali calcoli.
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Se in un giorno di calma contiamo le onde che passano in un minuto accanto ad un battello ancorato, ci accorgiamo che esse sono in numero maggiore di quelle che contiamo navigando in direzione opposta a quella delle onde. Ed anche se ci fermiamo sulla strada ferrata, mentre ci viene incontro fischiando una macchina a vapore, sentiremo che il fischio cambia di tono quando ci passa d'accanto: se il treno indietreggia, il tono diventa pi basso, anche se la macchina passa alla medesima distanza da noi di quando avanza, nondimeno il fischio all'orecchio del macchinista sar restato costantemente identico. Questo fatto  causato dalle onde sonore, che giungono a noi con un pi rapido succedersi quando la locomotiva avanza, pi lentamente quando retrocede, e come l'altezza di una nota dipende appunto dalla rapidit con la quale le successive vibrazioni dell'aria giungono ai nostri orecchi, cos il colore di una parte dello spettro dipende dalla rapidit con la quale le onde dell'etere che producono quel dato colore giungono ai nostri occhi, essendo questa rapidit assai maggiore quando il corpo dal quale emana si avvicina, che quando si allontana da noi.
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Ed avverr un leggero cambiamento di posizione nelle linee colorate, e per conseguenza anche nelle linee scure, se le paragoneremo a quelle dello spettro del sole o di qualunque altra sorgente di luce che rispetto a noi sia ferma, purch l'intensit del movimento sia sufficiente per produrre un percettibile spostamento nello spettro.
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Il cambiamento di colore che si verifica nel caso che la sorgente luminosa si allontani o si avvicini direttamente all'osservatore, fu notato dal professore Doppler di Praga nel 1842, ed ora  noto col nome di principio di Doppler; per il cambiamento di colore era cos lieve che non fu possibile misurarlo e quindi l'osservazione ebbe nessuna pratica importanza in astronomia. Ma quando le linee scure dello spettro poterono essere esattamente delineate e la loro posizione accuratamente determinata, fu trovato che esisteva un mezzo di misurare i cambiamenti prodotti nello spettro dal movimento che si compie secondo la linea visuale, poich la posizione nello spettro di ciascuna delle linee colorate o scure dei corpi celesti, pu essere comparata con quella delle corrispondenti linee prodotte nel laboratorio. Sir William Huggins per il primo fece quest'esperimento nel 1868, e per mezzo di un potentissimo spettroscopio, appositamente costruito, trov che questo cambiamento succedeva in molte stelle, e che la velocit, con la quale si avvicinano e si allontanano da noi (moto radiale), poteva essere calcolata.
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Per tal modo si  potuta misurare la vera distanza di qualcuna di queste stelle, determinare il suo cambiamento annuale di posizione (moto proprio), ed il fattore addizionale dell'ammontare del movimento in direzione della nostra linea visuale, completa i dati per fissare la vera linea del suo movimento fra le altre stelle. L'esattezza di questo metodo, adoperato in favorevoli condizioni e con i migliori strumenti,  grandissima, come  stato provato in quei casi nei quali si sono potuti adoperare altri mezzi per calcolare il movimento stellare.
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Il movimento con cui il pianeta Venere si avvicina o si allontana rispetto a noi, pu essere calcolato con molta esattezza e in qualunque tempo, poich tale calcolo risulta dall'insieme dei movimenti del pianeta e della nostra terra nella loro rispettiva orbita. Il moto radiale di Venere fu determinato all'osservatorio di Lick in agosto e settembre del 1890 per mezzo dell'osservazione spettroscopica da un lato, e, per mezzo del calcolo dall'altro. I risultati ottenuti furono i seguenti:
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DATA. PER OSSERVAZIONE. PER CALCOLO.
16 agosto. 7,3 miglia al secondo. 8,1 miglia al secondo.
22 agosto. 8,9 miglia al secondo. 8,2 miglia al secondo.
30 agosto. 7,3 miglia al secondo. 8,3 miglia al secondo.
3 settembre. 8,3 miglia al secondo. 8,3 miglia al secondo.
4 settembre. 8,2 miglia al secondo. 8,3 miglia al secondo.
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Questi calcoli dimostrano che vi  soltanto un errore di circa un miglio per secondo, al massimo, e di un quarto di miglio circa, al minimo. Per quel che riguarda le stelle, l'esattezza del metodo  stata provata osservando una stella nei momenti in cui la terra, nel suo movimento di rivoluzione, si avvicina o si allontana rispetto alla stella stessa, la cui apparente velocit radiale  perci cresciuta o diminuita da un altro fattore conosciuto, cio dal movimento terrestre. Molte osservazioni di questo genere furono fatte dal dott. Vogel, direttore dell'osservatorio astrofisico di Potsdam, il quale dimostr come, per tre stelle che erano state osservate per ben dieci volte, il calcolo fosse stato errato di circa due miglia per secondo; ma poich i movimenti astrali sono pi rapidi di quelli dei pianeti, l'errore proporzionale non  tanto grande quanto quello dell'esempio che abbiamo dato pi sopra.
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La grande importanza di questo metodo nel determinare i movimenti delle stelle, consiste nella possibilit di ottenere una conoscenza esatta della proporzione colla quale tali movimenti variano, e quando, con l'andar del tempo, ci potremo accertare se talune delle loro orbite sono rettilinee o curve, saremo anche capaci di dire qualcosa sulla natura dei cambiamenti che in loro si succedono e delle leggi dalle quali dipendono.
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STELLE INVISIBILI E MOVIMENTI IMPERCETTIBILI.
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Ma dalla possibilit di poter determinare il movimento radiale dei corpi celesti, possiamo ottenere un altro risultato, inaspettato quanto meraviglioso, che ha esteso le nostre cognizioni sulle stelle in un campo affatto nuovo. Per mezzo di tale metodo  stato possibile determinare l'esistenza di stelle invisibili, e di misurare la velocit del loro moto, che altrimenti sarebbe rimasto anch'esso ignorato. E si noti che queste stelle rimangono sconosciute anche ai telescopi moderni pi potenti, e che i movimenti di esse occupano uno spazio cos limitato che il telescopio non potrebbe determinarlo.
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Le stelle doppie o binarie formano dei sistemi che hanno un movimento di rotazione intorno a un comune centro di gravit. L'esistenza di esse fu constatata dapprima da sir William Herschel; in seguito ne sono state rilevate un gran numero. Per lo pi il loro periodo di rivoluzione  lungo e non dura mai meno di dodici anni, ma molte ve ne sono che lo compiono nello spazio di pi secoli. In questi sistemi entrambe le stelle sono visibili, ma ne conosciamo anche altri nei quali una sola stella  appariscente mentre l'altra o non  luminosa o  cos vicina alla sua compagna, che anche al pi potente telescopio appariscono entrambe come un sol corpo. Molte delle stelle variabili appartengono alla prima categoria, ed a confortare questa regola possiamo citare Algol, nella costellazione di Perseo, il quale passa dalla seconda alla quarta grandezza in circa quattro ore e mezzo, riacquistando in un periodo di tempo quasi uguale il suo splendore, che dura fino all'altro suo periodo d'oscurazione, il che avviene regolarmente ogni due giorni e ventun'ora. Il nome Algol viene dall'arabo Al ghoul, il ghoul familiare delle notti arabe, folletto cos chiamato a causa del suo contegno perennemente strano.
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Per molto tempo fu creduto che l'oscuramento di questa stella fosse dovuto ad una compagna non luminosa, che ne eclissasse parzialmente la luce ad ogni rivoluzione, e si suppose che i piani delle orbite di ambedue fossero quasi esattamente diretti verso la terra. L'applicazione dello spettroscopio dimostr che questa congettura corrispondeva alla realt. In un eguale trascorrer di tempo, prima e dopo l'oscurazione, si notano nello spettro dei movimenti di linee, i quali dimostrano che gli astri si allontanano o si avvicinano a noi, in linea radiale, con una velocit di circa ventisei miglia per secondo. Da questi dati alquanto imperfetti e dalle leggi di gravitazione che determinano il periodo di rivoluzione dei pianeti secondo le varie distanze dai loro centri di rivoluzione, il professore Pickering, dell'osservatorio di Harvard, pot arrivare alle seguenti affermazioni come le pi probabili, e che non si allontano certo di molto dalla verit:
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Diametro di Algol: 1,061,000 miglia.
Diametro dell'altra stella: 830,000 miglia.
Distanza fra i loro centri: 3,230,000 miglia.
Celerit orbitale d'Algol: 26,3 miglia per secondo.
Celerit orbitale della stella oscura: 55,4 miglia per secondo.
Massa di Algol della massa del nostro sole.
Massa dell'altra stella della massa del nostro sole.
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Se consideriamo che questi dati si riferiscono ad una coppia di stelle, delle quali  stato possibile vedere soltanto una, e che il moto orbitale della stella visibile non pu esser determinato nemmeno con un telescopio potente; e se inoltre riflettiamo all'enorme distanza che passa fra noi e quei corpi, non possiamo che restare meravigliati dei felici risultati ottenuti con l'osservazione spettroscopica. Ma se tali calcoli, fatti con un mezzo cos semplice, sono meravigliosi, sono ancora pi meravigliosi gli altri risultati ottenuti con tale mezzo. Tutto quello che sappiamo delle stelle e che siamo arrivati a conoscere per mezzo del telescopio,  che esse sono situate a enorme distanza l'una dall'altra, sebbene guardando in cielo ci sembrino cos fitte. Ci avviene anche nelle stelle doppie telescopiche, che ci sembrano vicinissime tra loro a causa della loro enorme distanza da noi.
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Possiamo calcolare che tutte le stelle, anche le pi grandi, sono, in media, pi di ottanta miliardi di miglia distanti dalla terra, mentre le stelle doppie pi vicine, che un forte telescopio arrivi a risolvere in due colpi separati, sono distanti fra loro di circa un mezzo secondo, cio quasi millecinquecento milioni di miglia. Ma nel caso di Algol e della sua compagna, abbiamo due corpi entrambi pi grandi del nostro sole, e nondimeno vi  fra loro soltanto una distanza di due milioni di miglia e un quarto, distanza che non supera la somma dei loro diametri. Non occorre dire che tali enormi corpi debbono, per quanto cos vicini l'uno all'altro, avere ognuno il loro moto di rivoluzione, e poich sappiamo che il nostro sole, e probabilmente tutti gli altri soli, sono circondati da materie meteoriche e cometiche, sembra probabile che, nel caso di due soli assai vicini fra loro, la quantit delle dette materie sia grandissima, e che, per continue collisioni, la loro massa venga continuamente accresciuta, s che si pu anche supporre che forse finiranno col fondersi finalmente in una sola e gigantesca sfera. Si dice che un astronomo persiano del decimo secolo abbia indicato Algol come una stella rossa; ora noi sappiamo che essa invece  bianca, e qualche volta leggermente giallognola. Le collisioni e gli attriti che abbiamo immaginato come possibili, avrebbero dunque probabilmente prodotto un aumento di temperatura, diminuendo contemporaneamente la distanza che esiste fra le due stelle del sistema.
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Un considerevole numero di stelle doppie, delle quali una luminosa e l'altra oscura, sono state scoperte per mezzo dello spettroscopio, bench il loro moto non si compia sul piano della visuale terrestre, e non vi siano quindi ecclissi. Per scoprire tali coppie, lo spettro di un gran numero di queste stelle  stato fotografato ogni notte e per lungo tempo, cio per un anno ed anche per pi anni, poi le lastre sono state esaminate con cura, per poter constatare se fosse avvenuta qualche periodica variazione nelle linee spettrali. Pare quasi incredibile come in moltissimi casi sia stato constatato che tale variazione esiste; cos s' potuto determinare il periodo nel quale si compie il moto di rivoluzione di questi astri.
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Ma oltre alla scoperta di stelle doppie, delle quali una luminosa e l'altra oscura, abbiamo potuto vedere col medesimo mezzo stelle doppie ambedue luminose. Per il metodo in questo caso differisce alquanto, poich, essendo le stelle ambedue luminose, esse dnno uno spettro separato, che gli spettroscopi migliori, cio, hanno il potere di separare quando le stelle sono alla loro massima distanza, mentre nessun telescopio di quelli esistenti, e forse nessuno di quelli che verranno fabbricati in avvenire, potr farci vedere tali stelle staccate. La separazione degli spettri  comunemente mostrata dal successivo sdoppiamento e ricongiunzione delle linee principali; la qual cosa indica che il piano di rivoluzione  diretto pi o meno obliquamente verso di noi, cos che le due stelle, se fossero separatamente visibili, sembrerebbero ora allontanarsi, ora avvicinarsi, in ciascuna rivoluzione che compiono.
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Dunque, poich ogni stella ha un moto alternante che l'avvicina, e l'allontana da noi, la velocit radiale di ciascuna pu essere dedotta e determinata dalla massa relativa; per tal modo sono state scoperte non soltanto stelle doppie, ma anche triple e multiple. Le stelle che con questi due mezzi abbiamo potuto riconoscere come doppie, sono tanto numerose, che uno dei migliori astronomi ha giudicato che circa ogni tredici stelle ve ne sia una il cui moto mostra delle irregolarit, e che perci pu esser considerata come doppia.
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LE NEBULOSE.
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Un altro importante risultato dell'analisi spettrale, quello che potrebbe esser considerato come il pi grande,  la dimostrazione del fatto che tra le nebulose ve ne sono di quelle che sono veramente tali, vale a dire che le nebulose non debbono esser considerate tutte come gruppi di stelle tanto lontani da noi da non poterli studiare, come finora era stato supposto.
Ora sappiamo che esistono delle nebulose il cui spettro  gasoso, e qualche volta stellare e gasoso insieme. Queste cognizioni, unite al fatto che le nebulose spesso si riuniscono intorno a nebulose stellari o gruppi di stelle, ci fa certi che le nebulose non sono separate nello spazio dalle stelle, ma bens formano una parte essenziale di un vasto Universo stellare, e questa ragione  sufficiente per credere che si formino dalla materia stessa della quale son fatte le stelle, e che nella loro forma, condensamento e aggregazione, noi possiamo seguire il processo di evoluzione delle stelle e dei soli.
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ASTRONOMIA FOTOGRAFICA.
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Ma gli astronomi posseggono anche un altro mezzo potente che li aiuta nelle loro ricerche, il quale, solo o insieme allo spettroscopio, ha accresciuto e accrescer ancora il numero delle cognizioni che abbiamo dell'Universo stellare, cognizioni che non si sarebbero mai ottenute con altri mezzi. D'altro canto  indubitabile che la scoperta di nuove stelle, variabili e doppie,  stata possibile per la conservazione delle lastre fotografiche, sulle quali sono impressi gli spettri, notte per notte, con ogni linea, sia pur oscura o colorata, nella sua vera posizione, come l'ha prodotta l'obbiettivo. Poich, paragonando tali linee con altre della serie, s' potuto determinarne i pi piccoli cambiamenti e misurarne accuratamente il valore. Se non si fossero potute conservare le lastre fotografiche per poterle paragonare fra loro, non sarebbero state possibili molte delle scoperte fatte con lo spettroscopio.
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Ma vi sono ancora due altri modi di utilizzare nel campo astronomico la fotografia, affatto differenti fra loro, ma di eguale importanza di quello suddetto, modi che con l'andare del tempo diverranno fors'anche pi utili ed importanti. Con l'uso delle lastre fotografiche abbiamo potuto infatti determinare l'esatta posizione di centinaia, anzi di migliaia di stelle, che sono state disegnate simultaneamente e con grande esattezza in un mappamondo celeste, del quale si sono fatti molti esemplari. Ci ha eliminato del tutto la necessit del vecchio metodo, quello di determinare cio la posizione di ciascuna stella misurandola ripetutamente per mezzo di delicati strumenti e prendendone nota in costosi cataloghi, cosa che richiedeva faticoso e lungo lavoro. Ma il nuovo metodo  stato riconosciuto cos efficace, che sono state costruite macchine speciali per la fotografia celeste, e per mezzo di meccanismi precisi a montatura equatoriale, esse si fanno girare lentamente e sincronicamente al corso delle stelle in cielo, in modo che l'immagine di ciascuna stella rimanga stazionaria sulla lastra per parecchie ore.
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Di recente, nei pi importanti osservator di tutto il mondo, sono state prese delle disposizioni per tentare di ottenere, con appositi strumenti, una riproduzione fotografica di tutta la volta celeste, allo scopo di fare un disegno dell'intero sistema stellare, che potrebbe servire come punto di partenza ai futuri astronomi, i quali cos, con maggior facilit, potrebbero rendersi conto del movimento delle stelle di ogni grandezza in modo certo ed accurato, cosa sinora a noi rimasta ignota.
L'altro importante uso della fotografia risiede nel fatto che, con una pi lunga, bench limitata esposizione delle lastre, potremo aumentare la sensibilit delle lastre fotografiche, tanto da raccogliere dei raggi luminosi invisibili all'occhio. Molti saranno coloro che rimarranno sorpresi nell'apprendere che una stessa macchina fotografica, con un obbiettivo di tre o quattro pollici di diametro, purch montata a dovere cos che se ne possa fare un'esposizione di pi ore, ci mostrer stelle cos piccole che rimangono invisibili anche al grande telescopio di Lick. In tal modo la macchina fotografica ci rivela stelle doppie o piccoli gruppi, che non si mostrerebbero a noi con alcun altro mezzo.
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Nei trattati d'astronomia e in articoli di periodici popolari, sono spesso riprodotte fotografie di stelle, e quantunque la maggior parte di queste riproduzioni sia addirittura sorprendente, molte persone ne rimangono deluse e non possono capire il loro grande valore, perch ogni stella vi  rappresentata da un cerchietto bianco, spesso di considerevole grandezza, circondato da una specie di sfumatura, e non da un piccolo punto luminoso, quale le stelle mostrano in un buon telescopio. Ma la parte essenziale in tutte queste fotografie non consiste nella piccolezza, n nella rotondit delle immagini delle stelle, ma bens nella prova che dnno della grande precisione con la quale l'immagine di ciascuna stella  stata presa, con un apposito movimento di orologeria annesso allo strumento, col quale si ottiene che l'immagine si proietti sempre sul medesimo punto della lastra, durante tutto il tempo dell'esposizione di questa.
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Per esempio: nella bellissima fotografia della grande nebulosa di Andromeda, fatta il 29 dicembre 1888 dal dottor Isacco Roberts mediante un'esposizione di quattro ore, si vedono un migliaio di stelle fra grandi e piccole, ciascuna rappresentata da un punticino bianco quasi esattamente rotondo, la cui grandezza corrisponde a quella della stella che riproduce. Questi punti rotondi possono essere bisecati con grande accuratezza dal filo traversale di un micrometro, e cos la distanza dei centri e la direzione della loro congiungente in ciascuna coppia pu esser determinata con precisione, come se ciascuna fosse rappresentata da un solo punto. Ma siccome una piccola macchia bianca disegnata sulla carta celeste sarebbe quasi invisibile, n potrebbe dirci con esattezza, o almeno con approssimazione, la grandezza di una stella, e sarebbe perci possibile commettere degli errori,  stato creduto conveniente di indicare ciascuna stella con un cerchio ben visibile, che ne denoti proporzionalmente la grandezza.
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Dunque, ci che si crede un difetto non  in realt che un grande vantaggio. La summenzionata fotografia  stata magnificamente riprodotta nel trattato di Astronomia antica e moderna di Proctor, pubblicato dopo la sua morte.
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Oltre i risultati, che noi abbiamo esposto, ottenuti col nuovo metodo di ricerca, si sono acquistate anche molte cognizioni sulla distribuzione delle stelle, sulla loro natura e sulla estensione dell'Universo stellare, sia per l'accurato studio dei materiali ottenuti coi vecchi metodi, sia con l'applicazione delle ipotesi e delle probabilit ricavate dai fatti osservati. Soltanto con questo mezzo abbiamo potuto ottenere sorprendenti resultati appoggiati e rinforzati dai metodi moderni e dall'uso di nuovi strumenti, atti a misurare le distanze delle stelle. Alcuni di questi risultati riguardano tanto da vicino e tanto direttamente il soggetto che abbiamo preso a trattare nel presente volume, che  necessario dedicare il seguente capitolo all'esposizione di essi.
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CAPITOLO 4.
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DISTRIBUZIONE DELLE STELLE.
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Se guardiamo il cielo in una chiara notte d'inverno, quando non splende la luna, e da una posizione dalla quale possiamo abbracciar con lo sguardo l'intero orizzonte, lo spettacolo sar veramente di meravigliosa bellezza. Lo scintillo brillante di Sirio, di Capella, di Vega e di altre stelle d'immensa grandezza, l'ordine stupendo col quale sono disposte in gruppi o in costellazioni, delle quali Orione, l'Orsa Maggiore, Cassiopea e le Pleiadi sono a noi le pi famigliari, e, fin dove il nostro occhio arriva, il constatare che lo spazio che intercede fra queste  sparso di punti luminosi sempre e sempre pi piccoli, che coprono l'intero firmamento di una rete scintillante di luce, risvegliano in noi un'idea cos grandiosa ed insieme cos confusa del numero enorme degli astri, che ci pare impossibile il poterli contare, e ancor pi arduo il poter dare ad essi un ordine sistematico. E nondimeno ci fu fatto, eccettuate le stelle pi lontane, 134 anni prima dell'ra volgare, da Ipparco, che dette il nome e fiss la posizione di pi di mille stelle, che  all'incirca il numero di quelle fino alla quinta grandezza, visibili alla latitudine della Grecia. Una recente enumerazione di tutte le stelle visibili ad occhio nudo, per coloro che hanno la vista acuta,  stata fatta dall'astronomo americano Pickering.
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Nell'emisfero settentrionale sono in numero di 2509 ed in quello meridionale 2824, il che dimostra che vi  molto maggior numero di stelle nell'emisfero celeste meridionale. Ma questa differenza  dovuta interamente alla preponderanza delle stelle poste tra la quinta e la sesta grandezza, oltre le quali non vanno i limiti della vista umana, mentre di quelle che sono inferiori alla quinta grandezza e mezza, ve ne sono 85 di pi nell'emisfero settentrionale. Il professor Newcomb  d'opinione che le stelle visibili ad occhio nudo siano presso a poco in egual numero tanto nell'uno quanto nell'altro emisfero. Ora, addizionando il numero delle stelle visibili ad occhio nudo, abbiamo un totale di 5333 stelle, ma questo numero comprende anche quelle inferiori alla grandezza 6,2 mentre si crede generalmente che il limite della grandezza delle stelle visibili senza strumento alcuno, non possa andare al di l della sesta grandezza. Riesaminando tutti questi materiali, l'astronomo italiano Schiaparelli conclude che il numero totale delle stelle, di grandezza inferiore alla sesta, sia di 4303, sparse in numero eguale tanto nel cielo settentrionale che in quello meridionale.
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LA VIA LATTEA.
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Oltre le stelle, da entrambi gli emisferi  visibile ancora un fenomeno molto notevole, cio quella striscia irregolare, meravigliosa, emanante una luce debole e diffusa, chiamata Via Lattea, che forma un arco magnifico traversante il firmamento, e che alla latitudine d'Inghilterra appare pi netta nei mesi autunnali. Quest'arco si muove descrivendo un gran cerchio intorno al cielo, ma  irregolarissimo nei suoi particolari: in qualche punto  unico, in qualche altro doppio con molte diramazioni e frammisto di molte strisce scure, macchie o soluzioni di continuit, attraverso le quali appare il cielo cupo e quasi senza stelle. Ma guardando con un cannocchiale o con un piccolo telescopio, si scorge da quelle fessure una certa quantit di astri e con l'aiuto di un potente telescopio poi, molte e molte stelle divengono visibili, e con i pi grandi e migliori strumenti si vede che tutta la Via Lattea  addirittura composta di astri, i quali, per quanto irregolarmente disposti, hanno l'apparenza di un vero fiume di stelle, interrotto da fenditure e da macchie, le quali sempre offrono un fondo incerto e nebuloso, come se vi fossero altre miriadi di stelle che un altro pi potente strumento ottico ci potrebbe rivelare.
I rapporti che questa grande striscia di stelle telescopiche ha con il resto del sistema stellare, hanno per molto tempo interessato gli astronomi, e molti hanno tentato di risolvere il problema con un sistema di misurazione, cio calcolando tutte le stelle che passano in un certo tempo nel campo del loro telescopio. Guglielmo Herschel fu il primo a tentare di determinare sistematicamente la forma dell'Universo stellare. Dal fatto che il numero delle stelle cresce rapidamente quanto pi la nostra linea visuale si avvicina alla Via Lattea, da qualunque direzione si muova, mentre che quando lo sguardo arriva proprio su di essa questo numero diventa improvvisamente doppio, sorse in lui l'idea che la forma dell'intero sistema dovesse essere quella di una grande massa discoidale di densit un poco minore verso il centro, dove  situato il nostro sole, o, per parlare pi volgarmente, che l'Universo visibile fosse fatto come un disco piatto o una mcina da mulino, ma di spessore irregolare, con una fenditura da un lato, dove la Via Lattea appare sdoppiata. E fu detto che l'immensa quantit di stelle che la compongono sia dovuta al fatto che noi la vediamo di sghembo attraverso ad una grande profondit di stelle, e all'angolo destro della sua direzione, quando guardiamo verso quello che si chiama polo della Via Lattea. Tale quantit di stelle diminuisce infatti se guardiamo obliquamente, penetrando con lo sguardo in uno strato pi sottile di stelle che per tal modo sembrano essere molto pi rade.
Negli ultimi anni della sua vita, Guglielmo Herschel si accert che questa non era la vera spiegazione dell'apparenza della Via Lattea. Le macchie lucenti che si osservano in essa, come le fenditure oscure, stretti fiumi di luce spesso limitati da fiumi egualmente stretti di tenebre, fanno supporre che la forma complessiva di questo cerchio luminoso sia quella d'un disco complesso, che si estenda nella direzione dalla quale lo vediamo, per una distanza immensamente pi grande di quella del suo spessore. Herschel, osservando una costellazione molto luminosa, cred di esser penetrato col suo telescopio in regioni venti volte pi lontane delle stelle pi brillanti, che formano la parte pi vicina del circolo.
In quanto alle Nuvole di Magellano, che sono due grandi nebulose situate nell'emisfero celeste meridionale, a qualche distanza dalla Via Lattea, e che sembrano far parte di essa, lo stesso Giovanni Herschel ha dimostrato che volerne indovinare la forma  cosa impossibile, perch bisognerebbe supporre che in ambedue noi vedessimo, non masse rotonde composte di irregolari forme globulari, ma coni o cilindri immensamente lunghi, e posti in modo che noi non ne possiamo vedere che la base, e ci fa notare che un tale oggetto che avesse una tal posizione, sarebbe una coincidenza straordinaria, e che non  poi ammissibile che ve ne possano essere due o pi. Nella Via Lattea vi sono centinaia, anzi migliaia, di tali macchie di eccezionale lucentezza o di eccezionale oscurit, e se la forma di essa  quella di un disco molto pi esteso in diametro che in ispessore, e che noi vediamo di sghembo, anche ciascuna di queste macchie o gruppi, e tutti gli stretti e sinuosi ruscelli di luce brillante o d'intense tenebre, potrebbero esser veramente lunghissimi cilindri o tunnell o cupe lamine curve o strette fessure. E ciascuna di queste che possiamo vedere in questo vasto circolo luminoso, dovrebbe avere una posizione precisamente volta verso il nostro sole. La validit di questo argomento, che con molta sapienza e chiarezza tratt il defunto R. A. Proctor nel suo bellissimo ed accreditato volume intitolato: Il posto che occupiamo nell'infinito, approvato da quasi tutti gli astronomi, conduce alla conclusione che la forma della Via Lattea  quella di un immenso cerchio irregolare, il profilo del quale, preso da qualsiasi parte, , grossolanamente parlando, circolare, e che le molteplici fenditure, stradicciuole o aperture dalle quali a noi sembra poter scorgere le tenebre che stanno nello spazio che si trova al di l di esse, rendono probabile che in quelle direzioni il suo spessore sia minore e non maggiore della sua apparente grandezza, il che equivarrebbe a dire che noi ne vediamo il lato pi largo invece dello stretto margine.
Prima di cominciare a considerare la relazione che passa fra le innumerevoli stelle che noi vediamo sparse nella volta celeste, e quest'immensa striscia di stelle telescopiche, sar bene dare una descrizione il pi possibilmente completa della Via Lattea, sia perch spesso non si trova disegnata sui mappamondi celesti con sufficiente accuratezza, sia per descrivere la sua meravigliosa struttura, sia anche perch essa rappresenta il fenomeno fondamentale sul quale si basano precisamente gli argomenti trattati in questo volume. Per raggiungere pi efficacemente lo scopo, mi varr della descrizione fatta da Giovanni Herschel nel suo libro: Principii di Astronomia, perch egli, come tutti gli astronomi dello scorso secolo, fece su di essa studi profondi, osservandola nell'emisfero settentrionale come in quello meridionale, ad occhio nudo e con l'aiuto di telescopi di grande potenza e di mirabile qualit, ed anche perch in mezzo alla farragine di lavori moderni e di eccitanti novit divulgate in questi ultimi anni, il suo volume veramente istruttivo  relativamente poco conosciuto. Questa precisa ed accurata descrizione sar molto utile a coloro dei miei lettori che desiderano farsi un'idea chiara di quell'oggetto magnifico che non pu non destare grande interesse per la sua forma particolare, quando se ne ammira la bellezza o per mezzo di un cannocchiale, o con un piccolo telescopio, o anche semplicemente ad occhio nudo.
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DESCRIZIONE DELLA VIA LATTEA.
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Giovanni Herschel la descrive cos:
"La striscia che la Via Lattea disegna attraverso i cieli e che noi possiamo vedere ad occhio nudo, non tenendo conto di accidentali deviazioni e seguendo solamente la linea del suo maggiore splendore, come quella della sua varia larghezza ed intensit, almeno come ci permettono di determinarla i suoi incerti limiti, possiamo immaginarla come un gran cerchio inclinato ad un angolo di circa 63 verso quello equinoziale, e che taglia questo circolo in ascensione retta a 6 ore 47 m. e 18 ore 47 m., per modo che i suoi poli, tanto meridionale che settentrionale, siano situati rispettivamente in ascensione retta a 12 ore 47 m. (distanza polare nord 63) e 0 ore 4 m. (distanza polare nord 117). Attraverso la regione che da esso  cos nettamente divisa, questo cerchio occupa una situazione intermedia fra le due grandi correnti, approssimandosi pi dalla parte luminosa e continua che da quella pi interrotta e indecisa. Se noi seguiamo il suo corso secondo la ascensione retta, lo vedremo traversare la costellazione di Cassiopea e la sua parte pi luminosa passare a circa due gradi al nord della stella d di questa costellazione. Passando al di l fra ? ed e di Cassiopea, manda un ramo al Sud verso a di Perseo, che la rasenta molto da vicino; poi si prolunga verso ? della stessa costellazione, e pu esser seguita sin verso le Hiadi e le Pleiadi. La maggiore diramazione, sebbene molto incerta, passa per l'Auriga, presso le tre notevoli stelle e, ?, ?, della costellazione chiamata Hedi che precede Capella, fra i piedi dei Gemelli e l'estremit del Toro, dove incrocia l'eclittica vicino al Coluro solstiziale, e di l, dalla cima d'Orione alle falde del Monocero, incrocia la linea equinoziale in ascensione retta a 6 ore 54 m. Da questo punto (ramo di Perseo) la sua luce  debole e incerta, ma dopo si anima di splendore e quando passa dietro le spalle del Monocero e sulla testa del Cane Maggiore, presenta una luce moderata ed uniforme, ma ad occhio nudo non vi si vedono stelle quando entra nella prua di Argo, vicino al tropico del sud. Qui si suddivide di nuovo (presso la stella m Puppis) spingendo innanzi, dal lato anteriore, una diramazione stretta e disuguale, che arriva fino alla stella ? di Argo, dove si tronca bruscamente. La striscia principale prosegue la sua corsa verso il sud fino al 123 parallelo di D. P. N., dove si allarga e si suddivide di nuovo, aprendosi a guisa di un grande ventaglio con quasi 20 gradi di larghezza, formato di strisce intralciate che tutte terminano bruscamente verso ? e ? di Argo.
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"A questo punto la continuit della Via Lattea  interrotta da un largo vuoto, ed essa ricomincia dalla parte opposta, prendendo la forma di un fascio di rami convergenti verso la brillante stella ? di Argo. L s'incrocia con i piedi posteriori del Centauro, formando una curiosa e ben definita cavit semicircolare di piccoli raggi, poi entra nella Croce con un lucidissimo braccio o istmo, non pi esteso di tre o quattro gradi, poich  questa la parte pi stretta della Via Lattea. Immediatamente dopo si estende in una larga e lucida massa, circondando le stelle a e  dalla Croce e  del Centauro, e allargandosi quasi fino all'a di quest'ultima costellazione.
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"In mezzo a questa massa luminosa che circonda la costellazione da ogni parte, e che occupa quasi met della sua estensione, si scorge una lacuna tenebrosa della forma singolare d'una pera, cos grande e cos nettamente disegnata, da attirar l'attenzione di chiunque guardi il cielo, sia pur profano della scienza e che i primi navigatori nei mari del sud chiamarono col nome bizzarro, ma espressivo, di sacco di carbone. In questo vano, largo circa 8 gradi di lunghezza e 5 di larghezza, una sola stella  visibile ad occhio nudo, ma sono invece molte quelle visibili al telescopio; la sua oscurit  perci dovuta unicamente all'effetto del contrasto che produce la zona luminosa che lo circonda da ogni parte. Questo  il punto in cui la Via Lattea si trova pi vicina al polo sud. In tutte queste regioni il suo splendore  grandissimo, e paragonandolo con quello della sua parte pi settentrionale, della quale abbiamo gi parlato, lascia supporre da questo lato una maggior vicinanza, suscitando in noi l'idea che il nostro posto di spettatori sia separato da ogni parte da un intervallo considerevole fra i gruppi densi di stelle che compongono la Via Lattea, che da questo punto di vista potrebbe considerarsi come un gran circolo piatto d'immensa grandezza e d'irregolare spessore, nel quale siamo eccentricamente situati, cio pi vicini al sud che al nord del suo circuito.
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"Ad a del Centauro la Via Lattea si suddivide ancora, spingendo innanzi una diramazione larga quasi quanto la met della sua larghezza totale, ma che si assottiglia rapidamente ad un angolo di circa 20 dirigendosi verso ? e d del Lupo, per diventare al di l una striscia sottile e sbiadita. La diramazione maggiore passa per ? di Norma, dove la sua larghezza diventa maggiore, fa un angolo acuto e si suddivide di nuovo, da un lato con un braccio continuo di irregolare ampiezza e splendore, dall'altro in un complicato sistema di strisce intralciate e di vuoti, che cuoprono la coda dello Scorpione e terminano allargandosi e sfumandosi per tutta l'immensa regione occupata dalla gamba anteriore di Ophioco, raggiungendo verso il nord il parallelo di 103 D. P. N., passato il quale la perdiamo di vista perch un largo intervallo di 14, sgombro da ogni apparenza di nebulosit, la separa dal gran ramo della parte nord dell'equinoziale, del quale  generalmente rappresentata come una continuazione.
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"Ritornando al punto in cui questo gran ramo si separa dal principale ruscello, non ci occuperemo che di quest'ultimo. Curvandosi bruscamente passa in faccia alle stelle ? dell'Ara, ? e ? dello Scorpione, ? del Tubo, e ? del Sagittario, dove subitamente si raccoglie in una vivida massa ovale di circa 6 di lunghezza e 4 di larghezza, e con tanta ricchezza di stelle, che un moderato calcolo le fa ascendere a 100 mila.
"A nord della massa, questo ruscello di stelle traversa l'eclittica alla longitudine di circa 276, e procedendo lungo il cerchio del Sagittario sino ad Antinoo, ha il suo corso interrotto da tre profonde cavit separate le une dalle altre da notevoli protuberanze, delle quali la pi larga e la pi lucente forma la parte pi cospicua della porzione meridionale della Via Lattea, visibile nella nostra latitudine.
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"Traversando la linea equinoziale alla 19ma ora di ascensione retta, scorre come un irregolare ruscello macchiato e serpeggiante attraverso l'Aquila, la Sagitta e la Valpecula, fino al Cigno. A e di questa costellazione la continuit della Via Lattea  interrotta, quindi essa appare di nuovo in modo molto confuso e irregolare: il tratto d'interruzione ha l'aspetto di una larga e tenebrosa macchia, non molto dissimile da quella dell'emisfero meridionale, che fu chiamata sacco di carbone. Essa occupa lo spazio fra e, a e ? del Cigno, donde divergono le tre grandi correnti luminose, una delle quali  stata gi descritta.
"La seconda diramazione rappresenta la continuazione del braccio principale (traverso l'intervallo buio) a nord di a, fra la Lucertola e la testa di Cefeo fino a Cassiopea, dove si arresta; la terza comincia da ? del Cigno, appare molto risplendente e larga, e si dirige verso il sud, fra  del Cigno ed s dell'Aquila, fin quasi alla linea equinoziale, dove si perde in una regione poco ricca di stelle, in un punto dove in molti mappamondi celesti  segnata la nuova costellazione del Toro di Poniatowski. Questo ramo, ove venisse prolungato a traverso la linea equinoziale, si riunirebbe con il grande effondimento di Ofioco, di cui abbiamo gi parlato. Una diramazione considerevole, quasi un'appendice protuberante, si stacca anche dalla corrente situata a nord del capo di Cefeo e va direttamente verso il polo, occupando il grande quadrilatero formato da a, , ? e d di quella costellazione."
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Per rendere pi completa e pi accurata questa descrizione della Via Lattea, sar bene aggiungere qualche altro brano del medesimo volume, dove si parla della sua intima struttura, e della sua apparenza telescopica.
"Esaminando con un telescopio potente la struttura di questa meravigliosa zona luminosa, vediamo che essa differisce poco dall'aspetto uniforme che si nota quando  veduta ad occhio nudo, e che si mantiene egualmente irregolare. In qualche punto, e per lunghi tratti, le stelle che la compongono sono sparse con assoluta regolarit, mentre in altri luoghi la distribuzione di esse  del tutto irregolare, poich si vedono radunate in gruppi compatti, ai quali succedono intervalli dove sono relativamente rare. In taluni punti le tenebre possono dirsi quasi assolute, perch non vi si scorge nessuna stella, neppure con l'aiuto del telescopio. In certi altri punti non si vedono in media che 40 o 50 stelle, in un campo di 15 minuti, mentre in altri la media d un resultato di 400 o 500 stelle. N  minore la differenza che si osserva nel carattere delle differenti regioni, riguardo alla grandezza delle stelle che ivi sono e al numero proporzionale delle pi grandi e delle pi piccole.
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In talune, per esempio, se ne presentano in moderatissima quantit e piccolissime; la qualcosa ci spinge irresistibilmente a credere che in quelle regioni vediamo nettamente attraverso lo strato stellare, perch altrimenti sarebbe impossibile che il numero delle grandezze stellari non andasse sempre e sempre pi degradando all'infinito. Inoltre in tali punti, lo spazio del cielo  per lo pi oscuro, e ci non accadrebbe se una moltitudine incalcolabile di stelle esistesse al di l di esso, fossero pure tanto piccole da non poterle discernere. In altre regioni invece osserviamo un altro fenomeno: le stelle emanano una luce quasi uniforme, e sono disposte sulla volta celeste quasi con esatta regolarit, e mancano quasi del tutto stelle che differiscano nella grandezza. In tali casi noi possiamo presumere con fondamento di causa che i nostri sguardi attraversino uno strato di stelle che in grandezza non differiscono fra loro, il quale strato non ha neppure un grande spessore in rapporto alla distanza che ci separa da esso. Se cos non fosse, dovremmo supporre che le stelle pi grandi siano anche le pi lontane e compensino la loro maggiore distanza con la maggiore lucentezza, supposizione contraria ad ogni probabilit.
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"In ambidue gli emisferi la Via Lattea occupa una grande estensione, ma l'assoluta oscurit della volta dei cieli sulla quale spiccano gli astri dove  certo che manca un agglomeramento innumerevole di stelle delle pi piccole grandezze visibili, e il constatare anche l'assenza di splendore che sarebbe prodotto dalla riunione della luce di quelle troppe piccole per esser vedute ad occhio nudo, rappresentano degli indizi che devono esser considerati di non dubbio significato, i quali indicano che la estensione della Via Lattea nella direzione dove queste condizioni si verificano, non solamente non deve essere infinita, ma che anzi non supera lo spazio che i nostri telescopi possono penetrare ed anche oltrepassare."
Le parole che ho riportato sono dello stesso Giovanni Herschel, il quale dai fatti che descrive deduce la stessa conclusione che Proctor dedusse dall'osservazione di Guglielmo Herschel. Come vedremo, i migliori astronomi moderni, dall'esame dei fatti a loro conoscenza, sono arrivati a un identico risultato, che hanno in certi casi confortato di nuove argomentazioni.
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LE STELLE IN RELAZIONE CON LA VIA LATTEA.
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Giovanni Herschel fu cos meravigliato della forma, struttura e immensit del grande cerchio della Via Lattea, che scrisse: "Questo circolo  per l'astronomia siderale ci che l'invariabile eclittica  per l'astronomia planetaria; un piano di ultima referenza, cio il piano fondamentale del sistema siderale."
Esamineremo adesso i rapporti che il cerchio visibile della Via Lattea ha con l'intera massa delle altre stelle, cio il piano fondamentale dell'universo stellare.
Se noi contempliamo il cielo in una notte stellata, lo vediamo sparso di fitte stelle di diverso splendore, e la regione maggiormente estesa tra il nord, l'est, il sud o l'ovest, cio la parte posta verticalmente al disopra di noi -  veramente notevole per il numero di stelle che ora vi abbondano, ora vi sono deficienti.
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Da ogni parte ammiriamo una grande quantit di stelle delle prime tre grandezze, e se in qualche punto ci sembra che esse siano in minor numero, gli  perch in quello spazio si accumulano infinite stelle di dimensione minore. Ma un'accurata osservazione delle stelle visibili ci mostra come nella loro distribuzione esista una grande irregolarit, e come quelle di maggior grandezza siano per l'appunto quelle che si trovano nella Via Lattea, o nelle immediate vicinanze di questa; bench la differenza non sia tale da poter renderle visibili ad occhio nudo. L'area complessiva della Via Lattea non occupa certamente uno spazio maggiore di un settimo di tutta la sfera celeste, ed alcuni astronomi sono anzi d'opinione che essa non arrivi nemmeno ad un decimo.
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Se le stelle che essa contiene fossero tutte di una medesima grandezza e regolarmente distribuite, il loro numero dovrebbe ascendere almeno a un settimo del totale delle stelle. Gore dice che delle 32 stelle pi brillanti tra quelle di seconda grandezza, 12 almeno sono comprese nella Via Lattea, ma ve ne dovrebbero essere assai pi del doppio se la distribuzione di esse nell'Universo fosse regolare; delle 99 stelle pi lucenti di terza grandezza, 33 sono comprese nella Via Lattea, vale a dire un terzo, invece di un settimo. Gore, cont pure le stelle dell'atlante di Heis comprese nella Via Lattea, e trov che il numero ne  di 1186 sopra un totale di 5356 proporzione che rappresenta una media fra il terzo e il quinto, invece che il settimo di tutte le stelle.
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Proctor disegn nel 1871, sopra una carta di due piedi di diametro, tutte le stelle pi piccole della nona grandezza e mezza, visibili nell'emisfero settentrionale, e che Agrelander aveva disegnato sopra una carta grande quattro piedi. Esse erano in numero di 324.198 ed indicavano per la loro immensa densit, non solamente l'intero corso della Via Lattea, ma altres le sue parti pi luminose, e molte delle strane e tenebrose fenditure e vuoti quasi assolutamente privi di stelle.
Dopo, il professor Seeliger, di Monaco, osserv 135.000 stelle della Via Lattea inferiori alla nona grandezza, e divise il cielo in nove regioni o circoli di 20 gradi di ampiezza, cio di quaranta gradi di diametro, che si estendono da un polo all'altro della Via Lattea: la regione di mezzo, vale a dire la quinta,  una zona di venti gradi di ampiezza, che include la Via Lattea, le altre zone intermedie sono esse pure di eguale dimensione. La seguente tavola mostra i resultati ottenuti dal professore Newcomb, il quale fece qualche modificazione nell'ultima colonna, quella che contiene la densit delle stelle, allo scopo di correggere alcune differenze nelle grandezze calcolate dai diversi astronomi:
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REGIONI. AREA IN GRADI. NUMERO DELLE STELLE. DENSIT.
1. 1398,7 4.277 2,78
2. 3.146,9 10.185 3,03
3. 5.126,6 19.488 3,54
4. 4.589,8 24.492 5,32
5. 4.519,5 33.267 8,17
6. 3.971,5 23.580 6,07
7. 2.954,4 11.790 3,71
8. 1.796,6 6.375 3,21
9. 468,2 1.644 3,14
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N.B. - L'ineguaglianza delle aree a nord e a sud esiste perch la numerazione delle stelle and solamente fino a 24 di D. sud, e perci non include che una parte soltanto delle regioni 7, 8, 9.
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Su questa tavola di densit il professor Newcomb, fa le seguenti osservazioni: "La densit delle stelle in alcune regioni che sono vicine ai poli aumenta incessantemente (regioni 1 e 9) e nella stessa Via Lattea (regione 5). Se quest'ultima fosse un semplice anello di stelle che circondasse un sistema sferico di stelle, la densit dei corpi celesti luminosi sarebbe presso a poco la medesima nelle regioni 1, 2 e 3 come nella 7, 8 e 9, eccetto lo spazio compreso nella 4 e 6 regione, quando si approssimassero i limiti del circolo. Ma se questo non fosse il caso, i numeri 2.78, 3.03 e 3.54 al nord e 3.14, 3.21 e 3.71 al sud, dimostrerebbero un aumento progressivo dal polo galassico alla Via Lattea stessa. La conclusione che ne possiamo trarre  una e fondamentale: l'Universo, o almeno la parte pi densa di esso,  schiacciato fra i due poli della Via Lattea, come gi avevano supposto Herschel e Struve.
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Ma osservando la serie delle figure disegnate sopra una tavola, per esempio quella del Prof. Newcomb, mi sembra che l'enunciato non venga dimostrato, e perci disegnai io stesso il diagramma delle figure della tavola, il quale dimostra con certezza che la densit nelle regioni I, II e III, e nelle regioni VII, VIII e IX, pu dirsi che sia press'a poco eguale, le stelle cio vi aumentano di numero con molta lentezza, ma presentano un improvviso accrescimento nelle regioni IV e VI all'avvicinarsi dei confini della Via Lattea. La causa di questo fatto, del resto, potrebbe essere uno schiacciamento verso i poli, o anche un diradamento di stelle in quella direzione.
Per dimostrare l'enorme differenza che passa tra l'addensamento delle stelle nella Via Lattea, e quello che si nota ai poli galassici, il professor Newcomb d la tavola seguente delle misure herscheliane, nella quale nota soltanto che vi  un enorme e sempre crescente addensamento nella regione galassiana, poich il dotto astronomo ne cont, in quelle parti, molte di pi di quelle che ne avevano contato gli altri studiosi.
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Regione. Densit.
1. 107.
2. 154.
3. 281.
4. 560.
5. 2,019.
6. 672.
7. 261.
8. 154.
9. 111.
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Ma un'importante caratteristica di queste cifre  che gli Herschel soli studiarono l'intera volta celeste dal polo nord al polo sud, con strumenti della stessa grandezza e qualit e passando quasi tutta la vita ad occuparsi di questi loro lavori, per il che giunsero ad acquistare una precisione incomparabile nella loro facolt di contare rapidamente e con accuratezza le stelle che passavano nel campo del telescopio.
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I resultati, perci, devono essere considerati come aventi un valore molto maggiore di quelli ottenuti da qualche altro osservatore, ed anche dall'insieme degli osservatori, ed ho creduto ben fatto di disegnare un diagramma delle loro figure, dal quale sar facile vedere quanto stretto rapporto esso abbia con il primo per quel che riguarda il lento aumento delle stelle nelle prime tre regioni, al nord ed al sud, ed il rapido aumento nelle regioni IV e VI nelle vicinanze della Via Lattea. La sola notevole differenza fra i due diagrammi trovasi nella immensamente pi grande ricchezza che si scorge nella stessa Via Lattea, il che rappresenta un fenomeno che possiamo apprezzare soltanto mediante l'inarrivabile potenza d'osservazione dei due pi grandi astronomi che siano mai vissuti, e che consacrarono la loro vita a questo speciale studio.
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Il Prof. Newcomb stesso, dopo investigazioni affatto differenti, arriva ad un resultato che si accorda con questi diagrammi e che noi riferiremo: ed essendo questo un soggetto interessantissimo, non sar inutile riportare ancora un terzo diagramma, tolto dalle tavole di addensamento dello stesso Giovanni Herschel:
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ZONE DELLA DISTANZA POLARE. NORD DELLA VIA LATTEA. CIFRA MEDIA DELLE STELLE. 
in un campo di 15'.
0 a 15 4,32.
15 a 30 5,42.
30 a 45 8,21.
45 a 60 13,61.
60 a 75 24,09.
75 a 90 53,43.

ZONE DELLA DISTANZA POLARE. SUD DELLA VIA LATTEA. CIFRA MEDIA DELLE STELLE.
in un campo di 15'.
0 a 15 6,05.
15 a 30 6,62.
30 a 45 9,08.
45 a 60 13,49.
60 a 75 26,29.
75 a 90 59,06.
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In questi prospetti la Via Lattea  considerata come occupante due zone di 15 ciascuna, invece di 26, come in quelli del Prof. Newcomb; cos vediamo che il numero delle stelle non supera molto quello delle altre zone, e mostra anche una lieve preponderanza nell'emisfero sud, preponderanza che probabilmente  dovuta al fatto che al capo di Buona Speranza vi  un'atmosfera pi limpida di quella attraverso la quale si compiono in Inghilterra le osservazioni astronomiche.
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Sar necessario far notare che da questo diagramma si possono ricavare risultati identici a quelli degli altri due, vale a dire un addensamento continuo delle stelle, dai poli della Via Lattea a quella che si pu chiamare zona equatoriale; inoltre, l'addensamento aumenta pi rapidamente, quanto pi ci accostiamo alla Via Lattea. Noi dunque dobbiamo accettare questo fatto senza discuterlo.
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AMMASSI STELLARI E NEBULOSE IN RAPPORTO CON LA VIA LATTEA.
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Un fatto importantissimo, che ci dimostra anch'esso la struttura del cielo,  la distribuzione delle due categorie di fenomeni celesti, conosciuti col nome di ammassi stellari e di nebulose. Quantunque possiamo formare una quasi continua serie che dalle stelle doppie, le quali hanno un moto di rotazione intorno al loro centro comune di gravit, arriva a quelle triple ed anche quadruple, radunate in nuclei ed aggregazioni d'infinita estensione, delle quali le Pleiadi dnno il migliore esempio, perch le loro sei stelle visibili ad occhio nudo, guardate con un potentissimo telescopio, diventano di centinaia e centinaia, e le fotografie in tre ore d'esposizione ne danno un numero di due mila, nondimeno nessuna di queste corrisponde alla numerosa classe di quelle chiamate ammassi, sia globulari che irregolari, e che sono numerosissimi, tanto che Giovanni Herschel ne conobbe circa seicento, pi di cinquanta anni fa. Molti di questi ammassi sono fra i pi lucenti e i pi belli che si vedano nel firmamento, anche guardando con un telescopio o con un cannocchiale dei pi perfetti. Tali sono la luminosa macchia chiamata Presepe o Alveare, nella costellazione del Cancro, e quella che si trova nell'elsa della spada di Perseo.
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Nell'emisfero meridionale si osserva una stella fosca di quarta grandezza, ? del Centauro, lo splendore della quale, secondo Giovanni Herschel, aumenta sempre verso il centro. Con un buon telescopio si vede che essa  invece un gruppo di stelle, il cui insieme ha un diametro lungo circa due terzi quello della luna; le stelle sono tutte di tredicesima e quindicesima grandezza, questo  perci il corpo pi meraviglioso che si ammiri nella volta celeste. Herschel lo descrive come circondato da un merletto formato di stelle. Oggi, con una buona fotografia, si vede che la detta cintura  formata da pi di 6000 stelle, alcuni astronomi assicurano anzi che essa non debba averne meno di 10.000.
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Nell'emisfero settentrionale uno dei pi belli di tali ammassi  quello della costellazione di Ercole, conosciuto col nome di 13 Messier. Pu esser osservato ad occhio nudo o con un semplice cannocchiale, ed allora appare come una stella di sesta grandezza, ma se lo osserviamo con un telescopio, si scopre che esso  formato da un gruppo globulare di stelle. Il gran telescopio di Lick ne risolve la parte centrale, pi densa, in stelle distinte, le quali, secondo Giovanni Herschel, sono migliaia di migliaia.
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Questi due bellissimi ammassi stellari sono descritti in molte moderne pubblicazioni di astronomia popolare, che ne dnno un'idea splendida. Quando si potranno studiare pi profondamente,  probabile che ci aiuteranno a spiegare molti dei difficili problemi che riguardano la costituzione e lo sviluppo dell'Universo stellare. Attualmente, ai fini del presente lavoro, dobbiamo contentarci di rilevare il fatto che ci desta pi interesse, cio la distribuzione che hanno nel cielo gli ammassi stellari, per constatare che essi abbondano pi specialmente nella Via Lattea e nelle immediate vicinanze di questa, cosa che era stata bens gi notata, ma che non era sembrata importante, finch Proctor, e pi tardi Sidney Waters, non disegnarono una mappa dei due emisferi celesti, contenente tutti gli ammassi stellari e tutte le nebulose. Il resultato fu di gran vantaggio. Gli ammassi si vedono fitti e sparsi per tutto il corso della Via Lattea e lungo i suoi margini, mentre nelle altre parti del cielo sono situati a grandi intervalli. La sola eccezione che si nota  rappresentata dalle Nuvole di Magellano, situate nell'emisfero australe, nelle quali si scorgono col telescopio molti ammassi, e se vi fosse bisogno di provare il rapporto fisico di questi ammassi colla Via Lattea, basterebbe considerare la quantit che se ne scorgono in quelle immense estensioni nebulose, che sembrano far parte integrale della Via Lattea stessa. Considerando queste due eccezioni,  probabile che soltanto la ventesima parte del numero totale degli ammassi stellari si trovi al di fuori della Via Lattea.
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Le nebulose furono, per lungo tempo, confuse cogli ammassi stellari, perch generalmente si credeva che bastasse un buon telescopio perch apparissero tali, e la stessa Via Lattea non veniva altrimenti considerata. Ma quando lo spettroscopio dimostr che molte delle nebulose risultavano principalmente, od anche esclusivamente, di gas incandescenti, mentre n i pi potenti telescopi, n le prove fotografiche, ancora pi efficaci nelle ricerche, davano dati sicuri e sufficienti per risolvere il problema "se fra queste vaste estensioni di gas incandescenti esistessero delle stelle, formanti evidentemente parte di quelle", si comprese come le nebulose rappresentino un fenomeno celeste speciale, opinione che fu rinforzata e resa certa dal modo addirittura unico col quale esse sono distribuite.
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Poche, del tipo pi grande e regolare, come si pu osservare nella grande nebulosa d'Orione, visibile ad occhio nudo, nella nebulosa spirale d'Andromeda e nella stupenda nebulosa Buco di Chiave che si scorge intorno a ? di Argus, sono situate nella Via Lattea o vicine ad essa. Ma tolte queste e altre poche eccezioni, la maggioranza delle pi piccole nebulose irriducibili pare che la sfugga, essendovi uno spazio quasi interamente sgombro tra queste e i limiti della Via Lattea, tanto nell'emisfero settentrionale che in quello meridionale. Invece, nei punti pi distanti della Via Lattea se ne scorgono in gran numero sulla volta celeste; nell'emisfero meridionale specialmente ed intorno al polo galassico poi, esse abbondano straordinariamente. La distribuzione delle nebulose  dunque esattamente inversa di quella degli ammassi stellari, ma le une e gli altri sono in relazione tanto intima con la Via Lattea, cio col piano fondamentale del sistema siderale, come la chiama Giovanni Herschel, che siamo costretti a considerarle tutte come parti importanti di un grandioso e mirabile Universo simmetrico, ed i loro notevoli ed opposti modi di distribuzione nel cielo possono, probabilmente, offrirci il mezzo di studiare questo Universo e comprendere i cambiamenti che continuamente vi avvengono. La carta celeste che riproduciamo in fine del volume, col gentile permesso della R. Societ Astronomica, ha un'importanza grandissima, anzi  indispensabile per comprendere con chiarezza la natura e la costituzione del vasto sistema sidereo che ci circonda.
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Un accurato esame dei due emisferi celesti ci dar un'idea chiara dei fatti pi salienti della distribuzione degli ammassi stellari e delle nebulose, che potr servirci di descrizione o ragguaglio numerico.
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La forma di molte di queste nebulose  strana; molte sono assolutamente irregolari, come quella d'Orione, del Buco di Chiave, nell'emisfero meridionale, e molte altre. Qualcuna presenta una forma spirale nettamente delineata, come quelle di Andromeda e del Cane da Caccia; altre hanno una forma anulare o circolare, come quelle della Lira e del Cigno; molte di esse sono chiamate nebulose planetarie, perch hanno la forma di un disco dai contorni sfumati, precisamente come quello dei pianeti. Molte possiedono delle stelle, ed anche gruppi di stelle, che evidentemente formano parte integrante di esse, e questo pi specialmente si pu osservare nelle nebulose maggiori, ma esse sono relativamente poche e di tipo pi o meno eccezionale, perch la maggior parte delle nebulose sono molto piccole, e in generale visibili solamente con un buon telescopio, e tanto tenui da lasciare l'osservatore in dubbio sulla loro vera forma e natura.
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Giovanni Herschel nel 1864 cont 5000 nebulose, ma verso il 1890 ne furono scoperte oltre 8000 e pi. L'applicazione della camera ottica ne ha accresciuto tanto il numero, che possiamo dire con certezza che esse ascendano a centinaia e centinaia di migliaia.
Lo spettroscopio dimostra che le pi grandi e quelle pi irregolari sono composte di gas, e che quelle anulari e planetarie sono altrettanto lucide quanto le pi brillanti stelle; di questo genere ne esistono moltissime nella Via Lattea, o nelle vicinanze di essa. Il loro spettro d una linea verde non prodotta da alcun elemento terrestre.
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Con il gran telescopio di Lick, molte delle nebulose planetarie ci appariscono irregolari e qualche volta con la forma di un anello compresso, intrecciato, o in altre strane forme. Molte delle nebulose pi piccole sono doppie ed anche triple, ma la loro forma precisa e il loro movimento ci rimangono ancora sconosciuti.
La grande maggioranza delle piccole nebulose, che occupano un grande spazio del cielo lontano dalla Via Lattea, sono spesso dette irriducibili, perch i pi grandi e potenti telescopi non ci dicono niente di esse, le quali sono anche troppo deboli perch lo spettroscopio ne possa indicare con precisione la struttura. Molte di esse hanno forma cometaria, e non  fuor di luogo il credere che la loro struttura non sia molto dissimile da quella di tali corpi celesti.
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Abbiamo cos passato in rivista, i principali corpi che possiamo osservare nel cielo al di fuori del sistema solare, tanto per quel che riguarda il numero e la distribuzione delle stelle lucide, visibili ad occhio nudo, quanto per quelle visibili soltanto col telescopio; la forma e le principali caratteristiche della Via Lattea ed inoltre il numero e la distribuzione di quei meravigliosi fenomeni celesti, quali sono gli ammassi stellari e le nebulose, nei loro speciali rapporti con la Via Lattea. Quest'esame ci ha dato un'idea chiara dell'armonia dell'intero Universo visibile, dimostrandoci che ogni cosa che noi possiamo scorgere nel cielo e della quale possiamo ottenere una certa conoscenza con l'aiuto dei moderni e giganteschi telescopi, o delle lastre fotografiche, o dello spettroscopio, mezzo ancora pi meraviglioso degli altri, forma parte di un vasto sistema che brevemente e propriamente  stato chiamato Universo stellare.
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Nel seguente capitolo avanzeremo ancora di un passo nelle nostre investigazioni, e parleremo di quel che  a nostra conoscenza circa la distanza e il movimento delle stelle; cos, acquistando alcune importanti e necessarie cognizioni, arriveremo pi facilmente all'argomento che abbiamo preso a trattare.
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CAPITOLO 5.
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DISTANZA DELLE STELLE.
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MOTO DEL SOLE ATTRAVERSO LO SPAZIO.
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Nelle et pi antiche, prima che gli uomini si fossero formati un'idea esatta della distanza che passa fra noi e le stelle, la semplice concezione di una sfera di cristallo, alla quale fossero attaccati quei punti luminosi, e che girasse ogni giorno intorno ad un asse situato vicino alla nostra stella Polare, era sufficiente alla spiegazione del fenomeno. Ma quando Copernico indovin il vero andamento dei corpi celesti, ed afferm che la terra e i pianeti gravitano intorno al sole ad una distanza di molti milioni di miglia, e quando questo suo dire fu appoggiato dalle leggi di Kepler e dalle scoperte del cannocchiale del Galilei, allora sorse un'altra difficolt, che gli astronomi non furono capaci di risolvere. Se, dicevano essi, la terra rotea intorno al sole ad una distanza che non pu esser meno (secondo le misure di Kepler, ricavate dalla distanza di Marte quando  in opposizione) di 13 milioni e mezzo di miglia, come avviene che le stelle pi vicine non cambiano la loro apparente posizione, se guardiamo dalla parte opposta di questa orbita enorme? Copernico, e dopo di lui Kepler e Galilei, strenuamente sostennero che ci avviene perch le stelle sono ad una cos enorme distanza dalla terra, che l'orbita terrestre non  che un atomo al paragone. Ma ci sembr assolutamente incredibile anche al grande osservatore Tycho Brah, e perci la teoria di Copernico non fu generalmente e immediatamente accettata, come lo sarebbe stato senza quella obiezione.
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Galilei ebbe sempre l'idea fissa che un giorno si sarebbe potuta fare questa misura, e sugger anche il modo di compierla, che oggi viene adoperato come quello che d pi sicuri resultati. Ma la distanza del sole non fu da prima misurata con molta accuratezza, cosa che fu fatta solamente sul finire del secolo decimottavo, durante il passaggio di Venere, con osservazioni fatte per mezzo di strumenti perfetti. Tale distanza  presentemente stabilita di circa 92 milioni e 780 mila miglia e se errore vi pu essere,  solamente nel numero 780.000, e dicendo che essa  di 92 milioni di miglia e tre quarti, si pu esser sicuri che la cifra sia esatta.
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Con tale enorme linea di base, quale  il doppio di questa distanza, la quale giova facendo le necessarie osservazioni ad intervalli di circa sei mesi, quando la terra si trova cio ai punti opposti della sua orbita, sembr certo che qualche parallasse delle stelle pi vicine potesse essere misurata, e molti astronomi si consacrarono al detto lavoro coll'aiuto dei migliori strumenti; ma bisognava sormontare enormi difficolt, e pochi resultati, veramente soddisfacenti, furono potuti ottenere fino alla seconda met del secolo decimonono. La distanza di circa quaranta stelle  stata misurata con abbastanza certezza, sebbene bisogni ammettere la possibilit ed anche la probabilit d'errore; di circa altre trenta conosciamo una parallasse di un decimo di secondo e forse meno; ma anche questo calcolo  tutt'ora incerto.
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Le due stelle pi vicine a noi sono: a del Centauro e la 61a del Cigno. La prima  una delle stelle pi brillanti dell'emisfero meridionale, ed  circa 275 mila volte pi lontana da noi del Sole. La luce emanata da questa stella impiega, per giungere fino a noi, 4 anni e un quarto, e questo viaggio della luce, come viene chiamato,  un dato che gli astronomi usano come mezzo facile per determinare la distanza delle stelle fisse in miglia, che nel suddetto caso sarebbe di circa 25 milioni di milioni. L'altra, la 61a del Cigno,  una stella della quinta grandezza circa, e nondimeno  la seconda tra le pi vicine a noi, e la sua luce impiega circa sette anni e un quarto per giungere alla terra. Se non avessimo altre distanze determinate che queste due, i fatti sarebbero nonostante della pi alta importanza, perch essi c'insegnano, prima di tutto, che la grandezza e lo splendore di una stella non provano la sua vicinanza a noi, e di questo fatto vi sono molte altre prove; in secondo luogo ci forniscono l'idea di un probabile minimum di distanza tra i soli indipendenti l'uno dall'altro, distanza che, in proporzione della loro grandezza, essendo qualcuno di essi conosciuto come molte e molte volte pi grande del nostro sole, non  quanto potremmo credere. Questo minimum di lontananza  forse dovuto al fatto che si sono messi in rapporto fra loro, a causa della gravitazione universale, quei soli che per l'appunto erano un tempo pi vicini fra loro.
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Perch questa misura della distanza delle stelle pi vicine possa esser chiaramente intesa da tutti coloro che desiderano avere una cognizione esatta della scala di questo vasto Universo del quale facciamo parte, spiegheremo pianamente e con brevit il nuovo metodo adottato come migliore.
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Chi non  estraneo ai princip fondamentali della trigonometria, o misurazione, sa che anche una distanza inaccessibile pu essere accuratamente determinata, se possiamo misurare la linea che intercede fra due punti, dai quali si possa scorgere l'inaccessibile oggetto, e se abbiamo un buono strumento per la misura degli angoli. L'esattezza dipender prima di tutto dalla nostra base, linea che non deve essere eccessivamente corta in paragone della distanza che si deve misurare. Se questa linea di base  la met od anche un quarto di quella da misurarsi, il resultato pu essere esatto se la misura viene direttamente eseguita sul terreno, ma se  lunga soltanto la centesima o millesima parte, un piccolo errore nella misura della lunghezza della base o nel valore degli angoli ne far risultare, nel totale, uno grandissimo.
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Per misurare la distanza della luna, il diametro della terra, o almeno una grande parte di esso, ha servito di base. Se due osservatori si pongono ad una grande distanza l'uno dall'altro, ed uno di essi, dopo un intervallo di nove o dieci ore, pu esaminare la luna da una posizione sei o sette mila miglia lontano dall'altro, con un'accurata misura della sua distanza angolare dall'astro, e del tempo del suo passaggio sopra il meridiano del luogo, osservato con uno strumento di transito, lo spostamento angolare pu essere trovato ad una distanza determinata e con grande esattezza, sia pure la distanza trenta volte maggiore della lunghezza che si  presa come base. La distanza del pianeta Marte, il pi vicino a noi, fu misurata allo stesso modo. La sua distanza, quando trovasi nel punto pi vicino e durante la pi favorevole opposizione,  di circa trentasei milioni di miglia, cio 4.000 volte maggiore del diametro terrestre; per sono state necessarie le pi accurate osservazioni, pi e pi volte ripetute, per ottenere un risultato il pi approssimativo che fosse possibile. Dato questo, per la legge di Kepler sul rapporto proporzionale della distanza dei pianeti dal sole e col tempo impiegato da essi nella loro rivoluzione, la distanza di tutti gli altri pianeti e quella del sole stesso pu essere accertata. Per questo metodo non d risultati tali da soddisfare gli astronomi, perch  dalla distanza del sole che dipende quella di tutti gli altri corpi del sistema solare. Fortunatamente vi sono altri due metodi per eseguire questa importante misurazione, ed il resultato ottenuto con essi si avvicina di pi alla certezza ed alla precisione. Il primo di questi metodi pu adoperarsi le rare volte in cui il pianeta Venere, passando sul disco solare, pu esser veduto dalla terra.
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Quando ci accade, l'osservazione del passaggio, come  chiamato, si fa da parecchi punti del globo, lontani fra di loro. La distanza fra questi luoghi pu esser facilmente e con sicurezza calcolata dalla latitudine e longitudine. Il diagramma che precede illustra il semplice modo di determinare la distanza del sole. La descrizione che ne d Proctor nel suo trattato Vecchia e nuova Astronomia  cos chiara, che la copio testualmente.
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"V rappresenta Venere che passa fra la terra E, ed il sole S; un osservatore collocato al punto E vedr Venere a v', mentre un altro osservatore col locato al punto E' la vedr a v. La misura della distanza v v', comparata al diametro del disco solare, determina gli angoli v V v', ed E V E', e la distanza, E V pu esser calcolata con la base conosciuta E E'. Per esempio, sappiamo (dalle proporzioni conosciute del sistema solare perch determinate dalle sue rivoluzioni, secondo la legge di Kepler) che tra E V e V v  la proporzione come 28 a 72 o 7 a 18; quindi la proporzione E E' : v v' d il medesimo risultato. Supponiamo dunque che la distanza fra le due stazioni sia di 7000 miglia, v v' sar di 18.000 miglia, e per mezzo di una misurazione accurata, troveremo che v v'  la quarantottesima parte del diametro solare. Il diametro solare calcolato e misurato in tal guisa,  48 volte 18.000 miglia, vale a dire 864.000 miglia; e dalla sua apparente grandezza, quella cio di un globo 107? volte maggiore del suo proprio diametro lontano da noi, deduciamo che la sua distanza da noi  92,736,000 miglia.
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Essendovi due osservatori, la proporzione della distanza v v' al diametro del disco solare, non pu essere misurata direttamente, ma ciascuno di loro misurer l'apparente distanza angolare del pianeta, dai pi bassi ai pi alti limiti del sole, quando traversa il disco, e cos potremo conoscere la distanza angolare fra le due linee di transito. La distanza v v' pu essere anche ottenuta notando accuratamente i tempi del pi alto e pi basso passaggio di Venere, poich, essendo la linea di passaggio considerevolmente pi corta nell'uno che nell'altro, si otterr per le propriet conosciute del circolo l'esatta proporzione della distanza fra esse ed il diametro del sole, e siccome si crede che questo metodo dia le cifre pi esatte, viene generalmente adottato. A tale scopo la stazione dei due osservatori deve esser situata in modo che la lunghezza delle due corde v e v' possa essere assai disuguale; la misurazione sar cos pi facile."
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L'altro metodo per determinare la distanza del sole,  il misurare la velocit della luce. Ci fu fatto per la prima volta dal fisico francese Fizeau nel 1849, per mezzo di specchi roteanti velocemente; l'esperimento  descritto in molti trattati di fisica. Questo metodo ha ora raggiunto un tal grado di perfezione, che la misura della distanza del sole, cos ottenuta,  assolutamente esatta quanto quella che si ottiene col passaggio di Venere. La velocit della luce determina la distanza del sole, perch il tempo impiegato da questa per giungere dal sole alla terra, come si sa,  di 8 minuti e 13 secondi e un terzo; questo calcolo fu compiuto per la prima volta nel 1675 per mezzo dell'ecclissi dei satelliti di Giove. Questi satelliti roteano intorno al pianeta ognuno in un periodo di tempo che varia da un giorno e tre quarti a sedici giorni, ed a cagione del loro movimento, vicinissimo al piano dell'eclittica ed all'immensa orbita di Giove, i tre pi vicini al pianeta vengono ecclissati ad ogni rivoluzione.
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Questa rapida rivoluzione dei satelliti e la frequenza delle loro ecclissi, ci mettono in grado di determinare con grande esattezza il periodo di ogni loro ritorno, specialmente dopo diversi anni di accurate osservazioni. Fu osservato che quando Giove  alla sua pi grande distanza dalla terra, le ecclissi dei suoi satelliti avvengono poco pi di 8 minuti dopo il tempo calcolato dal medio periodo di rivoluzione, e quando il pianeta  pi vicino a noi, le ecclissi avvengano presso a poco con un equivalente anticipo. Dopo che ulteriori osservazioni ebbero dimostrato che non vi  differenza fra il calcolo e l'osservazione quando il pianeta si trova alla maggior distanza da noi, e che l'errore nasce ed aumenta esattamente in proporzione della diminuente distanza, allora fu cosa palese e chiara che la sola causa atta a produrre tale fenomeno, era il fatto che la luce non ha una velocit infinita, ma percorre invece lo spazio in un tempo determinato. Nondimeno, bench questa fosse un'assai importante spiegazione, scorsero ben due secoli prima di poterne dare una prova sicura, ottenuta soltanto per mezzo di due difficili metodi di misura, quello della vera distanza del sole dalla terra e quello della celerit della luce per ogni secondo. I risultati ottenuti con quest'ultimo metodo corrispondono quasi esattamente con quelli dedotti dalle ecclissi dei satelliti di Giove e dalla distanza dal sole alla terra, misurata durante il passaggio di Venere.
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Ma il problema di misurare la distanza del sole e trovare per tal modo la dimensione dell'orbita dei pianeti del nostro sistema, diventa insignificante a confronto delle enormi difficolt che s'incontrano per determinare la distanza delle stelle.
Molti, e forse la maggioranza, di coloro che leggono le opere di astronomia popolare, non hanno che poche conoscenze delle matematiche, e non sanno il vero significato di un angolo, di un minuto, di un secondo, credo quindi opportuno darne qui alcune spiegazioni.
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Un angolo di un grado (1)  la 360ma parte di un circolo veduto dal suo centro, la 90ma parte di un angolo retto, la 60ma parte di ogni angolo di un triangolo equilatero. Per esaminare con esattezza il valore di un angolo di un grado, baster disegnare una corta linea (B C) lunga un decimo di pollice, ed un punto (A), alla distanza di cinque pollici e tre quarti da esso (esattamente pollici 5, 72957795), e da questo punto tirare due linee che raggiungano B e C; l'angolo A  di un grado.

In tutti i lavori astronomici un grado  considerato come un angolo molto grande. Anche prima dell'invenzione del telescopio, gli antichi astronomi fissarono la posizione delle stelle e dei pianeti a met o ad un quarto di grado. Proctor credette che la posizione delle stelle e dei pianeti determinata da Tycho Brah fosse esatta con una correzione di circa uno o due minuti d'arco. Un minuto d'arco si ottiene dividendo la linea B C in sessanta parti eguali e calcolando la distanza fra due delle divisioni ottenute, ad occhio nudo, guardando dal punto A. Alcune persone che posseggono una vista acuta, possono vedere oggetti minutissimi a dieci ed anche undici pollici di distanza, perci possiamo raddoppiare la distanza A B, e facendo la linea B C la trecentesima parte della lunghezza di un pollice, avremo l'angolo di un minuto, che Tycho Brah fu forse capace di misurare. Quale sia il valore d'un minuto sanno perfettamente gli astronomi moderni, perch a loro lo dimostr il fatto che la massima differenza fra la posizione calcolata e quella osservata di Urano, che facilit ad Adams ed a Leverrier la ricerca e la scoperta di Nettuno, era solamente di un minuto e mezzo, spazio cos piccolo da essere quasi invisibile ai nostri occhi, cos che se vi fossero stati due pianeti, uno nel luogo calcolato, l'altro nel luogo osservato, sarebbero apparsi addirittura in una sola visione.
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Per poter bene spiegare che cosa significhi un secondo d'arco, guardiamo questo circolo (?), che abbiamo cercato che avesse il pi esattamente possibile un decimo di pollice di diametro.
Se guardiamo questo cerchio dopo averlo allontanato da noi di 28 piedi ed 8 pollici, otterremo un angolo di un minuto, e se noi lo metteremo ad una distanza di quasi 1730 piedi, cio ad un terzo di miglio, ridurremo l'angolo ad un secondo. Ma la stella fissa pi vicina a noi, a del Centauro, ha una parallasse di solamente tre quarti di secondo, perci la distanza dal sole alla terra, circa 92 milioni e tre quarti di miglia, non appare immensa, paragonata alla stella pi vicina, cio al piccolo cerchio suddescritto ad un terzo di miglio di distanza. Per vedere questo circolo alla detta distanza occorrerebbe un eccellente telescopio di una potenza di almeno cento ingrandimenti; per vederne una piccola parte e misurare la proporzione di detta parte con l'intero, bisognerebbe una fortissima luce, ed un telescopio astronomico di grande potenza.
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CHE COSA  UN MILIONE?
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Ma quando bisogna trattare di milioni, ed anche di migliaia di milioni, sorgono altre difficolt, perch pochi sono coloro che sanno farsi un'idea esatta di ci che sia un milione. Fu suggerito che, in ogni grande scuola, le mura di una stanza fossero destinate a dimostrare a prima vista che cosa sia un milione. Per far ci occorrerebbero un centinaio di fogli di carta grandi circa quattro o sei pollici quadrati; supponiamo che siano di quattro. In un quadretto s e in uno no, dovrebbe collocarsi un'ostia da suggellare, in modo da lasciare eguale spazio bianco fra le macchie nere. Ogni dieci ostie bisognerebbe lasciare doppio spazio, per poter distinguere ogni centinaio di ostie (10  10).
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Ciascun foglio dovrebbe contenere 10000 ostie tutte visibili distintamente dal centro di una stanza di 20 piedi di grandezza; ogni serie orizzontale o verticale dovrebbe contenere mille ostie, dunque cento di esse dovrebbero contenere un milione di ostie, occupando uno spazio lungo in ogni filare 450 piedi, ovvero cinque volte 90 piedi, ed avrebbero in tal guisa coperto tutte le pareti di una stanza di 30 piedi quadrati di superficie e alta 25 piedi dal pavimento al soffitto, lasciando spazio per le porte, ma non per le finestre, dovendo prender luce solamente dall'alto. Una sola stanza cos disposta avrebbe gran valore in un paese dove abitualmente si parla di milioni, e ove i milioni si sprecano con tanta facilit, ma dove nessuno conosce nula della scienza moderna, e tratta inconsideratamente il molto ed il poco, senza avere un'idea precisa di quanto sia grande la cifra di uno di quei milioni, dei quali nelle due scienze moderne, l'astronomia e la fisica, bisogna trattare a centinaia, a migliaia ed anche a milioni.
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In ogni citt considerevole dovrebbe instituirsi una sala o galleria, che dovrebbe avere un milione disposto sopra i suoi muri, nel modo descritto pi sopra. E non importerebbe che i muri fossero poi ricoperti di carte, ornamenti o pitture, purch, tolte queste, il milione visibile, da potersi contare, rimanesse come una permanente lezione per tutti coloro che la desiderassero. Io sono sicuro che ci avrebbe un benefico effetto sopra molte delle umane azioni e sopra molti degli umani pensieri. Ognuno potrebbe costruirsi questo quadro da s in piccole proporzioni, prendendo un centinaio di fogli di carta da ingegnere, dividendoli in tanti quadretti ed attaccandovi piccolissime ostie. Facendo cos potrebbe farsi un'idea del milione, sebbene non tanto evidente come quando  rappresentato in grandi proporzioni.
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Allo scopo di render possibile ad ogni lettore del presente volume il farsi un concetto del numero di unit comprese in un milione, ho fatto il computo delle lettere che questo volume contiene, ed ho trovato che ammontano a circa 420000(13), cio considerevolmente meno della met di un milione. Rifate il conto durante la lettura, e vi persuaderete che se ogni lettera fosse una lira sterlina, ne avremmo in due di questi volumi tante quante ne occorrono per la costruzione di una nave. E se ciascuna lettera dei due volumi fosse lunga un miglio, giungeremmo a poco pi della centesima parte della distanza che intercede fra noi e il sole.
Ed ora che ci siamo fatta un'idea vera del valore di un milione, potremo meglio comprendere le cifre delle quali abbiamo gi parlato.
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Dopo aver considerato attentamente queste cifre, ed anche parzialmente calcolato questa enorme distanza, possiamo fare il primo passo, paragonare cio questa distanza con quella della stella fissa pi vicina a noi. Abbiamo veduto come la parallasse di detta stella  tre quarti di un secondo d'arco, numero che significa esser questa stella 271,400 volte pi lontana da noi del nostro sole. Dopo aver compreso cosa sia un milione, e sapendo che il sole  92 volte e tre quarti questa distanza dalla terra, in miglia, spazio che a mala pena possiamo concepire, troviamo che bisogna moltiplicare questa quasi inconcepibile distanza 271,400 volte - pi di un quarto di milione - per ottenere quella che ci separa dalla stella fissa pi vicina. Cos cominceremo a comprendere, bench imperfettamente, quanto sia vasto il sistema dei soli intorno alla terra, e quale sia l'immensit dell'Universo materiale, che noi vediamo, in modo cos meraviglioso e stupendo, spiegare davanti ai nostri occhi la magnificenza delle sue stelle e della sua misteriosa Via Lattea.
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Questi preliminari, quantunque possano parere un po' lunghi, sono stati necessari affinch i lettori potessero formarsi un'idea delle grandi difficolt da sormontare per misurare una qualsiasi di tali distanze. Ora mi propongo di esporre quali sono queste difficolt e come sono state superate, e spero anche di dimostrare che le cifre dateci dagli astronomi non sono mere supposizioni, n probabilit, ma vere misure, che, in certi limiti e tolti possibili errori, possono darci una assai precisa idea dell'Universo visibile.
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MISURA DELLE DISTANZE STELLARI.
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La difficolt principale di questo calcolo  che la distanza  tanto grande, che la pi lunga e la pi utile linea di base, il diametro dell'orbita terrestre, non comprende che un angolo di poco pi di un secondo, mentre per le altre minori  meno di un secondo e spesso soltanto una piccola frazione di esso. Ma questa difficolt, per quanto grande sia,  resa maggiore dal fatto che non vi sono punti fissi nel cielo, dai quali cominciare a misurare, poich sappiamo che molte delle stelle si muovono e tutte in varia maniera, e che il sole stesso si sposta fra le stelle con una velocit non ancora ben determinata, bench se ne conosca la direzione. Conoscendo i movimenti della terra, quantunque complicatissimi, fu dapprima tentato di determinare il cambiamento di posizione delle stelle per mezzo di accurate osservazioni, ripetute pi volte a sei mesi d'intervallo l'una dall'altra, e proprio nel momento del loro passaggio sul meridiano della loro distanza dallo zenit. Sottraendo allora dalle osservazioni ottenute tutti i movimenti compiuti dalla terra, quali la precessione degli equinozi e la mutazione dell'asse, e tenendo conto della refrazione e della aberrazione della luce, si tent di stabilire quale fosse l'effetto rimasto, dovuto alla differenza di posizione dalla quale le stelle sono viste in epoche diverse. Con tal mezzo molti risultati si ebbero, ma molto migliori ne abbiamo avuti da pi recenti osservazioni e da metodi migliori. Questi primi risultati, per quanto ottenuti con strumenti perfetti e da dotti eccellenti, sono pieni d'errori che sembrano inevitabili. Gli strumenti stessi sono soggetti a dilatazioni e a contrazioni a causa dei cambiamenti di temperatura, e quando questi cambiamenti sono improvvisi, una parte dello strumento pu essere alterata pi di un'altra, la qualcosa produce spesso errori che, quantunque piccoli, possano cambiare considerevolmente la cifra totale. Altra causa d'errore  la rifrazione atmosferica, che pu cambiare d'ora in ora secondo le differenti stagioni. Ma la cosa pi grave  forse il fatto che il livello su cui poggia lo strumento cambia con grande facilit, anche quando la base sia di solida roccia. Tanto il cambiamento di temperatura, come l'umidit del suolo, possono alterare il livello, inoltre sappiamo che i terremoti e i lenti movimenti di elevazione e di depressione sono molto frequenti. In conseguenza di tutte queste cause, le misure attuali di differenza di posizione delle stelle nelle diverse epoche dell'anno, misure che ammontano a minime frazioni di secondo, si sono riconosciute troppo incerte per determinare il calcolo di certi piccoli angoli con l'esattezza dovuta.
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Conosciamo per un altro metodo, il quale, evitando quasi tutte queste cause d'errore,  preferito ed adottato per tali misure: il calcolo, cio, della distanza fra due stelle, apparentemente situate l'una vicina all'altra, una delle quali abbia un gran movimento proprio e l'altra non ne abbia alcuno che sia a noi sensibile. Il primo a intravedere un movimento proprio nelle stelle fu Halley nel 1717, il quale osserv che molte stelle alle quali Ipparco, 130 anni avanti G. C., aveva assegnato un posto, non erano nella posizione che avrebbero dovuto avere. Altre osservazioni fatte da antichi astronomi, specialmente quella della occultazione delle stelle dietro il disco lunare, portarono al medesimo risultato. Dopo Halley le stelle furono osservate con molta maggiore accuratezza, e fu constatato che alcune si muovono in modo sensibile d'anno in anno, mentre altre si spostano tanto lentamente che solo dopo 40 o 50 anni pu esser calcolato il loro cambiamento di posizione. Il movimento pi notevole, proprio di una stella, che si sia potuto determinare, oscilla fra 7" e 8" in un anno, mentre per altre stelle occorrono 20, 50 ed anche 100 anni, prima che un egual movimento possa constatarsi. Dapprima fu creduto che le stelle pi brillanti dovessero avere un movimento proprio pi rapido, perch si supponeva che fossero anche pi vicine a noi, ma fu poi constatato che molte stelle delle meno appariscenti si muovono con rapidit uguale a quella di alcune pi brillanti, mentre in molte delle pi brillanti non si pu constare alcun movimento. Fra questi corpi celesti, la stella che si muove con maggior rapidit non raggiunge la sesta grandezza.
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 cosa che tutti possiamo osservare: il movimento degli oggetti non si pu vedere ad una certa distanza tanto bene quanto da vicino, anche quando la celerit non var. Se vediamo un uomo sulla cima di un monte a qualche miglio lontano da noi, dobbiamo osservarlo per un certo tempo prima di poter affermare ch'egli cammini o stia fermo. Oggetti cos enormi quali le stelle, si possono quindi muovere anche con una velocit di molte miglia in un secondo, nondimeno richiedono anni ed anni di indefessa osservazione per darci la sicurezza che esse si muovano.
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 stato accertato che il movimento proprio di circa un centinaio di stelle  annualmente maggiore di un secondo d'arco; molte altre ne hanno uno minore, e la maggior parte non ha moto apprezzabile, cosa probabilmente dovuta alla loro grande distanza da noi. Non  dunque difficile il caso di vedere una o due stelle immobili, vicinissime ad una terza che abbia un celerissimo movimento proprio (qualche cosa pi d'un decimo di secondo pu dirsi tale). Allora la stella o le stelle che appariscono immobili possono servire come punto fisso per la misurazione. Quindi tutto ci che rimane a fare  calcolare con grande esattezza la distanza angolare che passa fra la stella errante e quella fissa, ad intervalli di sei mesi.
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La misurazione pu esser fatta in ogni notte serena, e ognuna delle osservazioni compiute pu esser paragonata poi con quella fatta dopo un intervallo di sei mesi. Se ne possono cos fare circa cento all'anno, e la media del totale, tenendo per conto dello spostamento della terra avvenuto negli intervalli, dar un risultato pi vero di qualunque singola misura. Questo modo di misurazione pu esser fatto con assoluta accuratezza quando le due stelle si mostrano contemporaneamente nel campo del telescopio, sia usando il micrometro, sia usando un altro strumento chiamato eliometro, espressamente costruito a questo scopo. L'eliometro  un telescopio astronomico assai grande, il cui obbiettivo  diviso esattamente in due parti; queste due met si fanno sdrucciolare una sull'altra per mezzo di una vite perfetta ed aggiustata in modo da poter misurare la distanza angolare di due oggetti con la massima approssimazione. La misura si deduce dal numero di giri che deve fare la vite per mettere le due stelle a contatto l'una dell'altra, in modo che l'immagine di ciascuna sia riflessa in una delle met dell'obiettivo.
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Ma il pi importante vantaggio di questo metodo  quello di determinare la parallasse, la quale, come dice Giovanni Herschel, evita tutte le cause d'errore che rendono i vecchi metodi cos incerti ed inesatti. Non occorrono correzioni di precessione, nutazione, aberrazione o refrazione, poich l'effetto delle due stelle  eguale; neppure v'influisce alcuna alterazione di livello dalla quale lo strumento potrebbe essere pregiudicato, poich le misure della distanza angolare, ottenute con questo metodo, sono affatto indipendenti, da tali movimenti. A provare l'esattezza della determinazione della parallasse compiuta col detto strumento, baster far rilevare l'importanza che le dnno gli astronomi, i quali riconoscono altres la grande utilit e forse la superiorit del nuovo metodo nella fotografia. Questo metodo fu dapprima adottato dal professore Pritchard dell'osservatorio di Oxford, con un magnifico riflettore di 13 pollici d'apertura. Il suo gran vantaggio  che tutte le piccole stelle in vicinanza di quella di cui si cerca la parallasse, si vedono nella loro esatta posizione sulla lastra, e che la distanza che passa fra loro pu essere esattamente misurata. Paragonando le lastre impressionate a sei mesi di intervallo, ciascuna di queste stelle d una determinazione di parallasse, cos che il calcolo complessivo ci condurr ad un resultato esatto. Se anche il resultato, per una stella qualunque, fosse notevolmente diverso da quello ottenuto per le altre, sarebbe, secondo ogni probabilit, attribuibile ad un moto proprio particolare a questa stella, e quindi potrebbe essere rigettato.
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Per comprendere l'ingente lavoro dedicato dagli astronomi a questo difficile problema, baster sapere che per misurare, col mezzo della fotografia, la 61a del Cigno furono fatte 330 lastre diverse, nel 1886-87, e quindi 30000 misurazioni della distanza fra le due stelle riprodotte. Il resultato ottenuto si avvicina alla determinazione che Sir Roberto Ball aveva fatta per mezzo del micrometro, ed il metodo fu subito accettato dagli astronomi, quale eccellente. Sebbene, per regola, le stelle che hanno grande movimento proprio siano relativamente vicine a noi, non v' una regolare proporzione fra queste velocit, il che dimostra che la rapidit del movimento delle stelle varia grandemente. Di cinquanta stelle, la distanza delle quali sia stata ben determinata, la velocit del movimento reale varia da una a due centinaia di miglia per secondo e forse anche pi. Di sei stelle con un movimento proprio annuale di meno di un decimo di secondo, ve n' una con una parallasse di circa la met di un secondo, un'altra di un nono, ed esse sono pi vicine a noi che molte altre stelle che hanno un movimento annuale di diversi secondi. Ci potrebbe anche esser attribuito a una vera lentezza di movimento, ma , quasi con certezza, causato, in parte, dal genere del loro movimento, che le avvicina o le allontana da noi. Tale movimento quindi  solamente suscettibile di misurazione per mezzo dello spettroscopio, la qualcosa non era stata fatta quando furono pubblicate le liste delle parallassi e dei movimenti propri, dai quali erano stati dedotti questi fatti.  evidente che la vera direzione e la velocit del movimento di una stella non possono esser conosciute, finch questo movimento radiale, come viene chiamato, cio quello che l'avvicina o l'allontana da noi, non sia stato misurato. E poich quest'elemento tende sempre ad aumentare la celerit di movimento visualmente osservata, non possiamo, per la sua mancanza, amplificare il vero movimento delle stelle.
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MOVIMENTO DEL SOLE ATTRAVERSO LO SPAZIO.
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Vi  ancora un altro importante fattore che interessa l'apparente movimento di tutte le stelle; il movimento del nostro sole, che, essendo una stella, ha un movimento suo proprio. Guglielmo Herschel sospett e studi questo movimento un secolo fa, e conchiuse che la direzione del suo movimento si compie verso un punto della costellazione d'Ercole; n ci differ molto da quello che in seguito fu confermato, quando furono compiute altre pi accurate osservazioni. Il mezzo per determinare questo movimento  semplicissimo, ma nel medesimo tempo presenta molte difficolt. Se viaggiamo in ferrovia, gli oggetti vicini passano davanti i nostri occhi con grande rapidit, mentre gli oggetti lontani rimangono visibili a lungo, e quelli che sono lontanissimi ci sembra rimangano stazionari per molto tempo. Per la stessa ragione, se il nostro sole si muove nello spazio in una qualsiasi direzione, ci sembrer che le stelle a noi pi vicine viaggino nella direzione opposta a noi, mentre le pi lontane rimangono stazionarie. Questo movimento delle stelle pi vicine  dedotto dal paragone e dall'esame del loro movimento proprio, e fu trovato che in una parte dei cieli vi  una preponderanza di moto proprio in una direzione e deficienza nella direzione opposta, mentre in direzione degli angoli retti di queste, i movimenti propri delle stelle non sono in media pi grandi in una direzione che nell'altra.
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Ma poich il moto proprio delle stelle  cos piccolo ed anche cos irregolare, solamente dopo un'elaborata e matematica investigazione del movimento di centinaia ed anche di migliaia di stelle, si  potuta stabilire la direzione del sole. Gli astronomi convennero che il movimento si compie verso un punto della costellazione d'Ercole vicino al braccio steso della figura di questa costellazione; ma ulteriori studi intorno a questo problema, fondati sul confronto dei movimenti di parecchie migliaia di stelle, situate in ogni parte dei cieli, hanno condotto alla conclusione che la pi probabile direzione del movimento solare (sempre che il punto verso il quale il sole si muove sia veramente determinato) sia nella adiacente costellazione della Lira, e non lontano dalla lucentissima stella Vega. Tale  la direzione che il professor Newcomb di Washington crede la pi probabile, quantunque vi sia ancor campo per altre investigazioni. Rendersi ragione della velocit del movimento  molto pi difficile che fissare la sua direzione, perch per ora non  stata calcolata che la distanza di poche stelle, e poche di queste si trovano in posizione atta a dare buoni risultati. Il calcolo fatto nel 1890 dimostr che il moto doveva essere di circa 15 miglia al secondo, ma recentemente l'americano Campbell ha determinato, per mezzo dell'elettroscopio, il movimento in linea radiale di un considerevole numero di stelle, che si avvicinano o che si allontanano dall'apice solare, e facendo la media di questi movimenti, ho calcolato che quello del sole deve esser di circa 12 miglia e mezzo al secondo, e probabilmente questa  la cifra che pi si avvicina alla realt.
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ALCUNI RISULTATI NUMERICI DELLE PRECEDENTI MISURE.
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Le misure delle distanze e dei movimenti propri di una grandissima quantit di stelle, del movimento del nostro sole nello spazio (moto proprio), e la accurata determinazione della luminosit relativa delle stelle pi brillanti, paragonata con quella del nostro sole e con quella che varia da stella a stella, ci ha dato alcuni importantissimi risultati numerici, i quali servono come indicazioni per determinare approssimativamente l'estensione dell'Universo stellare.
Le parallassi di circa 50 stelle sono state da recente misurate parecchie volte, ed i resultati ottenuti sono considerati dal professor Newcomb come rispondenti alla realt e quindi importantissimi. Queste parallassi variano da un centesimo a tre quarti di secondo. Tre stelle di prima grandezza: Rigel, Canopus ed a del Cigno, non hanno una parallasse misurabile, bench molti astronomi abbiano fatto molti sforzi per ottenere tale misura; ci rappresenta un'altra prova del fatto che lo splendore di una stella non dimostra la sua vicinanza. Altre sei stelle hanno una parallasse di un quindicesimo di secondo soltanto, e cinque di esse sono di prima o di seconda grandezza. Queste nove stelle hanno piccolissima parallasse od anche ne sono prive del tutto; sei sono comprese nella Via Lattea o vicine a questa. Un'altra indicazione della loro immensa lontananza  dimostrata anche dal fatto che esse non hanno moto proprio apparente, o al pi ne hanno uno lievissimo. Tutto ci prova, secondo le ricerche gi fatte da astronomi studiosi sulla distribuzione delle stelle, che la maggior parte di esse, di qualunque grandezza esse siano, sparse per la Via Lattea o lungo i confini di essa, appartengono certo a un medesimo immenso sistema; anzi diremo che appartengono addirittura ad esso. Questa conclusione ha per noi un gran valore, perch c'insegna che i pi grandi dei soli, come Rigel e Betelgeuse della costellazione d'Orione, Antares in quella dello Scorpione, Deneb in quella del Cigno (a Cygni) e Canopo (a Argus) sono, con ogni probabilit, lontane da noi quanto lo sono le innumerevoli piccole stelle, che dnno alla Via Lattea il suo aspetto di nebulosa.
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Ora sar bene che consideriamo alquanto l'importanza di quello che abbiamo detto. Il prof. Newcomb, una delle pi grandi autorit per questi problemi, dice che la lunga serie di calcoli fatti per scoprire la parallasse di Canopus, la stella pi brillante dell'emisfero meridionale, avrebbe dato una parallasse di un centesimo di secondo, ammettendo che tale parallasse possa esistere. Per il risultato converge sempre a meno di 0"000! Per esempio, quando possiamo supporre che la parallasse di questa stella sia meno di un centesimo di secondo, diremo che essa  di 1/125. Alla suddetta distanza la luce impiegher per giungere a noi circa quattrocento anni, quindi, se supponiamo che questa lucentissima stella sia situata un poco pi in qua dalla Via Lattea, bisogner accordare a quel luminoso cerchio di stelle una distanza tale che la luce dovr impiegare per superarla cinquecento anni. Ora possiamo comprendere tutto il vantaggio che ricaviamo dal conoscere che cosa sia veramente un milione. Una persona che abbia veduto una volta lo spazio di una muraglia alta pi di 100 piedi e lunga 20, completamente coperto di quadretti di un quarto di pollice, quando tenter di immaginarsi ogni quadretto lungo un miglio, si former un'idea molto differente di un milione di miglia, da quella che si  fatta nel leggere semplicemente un milione, per non potr mai figurarsi la sua lunghezza reale. Ma se abbiamo veramente veduto un milione, possiamo in parte comprendere la velocit della luce, la quale, percorrendo questo milione di miglia in meno di 5 secondi e mezzo, non impiega meno di 4 anni e un terzo per giungere a noi dalla stella pi vicina! Per comprendere questa cosa quasi inaccessibile alla mente umana, prendiamo la distanza della stella pi vicina, che  di 26 milioni di milioni di miglia; cerchiamo di rievocare dinanzi agli occhi nostri quel muro alto e largo e coperto, dal suolo al soffitto da quadretti grandi un quarto di pollice, e immaginiamo che tutti quei quadretti siano lunghi un miglio. Mettete insieme tutte queste linee lunghe un miglio, una dopo l'altra, ma non avrete raggiunto neppure la ventesima sesta parte della distanza della stella pi vicina! Questo milione di volte un milione di miglia deve essere ripetuto ventisei volte per raggiungere la stella fissa pi vicina. Sembra probabile che ci indichi la distanza media di tutte le altre stelle, fino alla sesta grandezza, e fors'anco di un grande numero di stelle telescopiche. Ma poich noi abbiamo gi detto che le stelle brillanti della Via Lattea debbono essere in sostanza un centinaio di volte pi remote da noi di queste stelle pi vicine, possiamo stabilire un minimum di distanza per questo vasto anello siderale. Cos che la Via Lattea potr anche essere immensamente pi lontana, ma  difficile che la sua distanza sia, anche di poco, minore di quella che abbiamo stabilito.
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POSTO PROBABILE DELLE STELLE.
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Dopo aver ottenuto un minimo della distanza di ogni stella di prima grandezza, e dopo aver misurato lo splendore (o emissione di luce) di ognuna, possiamo esser presso a poco sicuri del posto che ognuna di esse occupa. In base a tali dati  stato stabilito che Canopus emette una quantit di luce diecimila volte maggiore di quella del nostro sole; se la superficie della stella possiede adunque un grado di splendore uguale a quello del sole, essa deve avere un diametro pi lungo un centinaio di volte. Per bisogna riflettere che Canopus  una stella bianca dello stesso tipo di Sirio, e che quindi  molto probabile che sia invece pi luminoso del sole. Se tale splendore fosse soltanto 20 volte maggiore, il diametro della stella dovrebbe essere soltanto 22 volte e mezzo quello solare. Ora, siccome le stelle di questo tipo sono probabilmente in uno stato del tutto gassoso, e meno dense quindi del nostro sole, la loro enorme distanza supposta non pu essere molto lontana dalla realt. Si  creduto che le stelle del tipo Sirio abbiano, in generale, una superficie pi luminosa di quella del nostro sole.  dell'Auriga, di seconda grandezza e del tipo Sirio,  una delle stelle doppie la cui distanza  stata misurata. Ci ha indotto il Gore a credere di poter affermare che la massa di tale sistema binario sia cinque volte maggiore che quella del sole, e che la sua luminosit superi quella solare centosettanta volte. Ora, se la densit di questo sistema  minore di quella del sole, lo splendore della sua superficie dovr essere considerevolmente maggiore. Si  constatato che un'altra stella doppia, ? del Leone,  trecento volte pi brillante del nostro sole, sebbene abbia la stessa densit, ma bisognerebbe ricercare se, trattandosi di un corpo sette volte meno denso dell'aria, abbia un'estensione di superficie tale da emettere la medesima quantit di luce, nel caso che il suo potere luminoso non fosse maggiore, ad aree uguali, di quello del sole.
 evidente adunque, per tutte queste considerazioni, che alcune stelle sono molto pi grandi e molto pi luminose del sole; sono queste un gran numero delle pi grandi, delle quali il movimento proprio, osservato secondo gli attuali mezzi di misura, abbastanza considerevole, dimostra che sono relativamente pi vicine a noi; anche quelle che hanno soltanto una quinta parte di luce del nostro sole. Queste stelle quindi debbono essere relativamente grandi, oppure, indubbiamente, molto pi luminose. Nel caso delle stelle doppie  stato dimostrato che si tratta di quest'ultima spiegazione; ma sembra provato che le altre stelle siano invece molto pi grandi di quel che si ritenga. Fino agli ultimi tempi, con le attuali misure, non si aveva alcun criterio per determinare con precisione il posto di una stella, poich le distanze sono cos grandi, che i telescopi pi potenti non mostrano che un semplice punto luminoso. Ma adesso che si  riusciti a misurare la distanza di una buona quantit di stelle, siamo capaci di determinare il limite delle loro attuali dimensioni.
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Siccome la stella fissa a noi pi vicina, a del Centauro, ha una parallasse di 0"75, dobbiamo supporre che, se questa stella avesse un diametro grande quanto la distanza che intercede fra la terra e il sole (la quale non  molto maggiore di 100 diametri solari), essa dovrebbe scorgersi come un disco ben definito, grande quanto il primo satellite di Giove. Se tale diametro fosse soltanto la decima parte di quel che supponiamo, ai nostri migliori telescopi la stella apparirebbe ancora come un disco. Roynard not, che se l'ipotesi nebulare  vera, e se il nostro sole si estendeva in altri tempi fino all'orbita di Nettuno, vuol dire che fra i milioni di soli visibili, ve ne sono altri a diversi stadi di sviluppo. Ma se ogni sole avesse un diametro press'a poco eguale, e se fosse lontano circa cento volte la distanza di a del Centauro, lo vedremmo col telescopio di Lick con un diametro di un secondo. Diremo quindi che non vi sono stelle con disco visibile, il che prova che non vi sono soli della richiesta grandezza, e dimostra una volta di pi, bench non tanto evidentemente, che l'ipotesi nebulare non  accettabile.
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CAPITOLO 6.
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UNIT ED EVOLUZIONE DEL SISTEMA STELLARE.
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Tutto ci che abbiamo detto sulle nuove scoperte astronomiche, che si riferiscono ai soggetti che noi tratteremo, daranno, come speriamo, un'idea tanto su quello che abbiamo gi esposto, quanto sui problemi difficili e pur cos interessanti, che ci accingiamo a risolvere.
I pi eminenti astronomi, in ogni parte del mondo, si dedicano alla ricerca della soluzione di tali problemi, e non gi soltanto perch essi sono di un gran valore intrinseco, ma perch tale soluzione segnerebbe un passo di pi verso la conoscenza completa dell'Universo che ci circonda. Si mira a fare, nel sistema stellare, quello che Darwin fece nel mondo organico: scuoprire, cio, il processo delle variazioni che si succedono nel cielo, mostrando inoltre come le nebulose, piene di mistero, i varii tipi di stelle e i gruppi e i sistemi di esse stiano in relazione fra loro.
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Come Darwin risolvette il problema dell'origine delle specie organiche, mostrando come esse provengano da altre specie cos adesso si tende a dimostrare come tutte le forme di esistenza si siano sviluppate da forme preesistenti. In tal modo gli astronomi credono di poter arrivare a spiegare il problema dell'evoluzione dei soli da tipi di stelle primitive, e potere altres formarsi un intelligibile concetto del modo con cui l'intero Universo stellare ha potuto divenire ci che .
Le opere scritte su questo soggetto sono quasi infinite, e molte ingegnose supposizioni ed ipotesi sono state avanzate. Ma le difficolt che sussistono ancora sono pur sempre grandissime, e i dati da coordinarsi eccessivamente numerosi, pur non essendo che necessari frammenti di un intero sconosciuto. Nondimeno alcune conclusioni fondate si sono potute stabilire, e l'accordo completo di molti pensatori e di molti osservatori, l'uno dall'altro indipendenti, sui fondamentali principii dell'evoluzione stellare, ci d il diritto di supporre che andiamo sempre progredendo, bench ancor lentamente, con una stabile base di verit verso la soluzione del pi stupendo problema scientifico, che l'intelletto umano abbia mai osato di approfondire.
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L'UNIT DELL'UNIVERSO STELLARE.
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Durante la seconda met del secolo decimonono l'opinione degli astronomi rafforz sempre e sempre pi il concetto che tutto l'Universo visibile, stelle e nebulose, costituisca un completo e collegato sistema. Negli ultimi quindici anni specialmente, i molteplici dati accumulati dai dotti studiosi hanno tanto fermamente stabilito questa opinione, che poche sono le autorit scientifiche di diverso parere. L'idea che le nebulose siano molto pi lontane da noi delle stelle, preponder anche dopo che fu abbandonata dal suo principale sostenitore. Quando Guglielmo Herschel, adoperando ancora il suo imperfetto telescopio, asser che la Via Lattea non era altro che un ammasso di stelle, e che quelle che erano state dette nebulose in fondo non potevano essere che gruppi di stelle, fu creduto possibile che anche le nebulose osservate coi pi potenti telescopi, e che mantenevano ancora un'apparenza nebulosa, fossero altrettanti gruppi o sistemi stellari, e che, per arrivare a conoscere la loro vera natura, non occorresse altro che uno strumento di forza maggiore. Questa congettura si appoggi sul fatto che molte nebulose hanno una forma anulare, quasi imitando in tal modo, in piccolo, la forma della Via Lattea; tanto che quando Herschel scopr a migliaia le nebulose di questo tipo, parlava di esse come di distinti Universi, sparsi nell'immensurabile profondit dello spazio.
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Ora, bench l'idea precisa dell'immensit dell'Universo stellare, del quale la Via Lattea con i suoi gruppi di stelle sarebbe la base fondamentale, sia, come ho dimostrato, quasi irragiungibile, pure l'idea di un numero illimitato di altri Universi, infinitamente remoti da noi, e pure a noi visibili, preponderava tanto sulla immaginazione nostra, che divenne quasi una volgarit dell'astronomia popolare, e agli stessi astronomi non fu cosa facile combatterla. La colpa di tale errata idea fu, in parte, dei voluminosi scritti di Guglielmo Herschel, che si trovano, quasi tutti, negli atti della Societ Reale, ma che sono poco letti, e nei quali egli indica il suo cambiamento di opinione soltanto con brevi sentenze, che possono facilmente sfuggire. Sembra che Proctor sia stato il primo astronomo che abbia studiato gli scritti di Herschel; egli confessava di essere stato costretto a leggerli ben cinque volte, prima di potere afferrare e rendersi conto delle opinioni dell'autore nei differenti periodi.
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Ma il primo che dimostr esattamente la distribuzione delle nebulose non fu gi un astronomo, ma il pi grande studioso delle scienze in generale, Herbert Spencer. In certi suoi articoli importantissimi intitolati: Cenni sull'ipotesi nebulare, pubblicati nella Westminster Review del luglio 1858, egli sostiene che le nebulose formano veramente parte della Via Lattea e del nostro Universo stellare. Un solo passo dei suoi scritti dir su che cosa si basano i suoi argomenti, i quali,  necessario aggiungere, sono stati parzialmente riportati da Giovanni Herschel nei suoi Principii di Astronomia:
"Se non vi fosse che una sola nebulosa, sarebbe una curiosa coincidenza che questa sola nebulosa fosse posta in una lontana regione dello spazio, in modo da essere in linea retta, attraverso uno spazio privo di stelle, proprio col nostro sistema siderale. Ma se vi fossero due nebulose, ed ambedue fossero situate come abbiamo detto, la cosa diventerebbe anche pi strana. E che cosa diremmo trovando migliaia di nebulose poste nella guisa suddetta? Dovremmo credere che in migliaia di casi queste lontane Vie Lattee siano in linea retta, nelle loro posizioni visibili, attraverso spazi pi diradati, con la nostra? Questo non e cosa credibile."
Egli allora applica il medesimo argomento alla distribuzione delle nebulose in generale.
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"In quella zona di spazio celeste, dove le stelle sono in numero quasi eccessivo, le nebulose sono rare, mentre nei due opposti spazi celesti, molto remoti da quella zona, le nebulose abbondano. Alcune nebulose giacciono nelle vicinanze del grande cerchio formato della Via Lattea, o sul piano di essa, ma la maggior quantit trovasi intorno ai poli galassici. Devesi anche questo attribuire a mero caso?"
E conclude, dalla riunione di tali evidenze, che "le prove di una fisica connessione, divengono palpabili".
Nulla potrebbe esservi di pi chiaro e di pi incalzante, ma lo Spencer non  un astronomo, s bene uno scrittore che pubblic i suoi articoli in un periodico relativamente poco letto, e poco conosciuto dal mondo astronomico. Fu in questi ultimi 15 anni che Proctor, con le sue elaborate carte ed i suoi varii studi presentati alla Societ reale e alla Real Societ astronomica dal 1869 al 1875, si guadagn l'attenzione del mondo scientifico, contribuendo cos, forse pi di ogni altro dotto, a stabilire fermamente il grande principio dell'Unit fondamentale dell'Universo stellare, principio il quale  stato accettato da quasi tutti gli astronomi pi eminenti del mondo civile.
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L'EVOLUZIONE DELL'UNIVERSO STELLARE.
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In mezzo a questa enorme quantit di studi, osservazioni e ipotesi speculative sopra questo grande e tanto difficile problema,  difficile farsi ragione di ci che  pi importante e di ci che  pi vero. Ma tenteremo di appianare queste difficolt in modo che i lettori abbiano cognizione dei pi notevoli fatti che hanno rapporto col suddetto problema, oltre a quelli gi esposti, e possano darsi ragione delle cose poco comprensibili che incontra colui che muove i primi passi su questa via, e delle varie idee e ipotesi che sono state emesse per spiegare i fatti ed appianare le difficolt; senza di che essi non potrebbero essere in grado di apprezzare, sia pure imperfettamente, le meraviglie ed il mistero del vasto e stupendo Universo, nel quale noi viviamo e del quale siamo i pi importanti abitatori.
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IL SOLE COME STELLA TIPICA.
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 oramai un fatto fuori ogni discussione che le stelle sono soli; alcune cognizioni sul nostro sole rappresenteranno adunque dei preliminari indispensabili per studiare pi profondamente la loro natura e farsi un'idea dei cambiamenti che hanno subto.
Sappiamo che la densit del sole  soltanto un quarto quella della terra, cio una volta e mezzo meno di quella dell'acqua. Che il sole non possa esser solido,  provato dalla forza di gravit alla sua superficie, che  ventisei volte e mezzo quella che esiste alla superficie terrestre. Se il sole fosse solido, i suoi materiali sarebbero cos complessi, che la sua densit non potrebbe essere che venti volte maggiore, invece che quattro volte minore di quella della terra. Tutto ci porta a credere, dunque, che la massa solare sia gassosa, ma talmente compressa dalla forza di gravit, da avere tutte le propriet di un liquido.
Qualche cifra, indicante la vasta dimensione del sole e la quantit di luce e calore che emette, ci far comprendere meglio i fenomeni che presenta e l'interpetrazione che ne  stata data.
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Proctor afferma che ogni pollice quadrato della superficie del sole emani tanta luce quanto venticinque archi elettrici, ed il prof. Langloy ha dimostrato, a forza di esperimenti, che il sole  cinquemila trecento volte pi luminoso e ottantasette volte pi calorifico del metallo riscaldato al calor bianco in un accumulatore di Bessemer.
Tutta la quantit di calore solare che la terra riceve, se potesse venir utilizzata completamente, basterebbe a far muovere continuamente una macchina della forza di tre cavalli per ogni corda quadrata della superficie del nostro globo. La grandezza del sole  tale, che se la nostra terra fosse nel suo centro, non solamente vi sarebbe ampio spazio per l'orbita della luna, ma anche per un altro satellite posto 190000 miglia lontano da questa, ed entrambi si potrebbero muovere nell'interno del sole. La massa del sole  745 volte pi grande che quella di tutti gli altri pianeti presi insieme, e da ci deriva la grande forza di gravitazione che li obbliga nelle loro lontane orbite.
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Ci che possiamo vedere della superficie del sole  la fotosfera, ovvero lo strato esteriore gassoso, cio materia parzialmente liquida, mantenuta ad un definito livello dalla forza di gravit. La fotosfera ha un'apparenza granulare, e per questo presenta alcune differenze nella superficie e nella luminosit, bench l'osservazione della sua periferia indichi che queste irregolarit non sono molto pronunciate. Questa superficie  apparentemente interrotta da quelle che soglionsi chiamare macchie del sole, e che per molto tempo furono credute cavit, dalle quali trasparisse un nucleo opaco, ma che ora si crede non siano altro che ammassi di materia raffreddata, sgorgante dal sole, la quale formerebbe anche le prominenze che osserviamo durante le ecclissi solari. Tali macchie sembrano scure, ma intorno ad esse si vede una penombra circolare, dalla quale si diramano delle lunghe strie lucide somiglianti a fasci di paglia, che la traversano e la lambiscono. Qualche volta delle parti lucide si vedono sovrapposte alle macchie oscure, ed anche succede che le traversino completamente.
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Queste apparenze luminose, chiamate facule, stanno vicine alle macchie ed anche le circondano quasi completamente. Le macchie del sole appariscono talora abbondanti sul suo disco, talora sono poco numerose, ma di tale grandezza da poter esser vedute ad occhio nudo, protetto da un pezzo di vetro affumicato.  stato osservato che per qualche anno le macchie aumentano di numero, raggiungendo il massimo dopo un periodo di undici anni, e che poi diminuiscono; ma questa media non  esatta, poich l'intervallo fra il massimo e il minimo varia da nove anni a tredici, e il minimo non si constata mai alla giusta met fra due massimi, ma tende ad oltrepassarla, piuttosto che a raggiungerla. Ma ci che desta interesse , che le variazioni nel magnetismo terrestre e le violente commozioni nel sole, indicate dal subitaneo apparir in esso dalle facule, sono sempre seguite da disturbi magnetici sulla terra.
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CI CHE CIRCONDA IL SOLE.
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Quello che noi chiamiamo sole non  che il nucleo sferico e lucente di un corpo nebuloso. Questo nucleo  composto di materia allo stato gassoso, ma cos compressa che potrebbe paragonarsi, come abbiamo detto, ad un liquido o ad un fluido viscoso. Circa 40 degli elementi che compongono il sole si deducono dalle linee scure del suo spettro, ma potremmo affermare che vi esistono, o sotto una forma, o sotto un'altra, tutti gli elementi che noi conosciamo.
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Questa ardente e semiliquida superficie solare vien chiamata fotosfera, perch da essa emanano la luce ed il calore che arrivano al nostro globo. Immediatamente sopra questa luminosa superficie vi  la cromosfera, o strato assorbente, consistente in densi vapori metallici di uno spessore di poche centinaia di miglia. La cromosfera, quantunque incandescente,  in parte pi fredda della superficie della fotosfera. Lo spettro del sole, preso nel momento del suo ecclissi totale, attraverso una fenditura che sia diretta in modo tangente alla periferia del sole, ci fa vedere una massa di linee lucenti, che corrispondono quasi del tutto alle linee scure dell'ordinario spettro solare. Comprendiamo perci che vi  uno strato di vapore, il quale assorbe i raggi speciali emessi da ciascun elemento e che formano le sue caratteristiche linee colorate, trasformandole in linee scure.
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Ma siccome linee colorate che corrispondano a tutte le linee scure dello spettro solare non se ne vedono in questo strato, si ritiene che un assorbimento speciale debba avvenire nella atmosfera e forse nella corona. Norman Lockyer, nel suo libro Inorganic Evolution, giunge fino a dire che il vero strato avvolgente del sole, che nel suo assorbimento produce le linee scure dello spettro solare, non  addirittura la cromosfera, ma uno strato al di sopra di questa, e di una temperatura pi bassa. Sopra lo strato avvolgente trovasi la cromosfera, una vasta massa di emanazioni rosee o scarlatte, che circonda il sole ad un'altezza di 4000 miglia. Il sole, durante l'ecclissi, mostra un contorno ondulato e soggetto a grandi cambiamenti di forma, che sono prodotti dalle variabili protuberanze cui abbiamo accennato. Queste protuberanze sono di due specie: le quiescenti, che per lo pi rappresentano enormi nuvole, e le eruttive, che s'inalzano come torri e gettano fiamme che possono somigliarsi a grandi alberi fronzuti. Durante la loro elevazione queste fiamme raggiungono una velocit di pi di 300 miglia al secondo, riabbassandosi con una rapidit quasi eguale. Tanto la cromosfera, quanto le protuberanze quiescenti pare siano veramente gassose, composte d'idrogeno, elio e coronio; quelle eruttive sono composte di materie metalliche, specialmente di calcio.
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Le protuberanze aumentano di grandezza e di numero, secondo l'aumentare delle macchie del sole.
Intorno alla rossa cromosfera ed alle protuberanze si svolge infine la meravigliosa bianca gloria della corona, che si estende ad una enorme distanza dal sole.
Come le protuberanze della cromosfera sono soggette ad un periodico cambiamento di forma e di grandezza, corrispondente a determinati periodi delle macchie, cos un minimo di macchie solari corrisponde con una massima estensione della corona.
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Durante l'ecclissi totale del luglio 1878, poco tempo prima del quale la superficie del sole, osservata attentamente, si era mostrata quasi interamente chiara, si scorsero due enormi fiamme equatorali che sorgevano all'est e all'ovest del sole, e si avanzavano per una diecina di milioni di miglia, mentre ai poli l'estensione della corona era molto minore. Nelle ecclissi del 1882 e 1883, quando le macchie del sole erano al massimo, la corona era regolarmente lucida, di una meravigliosa lucentezza, ma non raggiunse una grande estensione. Fatti analoghi sono stati notati ad ogni ecclisse, quindi non si pu pi dubitare che non esista un rapporto fra questi due fenomeni.
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Si crede che la luce abbagliante della corona solare derivi da tre cause: dalle particelle incandescenti, solide o liquide, che il sole emette, dalla luce riflessa da queste particelle, e finalmente dai gas e dalle emissioni gassose. Nello spettro solare si scorge un raggio verde particolare, che si suppone provenga da un gas che  stato chiamato coronio; del resto lo spettro somiglia a quello della luce riflessa del sole. L'enorme estensione della corona in grandi fiamme angolari sembra indicare inoltre l'esistenza di forze elettriche repulsive, analoghe a quelle prodotte dalla coda delle comete.
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In rapporto con la corona del sole resta lo strano fenomeno detto luce zodiacale. La luce zodiacale  quella delicata nebulosit che spesso si vede d'estate, dopo il tramonto, e in autunno prima del sorger del sole;  di forma piramidale o conica, e dal sole si dirige lungo il piano dell'eclittica. In favorevoli condizioni ne  stata in estate seguita la traccia sul firmamento dalla parte orientale, fino a 180dalla posizione del sole, il che sembra indicare che tale fenomeno si estenda al di l dell'orbita terrestre.
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Lunghe e ripetute osservazioni, fatte dalla sommit del Pic du Midi, hanno dimostrato che la luce zodiacale si estende veramente quanto abbiamo detto, e che ha le sue origini quasi precisamente nel piano dell'equatore solare. Perci possiamo supporre che essa sia prodotta da minute particelle proiettate dal sole nella sua aureola di luce e di fiamme, visibile solamente durante l'ecclissi.
Altri studi accurati dei fenomeni solari hanno potuto stabilire con certezza che nulla di ci che circonda il sole, dallo strato avvolgente fino alla stessa corona, pu chiamarsi in alcun modo atmosfera. La concomitanza di una forza enorme di gravit, con una quantit di calore tale da mantenere ogni elemento allo stato liquido o gassoso, conduce a conseguenze che noi difficilmente possiamo seguire e comprendere. Evidentemente nell'interno del sole si compie un costante movimento o circolazione, che  causa delle facule, delle macchie, dell'intensit luminosa della fotosfera, della cromosfera, con le sue grandiose corruscazioni di fiamme e protuberanze eruttive. Sembra per impossibile che questo incessante e violento movimento possa aver luogo, senza qualche grande rinnovamento di materiale, periodico o continuo, per mantenere il calore, la circolazione interna e supplire al consumo.
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Forse i movimenti del sole attraverso lo spazio lo portano a contatto con grandi masse di materia, che lo alimentano continuamente, ch altrimenti la superficie esterna si raffredderebbe con rapidit e la vita planetaria cesserebbe.
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I varii strati solari manifestano l'agitazione interna con eruzioni ed esplosioni; l'immensa bianca e luminosa aureola non ha maggior densit della coda delle comete, anzi, probabilmente, non la raggiunge, perch frequentemente le comete irrompono in essa senza perder nulla della loro velocit.
Il fatto che nessuno degli strati solari esterni  visibile a noi finch la luce della fotosfera non sia coperta, mentre tutti svaniscono nell'istante medesimo che, finita la fase totale dell'ecclissi, il primo raggio di luce solare ci giunge direttamente, fornisce un'altra prova della loro estrema tenuit; per non possiamo dubitare che tali strati rappresentino il limite del disco solare. Questi strati sono formati da materie liquide o gassose, nelle quali veramente non si pu stabilire uno stato ben distinto, ed emesse da esplosioni o da forze elettriche. Queste materie, rapidamente raffreddate, si solidificano in minute particelle o molecole fisiche. Grande quantit di queste materie ricade sulla superficie del sole, ma una certa quantit, come polvere finissima, viene continuamente spinta all'esterno da una repulsione elettrica; si ha cos la corona e la luce zodiacale. Le immense fiamme coronali, ed anche il cerchio molto pi vasto della luce zodiacale, sono dunque, con tutta probabilit, dovuti alle stesse cause, ed hanno una costituzione fisica simile a quella delle code delle comete.
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Poich la luce del sole che giunge fino a noi, passa attraverso lo strato avvolgente e la rossa cromosfera, il colore ne  alquanto modificato, perci si crede che se tali strati solari non esistessero, non solamente la luce ed il calore del sole sarebbero considerevolmente maggiori, ma il suo colore sarebbe del pi perfetto bianco o tenderebbe al turchiniccio, invece di avere quell'apparenza un po' giallognola che possiamo constatare.
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LE IPOTESI NEBULARI E METEORICHE.
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Come la costituzione del sole, e quella dei suoi agenti che producono intorno alla sua orbe fenomeni di magnetismo e di elettricit, ci servono di guida per dedurre la costituzione delle stelle e delle nebulose e la possibile azione che esercitano l'una sull'altra ed altres sul nostro globo, cos il modo di evoluzione del sole e di tutto il sistema solare da qualche preesistente condizione, ci aiuta a intuire la probabile ragione della costituzione dell'Universo stellare e della connessione dei cambiamenti che vi avvengono.
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Sul principio del secolo decimonono il gran matematico Laplace pubblic il suo celebre lavoro sulla teoria nebulare dell'origine del sistema solare, e quantunque in esso non tratti che di suggestive probabilit, senza alcun appoggio di dati o di calcoli o di altro procedimento matematico, tal libro nondimeno  tenuto in gran conto, e la apparente probabilit e semplicit della teoria ivi esposta la fanno quasi universalmente accettare. Tale volume non  che uno studio dell'evoluzione dell'Universo stellare. L'ipotesi, esposta con molta brevit, afferma che l'intera massa della materia del sistema solare formasse un tempo una massa sferoidale o globulare di gas incandescenti, che si estendeva al di l del pi lontano pianeta, animata di un lento moto di rivoluzione intorno ad un asse. Tale massa si raffredd nel corso del tempo e si contrasse, la sua velocit di rotazione aument e divenne cos grande che, in epoche successive, abbandon degli anelli, i quali, a causa di lievi irregolarit, si infransero, e, obbedendo alla universale legge di gravitazione, diedero origine ai pianeti. Continuando la contrazione ne result il sole tal quale lo vediamo adesso.
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Per circa mezzo secolo l'ipotesi nebulare fu generalmente accettata, ma durante questi ultimi quindici anni sono state elevate tante difficolt e tante obbiezioni, che  divenuto impossibile il considerarla anche soltanto come una stentata ipotesi. Altre ipotesi sono state fatte che sembrano pi acconce ad accordarsi con i fatti che noi osserviamo nel nostro sistema solare e con la natura di essi, i quali, se non dnno adito ad alcuna obbiezione contro la teoria nebulare, ne fanno nascere alcune altre. L'obbiezione fondamentale contro la teoria di Laplace , che un gas tanto tenue, come deve essere stata la nebulosa solare, anche qualora essa si estendesse solamente sino a Urano o a Saturno, non  possibile che avesse alcuna coesione, e perci non pu aver respinto anelli a lunghi intervalli, mentre avveniva il condensamento, ma soltanto e continuamente piccoli frammenti. Tali piccoli frammenti, raffreddandosi rapidamente, avrebbero costituito solide particelle simili a polvere meteorica, che si sarebbero riunite formando un gran numero di piccoli pianeti, o, restando in istato di particelle per un periodo indefinito, avrebbero formato degli anelli, come quelli di Saturno, o come quello immenso degli asteroidi.
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Un'altra egualmente valida obbiezione all'ipotesi di Laplace  questa: se la nebulosa, quando si estendeva al di l dell'orbita di Nettuno, poteva avere una densit soltanto uguale all'incirca a un duecentomilionesimo di quella della nostra atmosfera al livello del mare, doveva essere molte centinaia di volte meno densa alla sua superficie, e nella regione superficiale sarebbe stata esposta al freddo dello spazio stellare, freddo che solidificherebbe l'idrogeno. Perci  evidente che i gas di tutti i metalli, come degli altri elementi solidi, non potrebbero esistere come tali, ma rapidamente e forse istantaneamente diverrebbero prima liquidi e quindi solidi, formando della polvere meteorica, anche prima che la contrazione fosse tale da produrre un aumento di velocit nella rotazione, capace di respingere una parte delle materie gassose.
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Su ci si fonda l'ipotesi meteorica che va prendendo sempre maggior vigore, perch si appoggia sul fatto che troviamo prove di tale solida materia in tutti gli spazi planetari che ci circondano, poich essa cade continuamente sopra la terra, tanto che ne possiamo raccogliere sulle nevi artiche ed alpine, come in tutti i pi profondi abissi dell'oceano, dove non vi sono sufficienti depositi organici per nasconderla. Di essa  costituito, come , stato da poco dimostrato, l'anello di Saturno. Migliaia di anelli di mole immensa, composti di solide particelle, si aggirano intorno al sole, e quando la nostra terra s'incrocia con uno di questi anelli e le loro particelle entrano nella nostra atmosfera planetaria velocemente, la confricazione le infiamma ed ecco che vediamo delle stelle cadenti. La coda delle comete, la corona del sole, la luce zodiacale, sono tre grandi e strani fenomeni, i quali, se non si possono spiegare con alcuna teoria di formazione gassosa, ricevono la loro intelligibile spiegazione, dicendo che provengono da minutissime particelle solide, microscopica polvere cosmica, slanciata nello spazio dalla violenta repulsione elettrica emanata dal sole.
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Avendo queste ed altre prove che la materia solida varia in grandezza, tanto da rivaleggiare coll'orbe maestosa di Giove o di Saturno, e scendere fino alle inconcepibili minute particelle lanciate a mille milioni di miglia nello spazio e che formano la coda delle comete, tale materia deve veramente esistere anche intorno a noi, e, per la collisione fra le sue particelle, o coll'atmosfera planetaria, pu produrre luce, calore ed emanazioni gassose. Noi attingiamo da ci una tal quantit di fatti e d'osservazioni per l'ipotesi meteorica, da distruggere la teoria di Laplace, che le nebulose siano essenzialmente gassose.
Durante l'ultima met del secolo decimonono, molti scrittori manifestarono delle nuove idee sulla possibile origine del sistema solare, e, per quel che ne so io, Proctor fu il primo a spiegare tale origine in tutte le sue pi minute particolarit, dimostrando come la vera ipotesi soddisfacesse a molte delle particolarit circa la grandezza e la disposizione dei pianeti e dei loro satelliti, cose che l'ipotesi nebulare non ha mai spiegato. Su questo tema egli insistette molto nel capitolo riguardante le meteore e le comete, nel suo libro pubblicato nel 1870: Other Worlds than Ours.
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Proctor sostiene, invece della nebulosa incandescente di Laplace, che lo spazio ora occupato dal sistema solare, per una distanza a noi ancora sconosciuta, fosse un tempo occupato da numerosa quantit di parcelle solide, di tutte le materie che sappiamo esistere sulla terra, sul sole e sulle stelle. Queste materie erano disperse irregolarmente, come ce lo dimostra la distribuzione che al presente hanno nell'Universo, e tutte erano in movimento, cos come sono in movimento tutte le stelle e le altre masse cosmiche, che si muovono verso un centro o si aggirano intorno ad esso.
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Date queste condizioni, nei punti in cui la materia si accumul maggiormente dovevano esistere dei centri di attrazione e di gravitazione, che provocarono necessariamente tale maggiore accumulazione; l'urto continuo di queste materie che si addensavano doveva produrre luce e calore. Coll'andar del tempo, se la quantit di materia cosmica era molta, come il resultato dimostra che doveva essere, qualunque sia la teoria che preferiamo, il nostro sole cos formato doveva acquistare a poco a poco la sua mole presente, nonch un sufficiente grado di calore a causa delle collisioni e della gravit, tanto da essere interamente trasformato in istato liquido o gassoso. Mentre ci avveniva, dovettero formarsi dei centri di aggregazione secondari, i quali trattennero una parte della materia che si aggirava sotto l'attrazione della massa centrale, e - fatto da attribuirsi alla quasi uniforme direzione e velocit, con la quale l'intero sistema roteava - ciascun subordinato centro dovette roteare intorno alla massa centrale in spazi differenti, ma tutti nella stessa direzione.
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Proctor espone la probabilit che la pi grande aggregazione esterna dovette essere ad una grande distanza dalla massa centrale, e, formatasi questa, ogni centro pi lontano dal sole dovette essere tanto pi piccolo quanto pi remoto, mentre le aggregazioni che si formarono internamente alla prima, dovettero, per regola, diventare pi piccole via via che si avvicinavano al centro. Cos si spiegherebbe lo stato incandescente del centro della terra, che non sarebbe per tal modo dovuto al primitivo calore della materia, allo stato gassoso da cui si form, condizione fisica impossibile, ma al calore che si sarebbe sviluppato nel processo di accentramento, per la collisione di masse meteoriche ivi cadute e per la propria gravit, forza producente continuamente condensazione e calore.
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Ci ammesso, Giove dovrebbe cos essersi formato probabilmente prima d'ogni altro pianeta, e dopo di esso, a lassi di tempo enormi, Saturno, Urano e Nettuno; mentre l'aggregazione dei pianeti interni sarebbe stata minore, poich il potere pi grande di attrazione del sole avrebbe loro accordato, relativamente, poca opportunit di appropriarsi la materia meteorica che di continuo cadeva verso il centro.
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NATURA METEORICA DELLE NEBULOSE.
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Avendo cos stabilito che materia nebulosa esiste verosimilmente dentro i limiti del sistema solare, non allo stato gassoso, ma consistente in solide particelle, oppure, se vi sono gas in combustione associati a materie solide, che la causa di ci deve esser il calore dovuto alla collisione con altre particelle solide, o ad accumulazioni di gas ad una temperatura pi bassa delle meteore quando entrano nella nostra atmosfera,  facil cosa ammettere che le nebulose cosmiche e le stelle abbiano avuto una simile origine.
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Da questo punto di vista si suppone che le nebulose siano un'immensa aggregazione di meteore, o di polvere cosmica, oppure gas dei pi persistenti, roteanti con moto circolare o spirale o in fiamme irregolari e sparse, cos che le particelle separate possano essere divise in migliaia e forse in centinaia di migliaia; nondimeno anche le nebulose solamente visibili col telescopio, possono contenere tanta materia quanta ne comprende l'intero sistema solare. Da questa tanto semplice origine e dalle vestigia che possiamo vederne nel cielo, diremo che quasi tutte le forme di soli e di sistemi si sono formate per mezzo delle leggi conosciute del movimento, della produzione del calore, e delle azioni chimiche. Colui che pi difende questo modo di vedere  al presente l'inglese Sir Norman Lockyer, che in numerosi giornali e nelle sue opere intitolate: The Meteoric Hypothesis e Inorganic Evolution, lo ha svolto eminentemente, dopo aver fatto studi profondi e pazienti ricerche, che gli fruttarono molte conoscenze, e nelle quali fu coadiuvato da astronomi europei e americani. Queste teorie si sono fatta strada a poco a poco nella mente di quasi ogni astronomo e matematico, come ben dimostreranno i brevi cenni che sono per dare a guisa di spiegazione piana e facile dei tanti fenomeni che presenta l'Universo stellare.
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CENNI DEL DOTTORE ROBERTS SULLE NEBULOSE A SPIRALE.
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Il dottor Isacco Roberts, che possiede uno dei pi bei telescopi costruiti per la fotografia delle stelle e delle nebulose, ha dato il suo parere sull'evoluzione stellare nel Knowledge del febbraio 1897, illustrando il suo scritto con quattro magnifiche fotografie di nebulose spirali.
Questa strana forma di nebulose fu dapprima creduta rara, oggi per si  compreso che  frequentissima, perch le lastre fotografiche ce ne hanno mostrato un gran numero, e si  constatato inoltre che molte nebulose tra le pi estese, apparentemente di forma molto irregolare, quali le Nuvole di Magellano, presentano incerte tracce di struttura spirale. Le nebulose che attualmente si conoscono sono all'incirca diecimila, e continuamente se ne scoprono delle altre; molto tempo dovr ancora passare prima che si siano potute studiare e fotografare tutte, ma, per quel poco che ne sappiamo al presente, possiamo asserire che la maggior parte di esse presenta una forma spirale.
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Il dottor Roberts dice che le nebulose spirali delle quali si posseggono fotografie, presentano tutte la caratteristica di un nucleo circondato da una densa nebulosit, nella quale sono sparse delle stelle. Queste stelle sono disposte pi o meno simmetricamente, e sembra che seguano anch'esse una disposizione spirale intorno al nucleo. Fuori della nebulosit visibile si trovano ancora altre stelle, disposte anch'esse su linee curve, che avvalorano la convinzione di un'antica maggiore estensione della nebulosa. Questo carattere cos preciso ci fa sbito pensare ad una possibile spiegazione della disposizione delle stelle in numerose e delicate linee curve in ogni parte del cielo, che, cio, esse abbiano tutte avuto origine da nebulose spirali, la cui sostanza materiale sia stata da esse assorbita.
Il dottor Roberts annuncia parecchi problemi riguardanti questi corpi celesti: - Quale  la materia di cui sono formate le nebulose? - Da che  causato il vorticoso movimento che produce la loro forma a spirale? - Egli trova la risposta a queste domande nelle evanescenti nuvole di materia nebulosa, spesso di vastissima estensione, che esistono in molte parti del cielo, e cos numerose che il solo Guglielmo Herschel pot rilevarne ben 52, molte delle quali sono state confermate da fotografie recenti. Roberts considera queste nebulosit o come corpi semplicemente gassosi, o come frammisti di solide particelle. Egli inoltre enumera delle piccole masse nebulose, in processo di condensazione o separazione, in forma pi regolare, delle nebulose spirali in diversi stadi di condensazione o di aggregazione, delle nebulose ellittiche, e finalmente delle nebulose globulari. In quest'ultima categoria di nebulose appare evidente, da tutte le fotografie che ne sono state eseguite, che la condensazione in stelle, o in corpi simili a stelle, si va compiendo.
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Il dott. Roberts adotta l'opinione di Sir Norman Lockyer, cio che le collisioni di meteoriti in seno a ogni sciame o nuvola, potrebbero produrre nebulosit luminosa; se avvenissero inoltre delle collisioni fra diversi sciami di meteoriti, ne risulterebbero le condizioni volute per spiegare il movimento vorticoso, e il caratteristico aspetto della nebulosit delle nebulose spirali. Quasi tutte le collisioni fra ineguali masse di materia diffusa, quando manchi una qualsiasi massa centrale intorno alla quale la materia sia costretta a gravitare, debbono provocare dei movimenti spirali. E bisogna anche notare che, sebbene le stelle formatesi nelle circonvoluzioni spirali delle nebulose seguano la disposizione di quelle spire, e la mantengano anche dopo che hanno assimilato tutta la materia della nebulosa, nondimeno, osservando tale nebulosa dal margine delle spire, la disposizione delle stelle che vi sono incluse apparir in linea retta. Cos, non soltanto i numerosi gruppi di stelle disposte in linee curve, ma altres quelli che ci appariscono in una linea quasi perfettamente retta, dimostrano - intuendone la remota origine - che essi provengono da nebulose spirali.
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Il movimento  il risultato necessario della gravitazione; sappiamo infatti che ogni stella, ogni pianeta, ogni nebulosa deve muoversi nello spazio; sappiamo altres che tutti i movimenti celesti - eccettuati i sistemi che hanno una connessione fisica, o che hanno avuto un'origine comune - sono apparentemente diretti nelle pi diverse direzioni. Come nacquero questi movimenti e da che cosa siano regolati noi non sappiamo, ma tali movimenti esistono, e possono esser causa di collisioni, le quali, quando avvengono tra grandi corpi o masse di materia diffusa, dnno origine ai varii tipi di stelle permanenti, mentre, se la collisione avviene tra ammassi pi piccoli, si formano quelle stelle temporanee, che hanno interessato tanto gli astronomi di tutti i tempi. Bisogna ancora notare che, sebbene sembri che il movimento di ogni stella si compia in linea retta, pure - poich lo spazio nel quale noi percepiamo tale movimento  minimo - il vero moto stellare pu essere un'orbita curva intorno ad un qualche corpo centrale, o attorno al centro di gravit di qualche ammasso di astri luminosi od opachi, il quale potrebbe essere relativamente immobile. Di tali centri ne potrebbero esistere a migliaia intorno a noi, la qualcosa spiegherebbe sufficientemente l'apparente moto delle stelle in tutte le direzioni.
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UNA SUPPOSIZIONE SULL'ORIGINE DELLE NEBULOSE SPIRALI.
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In un notevole scritto comparso nell'Astrophysical Journal (luglio 1901) T. C. Chamberlin si intrattiene dell'origine delle nebulose spirali come degli sciami meteorici e delle comete. La sua opinione, che probabilmente pu esser vera, non rischiara del tutto il mistero.
Una ben conosciuta legge naturale ci insegna che se due corpi, aventi le dimensioni delle stelle, passano nello spazio a una data distanza fra loro, il pi piccolo  esposto ad esser ridotto in frantumi, a causa della differente attrazione del pi grande e pi denso. Originariamente ci fu provato nel caso di corpi gassosi o liquidi, e la distanza alla quale il pi piccolo sarebbe distrutto (detto limite di Roche)  calcolato supponendo che il corpo minore sia una massa liquida. Chamberlin nondimeno dimostra che anche un corpo solido pu esser frantumato ad una distanza minore, distanza che dipender inoltre della sua grandezza e della sua forza di coesione. Per, se la grandezza dei due corpi aumenta, dovrebbe aumentare anche la distanza minima alla quale avverrebbe la frantumazione, finch, supponendo che i due corpi siano grandi come due soli, il limite di distanza sarebbe uguale a quello necessario nel caso di due masse liquide o gassose.
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La distruzione del corpo avviene a causa di una ben nota legge riguardante la gravit differenziale dei due lati di un corpo, causa della deformazione di un liquido, e dell'ineguale stiramento in un solido. Quando le variazioni della forza di gravit avvengono lentamente ed hanno un piccolo valore, le maree che accadono nei liquidi e le deformazioni che si verificano nei solidi sono lievissime, come nel caso che si constata sulla terra, ove le maree che avvengono nell'oceano e nell'atmosfera sono di piccola entit, come quelle che si verificano, senza dubbio, nella parte interna liquida, sulla quale la crosta terrestre, relativamente sottile, si pu alla meglio adattare. Ma se invece supponiamo due soli, sia luminosi che oscuri, il movimento dei quali si compia in modo da avvicinarli l'uno all'altro, quando saranno abbastanza vicini ognuno di essi devier, e ognuno comincer a girare attorno al comune centro di gravit con velocit immensa, di circa 100 miglia al secondo. A una considerevole distanza cominceranno a protendere delle emanazioni liquide l'un verso l'altro, e quando il limite di resistenza sar quasi raggiunto, la forza di gravit aumenter cos rapidamente, che anche una massa liquida non potr prendere la sua forma necessaria con sufficiente rapidit, e i violenti sforzi interni produrranno l'effetto di una esplosione, riducendo l'intera massa (la pi piccola delle due) in minutissimi frammenti.
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Ma  anche dimostrato che durante questo processo le due parti allungate della massa sferica originaria eserciterebbero tale azione sulla gravit, da produrre un aumento di rotazione, che all'avvicinarsi della crisi finale, distenderebbe di pi, a sua volta, l'allungamento della massa, la qual cosa contribuirebbe all'esplosione. Questa rapida rotazione della massa che tende ad allungarsi, comunicherebbe necessariamente nel momento della distruzione ai frammenti di essa un moto spirale, iniziando cos una nebulosa spirale, della quale le dimensioni e l'aspetto dipenderebbero necessariamente dalla dimensione e dalla costituzione delle due masse originarie, e dalla forza esplosiva generata dal loro avvicinamento.
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Ecco adunque uno dei pi suggestivi fenomeni, il quale sembra offrire la prova che questo possa essere uno dei modi con che si originano le nebulose spirali. Quando la distruzione esplosiva avviene, le due protuberanze od allungamenti della massa si separano, e poich ognuna di esse avr un rapido movimento di rotazione, le spirali che ne risulteranno saranno due. Ora il fatto  che quasi tutte le nebulose spirali ben caratterizzate posseggono due appendici o bracci, l'uno opposto all'altro, come possiamo constatare in M. 100 della Chioma di Bernice, in M. 51 dei Cani, e in altre fotografie eseguite dal dottor Roberts. N sembra probabile che vi sia stata un'altra causa diversa, la quale abbia potuto dare origine, in queste nebulose, a una doppia spirale piuttosto che ad una sola.
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L'EVOLUZIONE DELLE STELLE DOPPIE.
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Il numero delle stelle doppie o multiple che si sono andate scoprendo  aumentato rapidamente, poich molti studiosi si sono esclusivamente dedicati a tale cmpito. Durante la prima met del secolo decimonono ne furono constatate a migliaia, e man mano che la potenza dei telescopi crebbe, il loro numero ascese a centinaia di migliaia. Un catalogo pubblicato recentemente dall'osservatorio di Yerkes contiene l'elenco di ben 1290 di tali stelle, scoperte fra il 1871 e il 1899 da un solo osservatore, S. W. Barnham. Queste stelle furono scoperte tutte per mezzo del telescopio, ma nell'ultimo quarto di secolo lo spettroscopio ci ha rivelato tutto un mondo nuovo di stelle doppie, di un'estensione enorme e di un interesse immenso. Le stelle doppie telescopiche sono state osservate abbastanza esattamente, tanto da poter determinare le loro orbite, le quali si compiono in un periodo che varia da un minimo di undici anni a un massimo di centinaia od anche di un migliaio e pi. Ma lo spettroscopio ci dice che le stelle doppie visibili al telescopio non sono che una piccolissima quantit dei sistemi binari esistenti. L'importanza immensa di tale scoperta consiste nel fatto che essa permette di calcolare i tempi di rivoluzione delle stelle telescopiche doppie oltre questo minimo, attraverso una non interrotta serie di periodi di qualche anno, a quelli che ascendono soltanto a qualche mese, a qualche giorno, ed anche a qualche ora. Queste riduzioni di periodi sono necessariamente uniti a corrispondenti riduzioni di distanza, tanto che le due stelle debbono essere a contatto, cos che attualmente pu avvenire che una stella doppia si origini, senza che il fatto possa venire osservato. Questa possibilit  stata anticipatamente annunziata dal dottor Lee di Chigago nel 1892, ed egli stesso l'ha confermata dopo molte osservazioni compiute nel breve spazio di dieci anni.
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In una importante comunicazione alla Nature (12 settembre 1901) Alessandro W. Roberts, di Lovedale (Africa del Sud), d alcuni dei principali risultati ottenuti in questo genere di ricerche. Naturalmente tutte le stelle variabili si trovano fra quelle doppie spettroscopiche; esse rappresentano una parte di quella categoria di stelle, il cui piano orbitale  in direzione della nostra visuale, cosicch, durante la loro rivoluzione, una delle due ecclissa l'altra in parte o in tutto. In alcuni di questi casi vi sono molte irregolarit, come un doppio massimo e minimo di ineguale lunghezza, dovuto forse a sistemi tripli o ad altre cause ancora ignorate; ma siccome non hanno che un periodo breve, e si mostrano all'osservatore costantemente come una stella unica anche nel campo del pi potente telescopio, cos si sono riuniti in una speciale categoria di sistemi doppi spettroscopici.
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Sin oggi si conoscono 22 di tali sistemi variabili, del tipo di Algol, ognuno dei quali  formato evidentemente da una stella luminosa e da un corpo oscuro, che  vicinissimo alla prima e la ecclissa o del tutto o soltanto in parte ad ogni rivoluzione. In questi casi la densit dei sistemi pu esser determinata con sufficiente esattezza;  stato calcolato che, in media, tale densit  soltanto la quinta parte di quella dell'acqua, e l'ottava parte della densit del nostro sole. Ma se molti di questi sistemi sono grandi come il sole, o anche di dimensioni considerevolmente maggiori,  evidente che debbono trovarsi in uno stato del tutto gassoso, e che, anche possedendo un grande calore, deve nondimeno essere di una costituzione meno complessa di quella del nostro sole. A. W. Roberts afferma che pi di cinque di queste ventidue stelle variabili gravitano in assoluto contatto, formando dei sistemi della forma dei dumbbell (manubri da ginnastica). I periodi variano da 12 giorni a nove ore, ma, oltre questi, si ha una serie di lunghi periodi, come nella doppia stella di Castore, in cui trascorrono pi di mille anni perch una rivoluzione sia completa.
Durante l'osservazione delle suddette cinque stelle, Roberts constat che una di esse, X della Carena, si era allontanata dalla sua compagna, cos che, invece di trovarsi aderenti, erano distanti l'una dall'altra un decimo del loro diametro. Egli suppose che questo fatto fosse una prova sicura dell'origine di un sistema stellare.
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Un anno dopo comparve una memoria (in Knowledge, ottobre 1903) sulle ricerche del professore Campbell, compiute all'osservatorio di Lick. In essa si dice che per oltre 350 stelle, osservate allo spettroscopio, si  constatato il fatto che una ogni otto  spettroscopicamente doppia. L'osservatore  talmente impressionato da questo numero, verificato aumentando l'accuratezza delle misure, che aggiunge: "Una stella che non sia spettroscopicamente doppia  una rarissima eccezione". Il prof. G. Darwin aveva gi dimostrato che il dum-bell  una figura di equilibrio di una massa fluida roteante; ora noi sappiamo che tali figure esistono, e che rappresentano la base degli innumerevoli e sempre crescenti di numero sistemi di stelle doppie spettroscopiche, che si vanno scoprendo.
L'origine di queste stelle doppie  anche di speciale interesse, perch viene a suffragare la ben conosciuta spiegazione data dal prof. Darwin sull'origine della luna, che si sarebbe formata da un frammento della terra, staccatosi a causa della veloce rotazione del nostro pianeta. Ora sembra certo che i soli si scindano spesso in identica maniera, ma, forse a causa dei loro gas che si trovano allo stato incandescente, pare che di solito essi diano origine a globi uguali fra di loro.
Concluderemo dunque affermando che l'evoluzione di questo tipo di sistemi stellari  un fatto constatato, pur ignorando se tutte le altre stelle doppie abbiano avuto origine in questo modo.
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AMMASSI STELLARI E STELLE VARIABILI.
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Gli ammassi stellari numerosissimi, che si mostrano al telescopio di tante strane e belle forme, possono esser considerati come i fenomeni pi curiosi del cielo, che si offrano all'indagine degli astronomi filosofi.
Molti di questi gruppi, formati di stelle non numerose e di forma irregolare, ci inducono a credere ch'essi abbiano avuto origine da nebulose anch'esse irregolari o di forma strana, e che si siano formati nelle spirali di queste per un processo di aggregazione simile a quello descrittoci dal dottor Roberts. Ma per altri ammassi densi e globulari, bellissimi corpi celesti visibili soltanto al telescopio, qualcuno dei quali contiene perfino 6000 stelle, senza noverare quelle addensate al centro che non  possibile contare, non  facile la spiegazione. Uno dei problemi che questi ammassi suggeriscono  quello riguardante la loro stabilit. Il prof. Simon Newcomb cos si esprime a questo proposito: "Come mai delle migliaia di stelle si sono potute addensare in uno spazio cos limitato, e nondimeno restare ben distinte, senza formare un'unica massa? Accadr questo forse in avvenire, e formeranno tali stelle un unico corpo? A queste domande si potr rispondere in modo soddisfacente, soltanto dopo che si saranno compiute delle osservazioni per molti secoli, bisogner dunque lasciarne la soluzione agli astronomi dell'avvenire."
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Questi gruppi stellari presentano alcuni caratteri notevoli, che possiamo giudicare quali prove della possibile loro origine e della loro costituzione essenziale. Esaminandole attentamente, molti di essi ci sembrano meno irregolari di quello che a prima vista si sarebbe potuto credere. Vi si scorgono degli spazi vuoti od anche delle fenditure ben definite; molti presentano una struttura raggiata, in altri si osservano delle appendici curve, e alcuni hanno dei centri incerti. I loro confini sono cos precisi, come quelli che qualche volta si vedono, quantunque in una forma molto pi pronunciata, nelle grandi nebulose; si crederebbe quasi che questi gruppi non siano che il risultato del condensamento di nebulose immense, nelle quali si siano manifestati da principio numerosi centri di aggregazione, i quali, a loro volta, siano stati attratti dal centro comune di gravit dell'intera massa.
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L'idea di questa loro origine si presenta subito alla mente riflettendo che, mentre le nebulose telescopiche pi piccole restano lontane dalla Via Lattea, le pi grandi abbondano invece nelle vicinanze di essa, come gli ammassi stellari, i quali sono numerosissimi, tanto nella Via Lattea che nelle immediate vicinanze di questa, mentre scarseggiano altrove, se si eccettuano le due vaste nebulose delle Nuvole di Magellano, e le vicinanze di esse. Da queste osservazioni possiamo concludere che i due fenomeni possano essere complementari l'uno dell'altro; la condensazione delle nebulose essendosi pi rapidamente compiuta ove il materiale era pi abbondante, ne  risultato un gran numero di gruppi stellari, dove esistono molte nebulose.
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Uno dei caratteri pi sorprendenti dei gruppi di stelle globulari, del quale  necessario occuparci,  la presenza di numerosissime stelle variabili in alcuni di essi, mentre in altri se ne constatano poche o punte. L'osservatorio di Harvard per molti anni si  dedicato a questo genere di ricerche astronomiche, e il risultato  consacrato nella recente opera The Stars, del prof. Newcomb. L'autore ci fa sapere che ventitr gruppi di stelle sono stati osservati per mezzo dello spettroscopio, e che il numero delle stelle esaminate nei limiti di ogni gruppo varia, da 145 a 3000, e che il loro numero totale  di 19050. Oltre a questo numero totale, 509 stelle sono state trovate variabili, ma il curioso si  la notevole divergenza nelle proporzioni delle variabili e l'intero numero di stelle esaminate nei diversi gruppi. In due di essi, sebbene ne siano state osservate ben 1279, non ne fu trovata variabile neppur una; in tre altri la proporzione era da 1050 a 500; in altri cinque ve ne era una ogni 100, ed il resto aveva la proporzione di 1 a 6. Di 900 stelle esaminate in un gruppo stellare, ve ne erano 132 variabili!
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Riflettendo che le variabili formano soltanto una parte - ed anche piccola - dei sistemi delle stelle doppie, possiamo dire che in tutti i gruppi che posseggono una elevata percentuale di variabili - anzi una molto forte percentuale, ed in qualche caso forse tutte - debbono esistere delle stelle doppie o multiple, gravitanti una intorno all'altra. Con questa molto notevole evidenza, aggiunta a quanto si afferma per la prevalenza delle stelle doppie e variabili fra le stelle in generale, possiamo accettare quel che dice il prof. Newcomb, il quale unisce la sua testimonianza a quella del prof. Campbell gi ricordato, cio che " probabile che tra tutte le stelle esistenti, quelle solitarie siano l'eccezione piuttosto che la regola. Se ci,  vero, la regola deve riferirsi con maggior ragione alle stelle di un ammasso condensato."
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L'EVOLUZIONE DELLE STELLE.
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Finch gli astronomi non ebbero a loro disposizione il telescopio, n il mezzo ancora migliore di ricerche rappresentato dalla fotografia, nulla poteva sapersi sulla vera costituzione delle stelle, n del loro processo di evoluzione. La loro apparente grandezza, i loro movimenti, e di poche anche la distanza, si erano potuti determinare, ma soltanto la differenza nella loro colorazione ha potuto far conoscere, sebbene in modo imperfetto, perfino il grado della loro temperatura. La scoperta dell'analisi spettrale ci ha dato i mezzi di ottenere dati ben precisi sulla costituzione fisica e chimica delle stelle, iniziando cos un nuovo ramo di scienza, l'astrofisica, la quale ha gi raggiunto un grande sviluppo, tanto da fornire abbondante materiale per la pubblicazione di periodici speciali e di alcuni importanti volumi. Per vero dire, questo ramo della scienza  ben complicato, ma poich esso non  in rapporto diretto coll'argomento di cui ci occupiamo, abbiamo voluto soltanto farne un cenno, per dire come alcuni dei suoi risultati abbiano avuta la loro importanza per le questioni riguardanti la classificazione e l'evoluzione delle stelle.
Dopo lunghe serie di accurati e pazienti esperimenti, siamo arrivati a conoscere che gli spettri dei diversi elementi sono soggetti a variare, secondo il grado di temperatura cui sono sottoposti, man mano che questa temperatura si fa aumentare, per mezzo di una batteria elettrica producente una scintilla lunga parecchi piedi. Queste variazioni degli spettri non avvengono nella posizione relativa delle linee scure, ma soltanto nel loro numero, nella ampiezza e nella intensit. Altre variazioni sono dovute alla densit dell'ambiente nel quale gli elementi sono riscaldati, e al suo grado di purezza chimica. Conosciute queste diverse modificazioni spettrali, e paragonatele con lo spettro solare, e con quello delle sue appendici,  stato possibile determinare, dallo spettro, non soltanto la temperatura di una stella, in confronto a quella della scintilla elettrica o a quella del sole, ma anche lo stadio di sviluppo cui l'astro  giunto.
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Il primo risultato generale ottenuto da queste ricerche, ci afferma che le stelle pi calde sono quelle turchine o bianche, le quali posseggono uno spettro che tende al violetto, e che mostra delle linee colorate indicanti l'esistenza soltanto di gas, specialmente idrogeno ed elio.
Vengono dopo quelle che hanno uno spettro pi breve, e che non tende tanto al violetto; queste stelle hanno un colorito giallognolo, e a questo tipo appartiene il nostro sole. Infatti, tutte le stelle di questa categoria presentano le caratteristiche dello spettro solare, cio le linee scure dovute alla presenza e all'assorbimento dei vapori metallici, specialmente del ferro, allo stato gassoso.
Le stelle che appartengono al terzo gruppo hanno un pi corto spettro, e sono di color rosso. Il loro spettro presenta delle linee che indicano la presenza del carbonio.
Spesso questi tre gruppi di stelle vengono denotati cogli appellativi di stelle gassose, stelle metalliche e stelle carboniche; alcuni astronomi indicano anche il primo gruppo col nome di stelle siriane, perch Sirio, quantunque non sia la stella pi infocata, ne rappresenta caratteristicamente il tipo, e il secondo col nome di stelle solari; finalmente altri astronomi parlano semplicemente di stelle di prima classe, di seconda classe, etc. secondo il sistema di classificazione che hanno adottato.
Si comprese ben presto per che n il calore, n la temperatura delle stelle potevano fornire una sicura informazione sulla loro natura e sul loro stadio di sviluppo, poich - a meno di supporre che le stelle, sin da quando cominciarono ad esistere, siano state sempre infocate, e tutte le evidenze sarebbero contro questa supposizione - esse debbono attraversare un periodo in cui il calore aumenta gradatamente, fino a raggiungere il massimo, al quale periodo deve seguirne un altro, durante il quale ogni calore e ogni luce si disperdono. La teoria meteorica sull'origine di tutti i corpi celesti luminosi, la quale  molto adottata, spiega, a parer nostro, lo sviluppo graduale delle stelle e delle nebulose. Il suo pi valido propugnatore, Sir Norman Lockyer, ha esposto uno schema completo dell'evoluzione e della decadenza stellare, che brevemente riferiremo.
Lasciando da parte le nebulose, ci occuperemo delle stelle le quali posseggono uno spettro rigato o scanalato, indicante una temperatura relativamente bassa, e con linee che affermano la presenza del ferro, del manganese, del calcio e di altri metalli. Queste stelle sono pi o meno di color rosso: Antares, nella costellazione dello Scorpione,  una delle pi brillanti stelle di questo tipo. Si suppone che in questi corpi si vada compiendo un processo di aggregazione, e che il loro volume e il loro calore aumentino continuamente, e che quindi essi siano soggetti a notevoli cambiamenti. a del Cigno ha un aspetto simile, ma presenta uno sviluppo maggiore di idrogeno, ed  pi calda. Un calore pi grande si constata in Rigel e in  della Croce, nelle quali sono evidenti grandi masse di idrogeno, di elio, di ossigeno, di azoto e anche di carbonio, con scarse tracce di metalli. Se consideriamo le stelle pi calde, quali e di Orione e due stelle della costellazione di Argo, possiamo constatare che vi predomina l'idrogeno, con poche tracce metalliche e carboniche. La serie delle stelle che vanno verso il raffreddamento  caratterizzata, nello spettro, da spesse linee d'idrogeno, e da altre pi sottili indicanti elementi metallici, e tale serie  rappresentata gradualmente da Sirio, Arturo, dal nostro sole, e finalmente dalla 19a dei Pesci, i cui spettri presentano molte scanalature indicanti il carbonio, ma poche ed incerte indicanti la presenza di metalli. Continuando il processo di raffreddamento, si originano le stelle oscure.
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Cos abbiamo uno schema completo dell'evoluzione stellare, che rappresenta una catena non interrotta dalle mal definite ed enormemente diffuse masse di gas e di polvere cosmica che chiamiamo nebulose, alle nebulose planetarie e stellari, alle stelle variabili e doppie, a quelle rosse o bianche e, finalmente, a quelle che ci tramandano una luce interamente turchiniccia. Non dobbiamo dimenticare che le pi brillanti delle stelle, che presentano uno spettro esclusivamente gassoso, e che si trovano al punto culminante della fase ascendente nell'evoluzione stellare, non sono per questo n pi n altrettanto ardenti di quelle che si trovano nella fase discendente, perch uno dei paradossi apparenti della fisica ci avverte che un corpo pu diventare pi caldo durante il processo di contrazione con perdita di calore. La ragione di ci  che il corpo, raffreddandosi, si contrae, diviene quindi pi denso, perch una parte della sua massa grava di pi verso il centro, ed in tal guisa produce un aumento di calore, il quale, bench sia in senso assoluto minore di quello irradiato nello spazio, cagioner, date certe condizioni, un aumento di calore alla superficie; l'essenziale si  che il corpo in questione sia assolutamente gassoso, in modo da permettere una libera circolazione dalla superficie al centro. Questa legge  cos spiegata dal prof. S. Newcomb: "Quando una massa sferica di gas incandescente si contrae per l'irradiamento del suo calore nello spazio, la sua temperatura si eleva sempre, fino a che si mantiene lo stato gassoso".
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In altri termini: se la compressione viene provocata da forze esteriori, senza perdita di calore, il globo diventer pi caldo, e l'aumento di calore sar calcolabile a seconda della compressione. Ma il calore che si perde perch quella data contrazione sia possibile,  minore dell'aumento di calore che la contrazione stessa produce, poich la leggera diminuzione del calore totale, in un corpo pi piccolo, fa aumentare la temperatura della massa.
Ma se le stelle, come con ogni ragione si deve credere, differiscono anche nella costituzione chimica, poich alcune sono formate principalmente di gas permanenti, mentre altre presentano, in proporzioni differenti, diversi elementi metallici e non metallici, sarebbe necessario possedere una classificazione relativa alla costituzione stellare, come ne abbiamo una per la temperatura. Il corso evolutivo dei gruppi stellari che sono diversamente costituiti, ci si potrebbe cos rivelare assai dissimile.
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Malgrado questa restrizione, il processo di evoluzione e di decadenza dei soli, per fasi di crescente e decrescente temperatura, come dice Sir Norman Lockyer,  chiaro e suggestivo. Durante il periodo ascendente la massa e il calore di una stella aumentano, per il continuo accentramento di materie meteoriche che la gravit attira, o che cadono per virt del proprio moto di masse indipendenti. Questo processo dura fino a che tutta la materia, che circonda la stella a una certa distanza, non sia stata utilizzata, in modo che il corpo raggiunga il massimo volume, il massimo calore e la massima luce.
A questo punto la perdita di calore che avviene per irradiazione non  abbastanza compensata dal flusso di nuova materia, e si determina una lenta contrazione, accompagnata da un leggero aumento di temperatura. Quindi, dovuti alle pi stabili condizioni, si formano continuamente strati di metalli allo stato gassoso, i quali impediscono la soverchia dispersione di calore, e attenuano la soverchia luce della massa. Con ci si spiega come alcuni corpi, come il nostro sole, possano essere pi caldi delle stelle pi brillanti e pi bianche, pur non tramandando altrettanto calore. In tal modo la dispersione di calore  minore, e questo ci pu dare la spiegazione del fatto indubitabile che dalle lunghissime epoche geologiche ad oggi vi  stata pochissima diminuzione nella quantit di calore che il sole ci tramanda.
Per quel che riguarda la questione dell'ipotesi meteorica, uno dei nostri primi matematici, il prof. Giorgio Darwin, cos si esprime: "L'idea che i corpi planetari si accrescano per l'aggregamento di meteore  plausibile, e fors'anco appare pi probabile dell'altra ipotesi, secondo la quale l'intero sistema solare provenga da uno stato gassoso". Per conto mio aggiungo che una delle principali obbiezioni che siano state fatte  che le meteore sono gi troppo complicate, per poter essere considerate come materia primitiva, della quale i soli e i mondi siano stati fatti, obbiezione che non trovo valida. La materia primordiale, qualunque essa fosse, deve essere stata impiegata continuamente, e se collisioni tra globi grandi e immensi non sono mai avvenute - e ci viene asserito da molti astronomi - allora le particelle meteoriche, qualunque fosse la loro grandezza, avrebbero prodotto ci che sembra una complicazione di costituzione minerale. L'Universo materiale, probabilmente, ha esistito molto tempo prima dei primitivi elementi, e si  poi a poco a poco trasformato in essi, dando origine ai minerali che troviamo sopra la terra, e a molti altri ancora. Non sar mai adunque abbastanza ripetuta l'affermazione che nessuna spiegazione, nessuna teoria potr mai condurci alla vera origine delle cose; soltanto potremo far qualche passo incerto nelle tenebre del passato, per comprendere, per quanto imperfettamente, il processo seguto dal mondo, o Universo, per svilupparsi ed abbandonare la sua primitiva e pi semplice condizione.
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CAPITOLO 7.
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IL NUMERO DELLE STELLE  INFINITO?
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Molti dei critici della mia prima nota su questo argomento(14) hanno dato un gran peso all'obbiezione rivoltami, cio all'impossibilit in cui siamo di provare che l'Universo - di cui noi vediamo soltanto una parte - non sia infinito. Un dotto astronomo conosciutissimo(15) ha affermato che - a meno che non possa venir dimostrato che il nostro Universo abbia dei limiti - ogni argomentazione, fondata sulla posizione che noi occupiamo in esso, non  sostenibile.
Io ho cercato di dilucidare l'obbiezione, piuttosto che ammettere incautamente che, se la massima evidenza sembra giustificarla, ogni ricerca intorno al posto che noi occupiamo nell'Universo  inutile, poich, se dobbiamo considerar l'Universo come infinito, non potremo pi distinguervi alcuna differenza di posizione. Ma nemmeno questo modo di vedere sarebbe in alcun modo esatto, poich se anche l'Universo materiale fosse infinito e contenesse un numero infinito di stelle, simili a quelle che noi possiamo scorgere, dovrebbe esistere ancora un'infinita variet di distribuzione e di ordinamenti, che darebbero a certe posizioni vantaggi maggiori di quelli che noi, a quanto credo, attualmente possediamo.
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Supponiamo, per esempio, che al di l del vasto anello formato dalla Via Lattea le stelle vadano diminuendo rapidamente di numero in tutte le direzioni, per una estensione che sia 100 o anche 1000 volte quella della Via Lattea stessa, e che quindi, per una estensione altrettanto grande, vadano aumentando lentamente un'altra volta, per formare nuovi sistemi o Universi, diversi del tutto dal nostro sia per la forma che per la costituzione, e cos lontani da non possedere alcuna influenza sul nostro globo. Io sostengo che in tal caso il nostro posto nel nostro Universo stellare dovrebbe avere assolutamente la stessa importanza, e dovrebbe essere considerato come se il nostro fosse l'unico Universo materiale esistente, con attiva emissione di energia e aggregazione di materia, come se l'apparente diminuzione del numero delle stelle - fatto del resto gi osservato - possa farci supporre che tale diminuzione continui, tanto che a una distanza a noi sconosciuta non ne esista pi alcuna(16).
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Ma io non voglio discutere se altri Universi esistano, materiali o no, n propendo per l'affermativa o per la negativa. Io credo che tutte le speculazioni su ci che pu esistere o non esistere nello spazio infinito siano prive di alcun valore. Ho limitato strettamente le mie ricerche a ci che  sino all'evidenza dimostrato dagli astronomi contemporanei, e alle dirette conseguenze logiche che se ne possono trarre. Nondimeno, con mia grande sorpresa, il mio pi grande avversario dichiara che "il pi grave errore del dottor Wallace  per l'appunto quello di aver ragionato dell'infinito, cui non pu arrivare l'intelletto umano dalla stretta cerchia che noi possiamo abbracciare con la nostra limitata percezione". Io, per certo, mai lo feci, ma lo fecero molti altri astronomi. Il defunto Riccardo Proctor non solo discusse continuamente la questione riguardante la materia infinita e lo spazio infinito, ma inoltre argoment, dai supposti attributi della Divinit, sulla necessit che questo nostro Universo materiale sia infinito; e l'ultimo capitolo della sua opera Other Worlds than Ours  interamente dedicato a tale argomento. In un suo lavoro successivo, intitolato Our Place among Infinities, egli dice che "l'ammaestramento della scienza ci mette in presenza della indiscutibile infinit del tempo e dello spazio, e della infinit probabile della materia e dei suoi effetti; siamo quindi in presenza di una infinit di energia. Ma la scienza niente ci dice, niente c'insegna circa queste infinit che rimangono inconcepibili; tuttavia forse potremo giungere a persuaderci della loro realt."
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Tutto ci  molto logico, e quest'ultima affermazione  altamente importante. Nondimeno molti scrittori confessano che queste idee di infinit esercitano un'influenza sui loro ragionamenti. Nell'opera postuma di Proctor: Old and New Astronomy, il defunto Ranyard, che se ne fece editore, scrisse: "Se noi rigettiamo come un'aberrazione della nostra mente la supposizione che l'Universo sia non infinito, ci troveremo di fronte a un dilemma: o l'etere che ci trasmette la luce delle stelle non  perfettamente elastico, o una grande quantit della luce emessa dalle stelle  obliterata da corpi oscuri." Abbiamo qui un dotto astronomo, che confessa di avere ripugnanza per l'idea di un Universo finito, il quale semplificherebbe i suoi ragionamenti sugli attuali fenomeni che noi possiamo osservare. In tal modo egli fa esattamente quello di cui sono stato accusato io, erroneamente, dal mio critico. Ma, mettendo da parte qualsiasi idea o prevenzione su quanto sopra abbiamo detto, vediamo quali siano i fatti reali, indagati coi migliori strumenti astronomici, e quali le naturali e logiche illazioni che da tali fatti si possono ritrarre.
L'opinione degli astronomi che pi accuratamente hanno studiato l'argomento di cui ci occupiamo, , in generale, favorevole all'affermazione che l'Universo stellare abbia una estensione limitata, e che anche le stelle, quindi, siano in numero limitato. Qualche citazione, insieme ai fatti e alle osservazioni sui quali  fondata, potr spiegar meglio il loro pensiero su questo argomento.
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Miss A. M. Clerke nel suo mirabile volume: The System of the Stars, dice: "Il mondo siderale ha tutte le apparenze di un sistema finito.  quasi certezza la probabilit che lo spazio sparso di stelle sia di dimensioni misurabili, poich, in caso diverso, se le stelle cio fossero innumerevoli, si avrebbe una tale quantit di radiazioni luminose, da fugare ogni tenebre dal nostro cielo, e lo spazio immenso, rosseggiante di raggi di inestinguibili soli, affaticherebbe i nostri sensi col suo monotono splendore.... A meno che, come si afferma, la luce non ci arrivi attenuata a causa della lontananza.... Ma l'affermazione non ci dimostra che tale perdita sia reale anzi contrari indizi la combattono, e l'asserzione che essa inevitabilmente avvenga dipende da analogie che possono essere del tutto fantastiche. Per ora quindi noi dobbiamo tener poco conto di un problematico effetto di una pi che incerta causa."
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Il professor Simon Newcomb, uno dei pi illustri astronomi e matematici americani, in un suo recente volume: The Stars, 1902, arriva ad una conclusione simile. Il suo libro si chiude con queste parole: "L'insieme delle stelle che noi chiamiamo Universo ha una estensione limitata. Le stelle pi piccole, che noi possiamo vedere soltanto con l'aiuto di un potente telescopio, non sono, per la maggior parte, separate da noi da una distanza maggiore di quelle che hanno un grado di splendore pi intenso, esse non sono altro che stelle meno luminose, situate in una regione presso a poco equidistante" (pag. 319). E a pag. 229 di questa stessa opera d ragione della sua conclusione nei seguenti termini: "Vi  una legge ottica che viene a diradare in certo qual modo la questione. Supponiamo che le stelle siano sparse in uno spazio infinito, in modo tale che, in media, qualsiasi regione dello spazio sia ugualmente ricca di stelle. A una data distanza immaginiamo una sfera che abbia per centro il nostro sole, al di l di questa sfera immaginiamone un'altra di raggio pi grande, e al di l di questa ancora altre e altre sfere equidistanti, in numero infinito. In tal modo avremo un'infinita successione di spazi sferici, ognuno di un uguale spessore.
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"Il volume di ognuno di questi strati sferici sar presso a poco proporzionale ai quadrati dei diametri delle sfere che lo limitano. Ciascuna delle regioni limitate tra due superficie sferiche conter un numero di stelle, che diventer maggiore proporzionalmente al quadrato del raggio della regione stessa. Poich la quantit di luce che noi riceviamo da ogni stella  inversa al quadrato della distanza della stella stessa,  evidente che la quantit totale di luce emessa da tutte le stelle di ciascuna delle regioni sferiche immaginate sar costante, per cui, immaginando sempre nuove sfere, possiamo immaginare anche un aumento di luce sempre uguale per ogni sfera aggiunta, e in modo illimitato. Il risultato di ci sarebbe questo: che se il sistema stellare si estendesse infinitamente, il cielo sarebbe completamente coperto da un bagliore simile alla luce del sole."
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Ma la quantit di luce che ci inviano le stelle  stimata da un quattordicesimo a un ventesimo, o, al minimo, a un decimo di quella della luna, mentre la luce solare  uguale a quella che emetterebbero 300.000 lune piene. La luce delle stelle equivale adunque alla sestamilionesima parte di quella solare. Tenendo questo bene in mente, le possibili cause della quasi scomparsa della luce stellare, (se le stelle fossero infinite e distribuite, in media, cos fitte al di l della Via Lattea come quelle che vi sono contenute) rappresentano delle ipotesi addirittura assurde. Tali cause sarebbero: 1. la perdita di luce attraverso l'etere; 2. le stelle opache o la polvere meteorica, che intercetterebbero una parte di luce. In quanto alla prima causa, come generalmente  ammesso, non vi sono fatti evidenti che la provino, nondimeno si pu credere con molta evidenza che se essa esiste, la sua azione  cos piccola da non produrre alcun effetto sensibile per una distanza minore di centinaia e forse di migliaia di volte quella della Via Lattea. Questa probabilit la desumiamo dal fatto che le stelle le pi brillanti non sono sempre, e neppure in gran parte, le pi vicine a noi, come vien provato dal lento moto proprio di esse e dalla mancanza di parallasse misurabile. Gore dimostra che, su venticinque stelle le quali hanno un movimento proprio annuo di due secondi, soltanto due oltrepassano la terza grandezza. Molte stelle di prima grandezza, compreso Canopus, che per splendore  la seconda stella fra le pi brillanti, sono cos lontane che non  stato possibile calcolare la loro parallasse, per quanti sforzi si siano ripetutamente fatti.
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Queste stelle debbono adunque esser molto pi lontane di molte altre piccole e telescopiche, e forse altrettanto lontane che la Via Lattea, nella quale  possibile scorgere tante stelle brillanti; quindi, se una considerevole quantit di luce venisse dispersa nel percorrere tale distanza, poche dovrebbero essere le stelle tra quelle di prima, seconda e terza grandezza molto lontane da noi. Delle ventitre stelle di prima grandezza soltanto dieci hanno una parallasse di un ventesimo di secondo, e cinque delle pi piccole tra esse hanno una parallasse di appena uno o due centesimi di secondo; di due di esse non si pu affermare se una parallasse esista. Vi sono inoltre 309 stelle della grandezza 3,5; ebbene, soltanto trentuna di esse posseggono un movimento proprio maggiore di 100 secondi in un secolo, e soltanto diciotto hanno una parallase che supera un ventesimo di secondo. Questi dati sono stati tolti dalle tavole contenute nel volume del professor Newcomb, ed hanno un grandissimo significato, perch provano che le stelle pi brillanti non sono quelle a noi pi vicine, e pi ancora perch dimostrano che delle settantadue stelle la cui distanza  stata misurata con una certezza assai approssimativa, soltanto ventitre superano la grandezza 3,5, con una parallasse maggiore di un cinquantesimo di secondo, mentre non sono meno di 49 quelle inferiori all'ottava e nona grandezza, le quali sono a noi pi vicine di quelle pi brillanti!
Se esaminiamo le stelle di cui la parallasse  stata misurata dal professor Newcomb, troviamo che la parallasse media di trentadue stelle delle pi lucenti (a cominciare dalla grandezza 3,5, sino a Sirio)  di 0,11 di secondo, e quella di quarantuna altre stelle, minori della grandezza 3, 5, e sino alla grandezza 9,5,  di 0,21 di secondo, il che dimostra che in media soltanto la met di queste stelle sono pi lontane da noi di quelle pi brillanti.
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A una identica conclusione  giunto Thomas Lewis, dell'osservatorio di Greenwich, nel 1895, cio, che le stelle comprese tra le grandezze 2,70 e 8,40 circa, hanno in media una parallasse che  doppia di quella delle stelle pi lucenti. Questo fatto strano e inaspettato pu esser considerato come evidentemente contrario all'idea che avvenga una certa dispersione di luce nelle stelle pi distanti, al paragone della luce di quelle pi vicine, poich, se una tal dispersione avvenisse, il fatto sarebbe di molto pi difficile spiegazione, perch esso tenderebbe ad esagerare la dispersione della luce delle stelle pi lontane. Le stelle pi brillanti essendo quasi tutte da noi pi lontane di quello che non siano le meno lucenti fino all'ottava o nona grandezza, si pu ritenere che, se veramente una dispersione di luce avviene, le stelle pi brillanti debbono essere realmente molto pi luminose di quello che ci sembra, perch a causa della enorme lontananza una parte della loro luce si disperde prima di giungere a noi. Certamente bisogna convenire che non  stato dimostrato che la luce non subisca alcuna dispersione traversando lo spazio, ma d'altro canto  precisamente all'opposta conclusione che noi potremmo venire: se le stelle pi distanti fossero sensibilmente offuscate da questa causa, ci potrebbe esser considerato come prova che se vi  perdita di luce, essa deve esser cos piccola da non aver alcuna importanza nei limiti del nostro sistema stellare, del quale noi esclusivamente ci occupiamo.
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Questo notevole fatto della enorme distanza della maggior parte delle stelle pi brillanti rappresenta un altro valido argomento contro la dispersione della luce causata da corpi oscuri o da polvere cosmica, poich, se la luce delle stelle che hanno una parallasse minore di un quindicesimo di secondo non viene diminuita in modo apprezzabile, il fatto non pu avere alcuna importanza nei limiti del nostro Universo.
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Tanto il signor E. V. Maunder dell'osservatorio di Greenwich, che il professore W. W. Turner dell'osservatorio di Oxford, annettono molta importanza a questi corpi oscuri, e il gi menzionato Sir Robert Ball asserisce che "le stelle oscure sono incomparabilmente pi numerose di quelle che noi possiamo vedere.... e che se ci provassimo a contar tutte le stelle che esistono nel nostro Universo, limitandoci a quelle di cui possiamo scorgere il temporaneo splendore, sarebbe lo stesso che se volessimo valutare il numero dei ferri di cavallo che esistono in Inghilterra, computando soltanto quelli che sono in fabbricazione." Ma la proporzione delle stelle oscure (o nebulose) con quelle brillanti non pu esser determinata a priori, perch essa dipende dalle cause del calore delle stelle, e dalla frequenza con cui queste cause agiscono nella vita delle stelle luminose. Sarebbe necessario conoscere bene, prima della costanza della luce delle stelle brillanti durante il periodo storico, e con molta maggior precisione, la durata delle lunghissime epoche nelle quali il nostro sole ha alimentato la vita della terra, epoche che debbono essere immensamente minori della intera esistenza del nostro luminare, considerato come donatore di luce e di calore, poich la vita del maggior numero delle stelle deve esser misurata a centinaia e forse a migliaia di milioni d'anni. Ma non possediamo alcuna cognizione sulla rapidit del processo di formazione delle stelle.
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Quelle che sono chiamate nuove, e che appariscono occasionalmente, appartengono evidentemente a un diverso tipo; il loro bagliore si mostra d'un tratto e presto si dilegua, sopravvenendo una totale oscurit, quindi tali stelle ridivengono del tutto invisibili. Ma le vere stelle, con ogni probabilit, passano per i loro stadi di sviluppo (origine, aumento, maturit e decadenza) con estrema lentezza. Non  quindi possibile per noi determinare, per mezzo dell'osservazione diretta, il momento in cui si originano e quello in cui si spengono. Da questo punto di vista esse somigliano alle specie del mondo organico. Esse dapprima avrebbero potuto, probabilmente, essere a noi note, ai limiti estremi della visibilit telescopica o della sensibilit fotografica, come stelle o piccole nebulose, e l'aumento della loro luce deve esser avvenuto cos lentamente, da dover essere trascorsi centinaia e migliaia d'anni prima che noi le potessimo distinguere distintamente.
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Non accettare questo argomento solo per il fatto che noi non abbiamo mai veduto il nascere di una vera stella permanente, il che deve essere perci molto raro, rappresenta una cosa assurda e priva di alcun valore. Nuove stelle possono avere origine ogni anno ed anche ogni giorno, senza che sia possibile, per noi, l'accorgercene. Se ci realmente accadesse, la riserva dei corpi oscuri, sia riuniti in grande masse, sia allo stato di polvere cosmica, lungi dall'essere incomparabilmente pi numerosa delle stelle visibili e delle nebulose, potrebbe anche essere uguale, o, al pi, poco pi grande, e in questo caso, considerando l'enorme distanza che separa le stelle (o i sistemi stellari) l'una dall'altra, non potremmo ricevere alcuna apprezzabile impressione se alla nostra visuale fosse nascosto un considerevole numero dei corpi luminosi che costituiscono l'Universo stellare. L'argomento del professor Newcomb, adunque, circa la piccola quantit di luce perduta dalle stelle non  reso meno valido dai fatti e dagli argomenti addotti contro di esso.
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W. H. T. Monck, in una lettera ad Knowledge (maggio 1903) appoggia fortemente la mia opinione dicendo: "La quantit di luce emessa dalla luna piena secondo i miei calcoli  di 1/300.000 appena quella del sole. Supponiamo che i corpi oscuri siano 150.000 volte pi numerosi di quelli luminosi, allora tutto il cielo dovrebbe essere tanto luminoso quanto la parte illuminata dalla luna; ma tutti sappiamo che ci non avviene. Ma si  detto che le stelle, se sono infinite, devono estendersi infinitamente in una certa direzione, per esempio in quella della via Lattea, e sta bene, ma dove troviamo, osservando i punti pi luminosi della Via Lattea, uno spazio di grandezza angolare uguale a quello della luna, che tramandi a noi la medesima quantit di luce? Nei punti pi brillanti la luce forse non arriva ad essere la centesima parte di quella della luna piena".
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Concludiamo adunque affermando che, se anche le stelle oscure fossero 15 milioni di volte pi numerose di quelle luminose, l'argomento del Prof. Newcomb sarebbe ancora applicabile contro un infinito Universo di stelle della stessa densit media della parte a noi visibile.
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EVIDENZA TELESCOPICA DEI LIMITI DEL SISTEMA STELLARE.
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Sul principio del secolo decimonono i telescopi, che si facevano vieppi potenti, accrebbero in modo considerevole il numero delle stelle visibili, si credette quindi che il numero di queste sarebbe divenuto infinito, perch le stelle parevano davvero in numero infinito, tanto che non sarebbe stato possibile contarle. Ma in questi ultimi anni  stato osservato che l'aumento delle stelle visibili al telescopio non  cos grande come si sarebbe potuto credere, e che, in molte parti del cielo, una lunga esposizione delle lastre fotografiche ha rivelato, relativamente, l'esistenza di poche stelle, oltre quelle ottenute da una pi breve esposizione del medesimo apparecchio.
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La testimonianza del signor I. E. Gore,  molto esplicita. Egli afferma: "La poca riflessione che alcuni consacrano a questo argomento, produce il risultato di far credere che il numero delle stelle sia infinito o almeno cos grande da non potersi contare. Questa idea  del tutto assurda, e non pu attribuirsi che ad una completa ignoranza delle scoperte astronomiche.  senza dubbio vero che, per una certa estensione, pi il telescopio adoperato per esaminare il cielo  potente, pi il numero delle stelle sembra aumentare, bench sia indiscutibile che esista un limite nell'aumento del potere visivo telescopico, ed ogni evidenza chiaramente dimostri che ci andiamo rapidamente avvicinando a tale limite.
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Ma sebbene il numero delle stelle visibili nelle Pleiadi sia aumentato da quando il telescopio fu adoperato per la prima volta, e sebbene la fotografia abbia in sguito accresciuto anche maggiormente il numero delle stelle che si trovano in questo bellissimo gruppo,  stato recentemente osservato che una pi lunga esposizione (pi di tre ore) aggiunge poche stelle al numero di quelle visibili nella fotografia presa all'osservatorio di Parigi nel 1885, nella quale se ne contano circa 2000. Inoltre, assieme con questo gran numero di stelle che occupano una cos piccola area del cielo, degli spazi vuoti, relativamente grandi, si scorgono fra le stelle, ed un'occhiata data alla fotografia originale basta per far comprendere quale ampio spazio vi sarebbe per contenerne un numero molto e molto maggiore di quello che vediamo, tanto che io credo che se tutto il cielo fosse ricco di stelle come lo spazio occupato dalle Pleiadi, ve ne sarebbero almeno 33 milioni in ambedue gli emisferi."
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Quindi, rammentando che il prof. Celoria, con un telescopio che rende visibili le stelle sino all'undecima grandezza, pot vedere su per gi soltanto lo stesso numero di stelle, vicino al polo della Via Lattea, di quello veduto da Guglielmo Herschel con un telescopio, molto pi grande e pi potente, il Gore osserva: "La loro assenza sembra fornirci una sicura prova che stelle molto deboli non esistono in quella direzione e che, da quella parte almeno, l'Universo siderale sia limitato".
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Giovanni Herschel accenna al medesimo fenomeno, e dice che anche nella Via Lattea si trovano "spazi assolutamente oscuri e affatto privi di stelle, anche di quelle della pi piccola grandezza telescopica", ed aggiunge ancora: "Se pure non mancano affatto, piccolissime sono le stelle e cos poco numerose da farci irresistibilmente concludere che in quelle regioni vediamo veramente al di l dello strato stellare, poich altrimenti sarebbe impossibile, supponendo che la luce emessa dalle stelle non sia intercettata, che il numero di quelle appartenenti alle pi piccole grandezze non vada continuamente aumentando all'infinito. Inoltre in tali casi il fondo del cielo, veduto tra le stelle,  per lo pi perfettamente oscuro, cosa che non avverrebbe se vi si trovasse un'innumerevole moltitudine di stelle, anche se esse fossero tanto piccole da non poter essere osservate."
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E aggiunge ancora: "Per una larga estensione della Via Lattea, ed in ambidue gli emisferi, osservasi un'uniforme oscurit del cielo, sul quale si disegnano le stelle, e l'assenza di una innumerevole moltitudine, o di un eccessivo accumulo di stelle pi piccole, ma di visibile grandezza, e la mancanza del bagliore prodotto dall'addensarsi della luce proveniente dagli ammassi di stelle troppo piccole per essere scorte ad occhio nudo - il che sarebbe indispensabile per appoggiare la opinione contraria - sono fatti che devono essere, a mio parere, considerati come indizi non equivoci che le dimensioni della Via Lattea, nelle direzioni dove queste condizioni esistono, sono, non solamente non infinite, ma occupano uno spazio che i nostri potenti telescopi possono penetrare ed anche oltrepassare."(17)
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Quest'opinione espressa da un astronomo, che fra gli altri scienziati contemporanei  forse l'autorit pi competente, e che a questo quesito scientifico ha dedicato molta parte della sua vita, studiando con grande amore tutto l'Universo stellare, non pu esser leggermente trascurata, per accettare le congetture di coloro che vogliono farci credere ad un'infinit di stelle, a meno che non possa provarsi, in modo assoluto, il contrario. Ma, mentre nessuna prova evidente pu essere addotta per provare l'infinit, ch anzi tutti i fatti e tutti gli indizi accennano, come abbiamo detto, ad una conclusione opposta, noi dobbiamo fidarci di questa evidenza, e ammettere che l'Universo stellare abbia un'estensione limitata.
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Il dottor Isaac Roberts, dopo avere adoperato per le medesime ricerche le lastre fotografiche, scrive: "Undici anni or sono furono prese delle fotografie della grande nebulosa di Andromeda col riflettore di venti pollici, prolungando l'esposizione delle lastre anche per quattro ore. Sopra alcune di esse si videro le immagini delle stelle fino alla diciassettesima e diciottesima grandezza, nonch quelle delle nebulose del medesimo grado di splendore. Le pellicole delle lastre ottenute in quei giorni erano meno sensibili di quelle che avevano servito cinque anni prima, e durante questo periodo erano state fotografate le nebulose con una esposizione di oltre quattro ore e con un riflettore di venti pollici; ma n estensione delle nebulose, n aumento nel numero delle stelle pu scorgersi tanto sulle prime che sulle seconde lastre, quantunque le immagini delle stelle e delle nebulose abbiano maggiore intensit su queste ultime."
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Fatti esattamente simili sono stati osservati nella grande nebulosa di Orione e nel gruppo dalle Pleiadi. Nella Via Lattea sono state prese delle fotografie della costellazione del Cigno coi medesimi strumenti, con esposizioni che variano da un'ora a due ore e mezzo, ma nessun indizio dell'esistenza di qualche stella di luce pi debole fu notato in alcuna di essa, e il fatto  stato confermato ancora da altre fotografie prese in altri punti della sfera celeste.
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LEGGE DEL NUMERO DECRESCENTE DELLE STELLE.
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Ora noi ci faremo a considerare un'altra prova non meno importante delle due gi accennate, quella che potrebbe esser considerata come una legge secondo la quale diminuisce il numero delle stelle oltre una certa grandezza, come  stato osservato con potentissimi telescopi.
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Da qualche anno la grandezza delle stelle  stata calcolata con molta esattezza per mezzo di accurati esperimenti fotometrici. Le stelle fino alla sesta grandezza, che sono visibili ad occhio nudo, sono chiamate stelle lucenti. Tutte le stelle pi deboli sono telescopiche, e man mano che la grandezza decresce, secondo una serie nella quale la differenza di luce fra ciascuna successiva grandezza  eguale, si arriva alla diciassettesima grandezza, che indica il limite di visibilit nei pi grandi telescopi attualmente esistenti. Con la scala ora usata, una stella di qualsiasi grandezza d quasi due volte e mezzo maggior luce di un'altra che appartenga alla grandezza successiva, e, per accurati confronti, l'apparente splendore di ogni stella  stabilito a un decimo di una grandezza che facilmente pu essere osservata. Certamente, a causa della differenza nel colore delle stelle, queste determinazioni non possono essere fatte con assoluta esattezza, ma se vi  qualche errore  di poca importanza. Secondo questa scala, una stella di sesta grandezza d circa la centesima parte di luce, in media, di una stella di prima. Sirio, che  eccezionalmente luminoso, d nove volte maggior luce di qualsiasi stella di prima grandezza.
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Sappiamo che dalla prima alla sesta grandezza le stelle aumentano in numero con una crescente proporzione, che  circa tre volte e mezzo maggiore di quella della precedente grandezza. Il Prof. Newcomb afferma che le stelle fino alla sesta grandezza sono 7647. Per le altre grandezze il numero e cos grande, che  difficile poterlo calcolare con precisione, nondimeno vi  una meravigliosa continuazione della medesima legge di aumento sino alla decima grandezza, che si crede comprenda due milioni trecento undici mila stelle, il che  molto vicino alla proporzione di 3,5 determinata per le stelle lucenti.
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Ma al di l della decima grandezza, nel gran numero di stelle deboli visibili solamente con l'aiuto dei migliori e dei pi grandi telescopi, constatiamo un subitaneo cambiamento nella proporzione con cui cresce il numero delle stelle, man mano che diminuisce la grandezza. Queste stelle sono talmente numerose che  impossibile contarle, cos come  difficile contare le stelle di grandezza maggiore; pure parecchie volte ne  stata tentata la prova da diversi astronomi, i quali hanno diviso il cielo in piccole aree, ottenendo con questo mezzo una media approssimativa, cos che  ora possibile conoscere approssimativamente il numero delle stelle visibili, sino alla diciassettesima grandezza. Dopo aver fatto studi speciali su questo soggetto, gli astronomi hanno annunciato che il numero totale delle stelle visibili non deve eccedere i 100 milioni.(18)
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Ma se noi consideriamo il numero delle stelle sino alla nona grandezza, numero che possiamo asserire di conoscere quasi esattamente, e calcoliamo quindi il numero delle stelle in ciascuna successiva grandezza, fino alla diciassettesima, secondo la medesima proporzione di aumento, la quale corrisponde molto da vicino anche a quella delle stelle di maggior grandezza, secondo il Gore il numero totale delle stelle dovrebbe essere di circa mille quattrocento milioni. Come pu credersi, nessuno di questi calcoli la pretende ad esattezza, essi per sono fondati su tutti i fatti che possono riuscire utili allo scopo, e sono in generale accettati dagli astronomi come quelli che pi si avvicinano alla realt. La discrepanza tra questi risultati  cos enorme, che probabilmente nessun accurato astronomo che osservi il cielo con un telescopio molto potente, dubita che vi sia una vera e rapidissima diminuzione nel numero delle stelle pi deboli, in confronto di quelle pi brillanti.
Ma vi  ancora un altro indice del diminuir continuo delle stelle, che potrebbe esser giudicato come concludente, e, per quel che rammento, non  stato ancora accennato in questa relazione. Perci ne dir brevemente.
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IL RAPPORTO TRA LA LUCE E IL NUMERO DELLE STELLE PI DEBOLI.
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Il Prof. Newcomb accenna ad un buon resultato dipendente dal fatto che, mentre la media della luce tra le stelle di successive grandezze pi piccole diminuisce in proporzione di 2,5, il loro numero aumenta nella proporzione di 3,5. Da ci ne resulta che, fintanto che questa legge di aumento continua, il totale della luce delle stelle va aumentando di circa il cinque per cento, per ciascuna grandezza successiva, come si vede dalla seguente tavola:
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GRANDEZZA 1 LUCE TOTALE = 1
" 2 " = 1,4
" 3 " = 2,0
" 4 " = 2,8
" 5 " = 4,0
" 6 " = 5,7
" 7 " = 8,0
" 8 " = 11,3
" 9 " = 16,0
" 10 " = 22,6
Luce totale delle prime 10 grandezze = 74,8.
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Dunque, il totale della luce emessa dal numero complessivo delle stelle, sino alla decima grandezza,  settantaquattro volte pi grande di quello delle poche della prima grandezza. Noi vediamo ancora che la luce totale emessa dalle stelle di qualsiasi grandezza,  circa due volte maggiore di quella delle stelle di due grandezze precedenti, cos che possiamo calcolare facilmente qual luce addizionale potremmo ricevere da ciascuna grandezza addizionale, se esse continuassero a crescere in numero al di l della decima grandezza, come avviene sino alla grandezza suddetta.  stato calcolato, dopo accuratissime osservazioni, che il totale della luce delle stelle sino alla grandezza 91/2  un ottantesimo di quello della luna piena, bench di talune sia anche assai maggiore. Ma se noi continuiamo la tavola della proporzione di luce, partendoci dal pi basso punto luminoso e arrivando alla grandezza diciassettesima e 1/2, troveremo, se il numero delle stelle ander sempre crescendo con la medesima proporzione, che la luce complessiva di esse dovrebbe essere almeno sette volte maggiore di quella della luna piena, mentre le misure fotometriche la limitano soltanto a un ventesimo.
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Rapportando il calcolo della proporzione di luce solamente alle stelle visibili coi pi potenti telescopi, senza comprenderne alcuna di quelle delle quali soltanto la fotografia ha provato l'esistenza, avremo in questo caso una dimostrazione che il numero delle stelle dalla decima fino alla diciassettesima grandezza diminuisce rapidamente. Dobbiamo ricordarci che le pi piccole stelle telescopiche sono in enorme preponderanza nella Via Lattea e nelle vicinanze di questa. Ad una certa distanza dall'area occupata dalla Via Lattea, esse diminuiscono rapidamente ed ai suoi poli sono quasi totalmente assenti, e questo  dimostrato dal fatto gi riferito, che il Prof. Celoria di Milano, con un telescopio di un'apertura minore di tre pollici, cont in una regione quasi altrettante stelle, quante ne aveva contate l'Herschel con un riflettore di 10 pollici. Ma se l'Universo stellare ha un'estensione senza limiti, difficilmente si pu supporre che tale illimitata estensione esista in un solo piano; quindi l'assenza di stelle minime e di luce galassica diffusa nella maggior parte del cielo, deve esser ritenuta come prova certa che la miriade di piccolissime stelle che vediamo nella Via Lattea appartengono veramente a questa e non alla profondit dello spazio che si vede al di l.
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A me pare che in tale modo noi abbiamo una prova diretta che le stelle del nostro Universo siano veramente in numero limitato; ci si pu dimostrare con quattro diverse argomentazioni, che, con maggiore o minor forza, mirano tutte alla conclusione che l'Universo stellare che vediamo intorno a noi, lungi dall'essere infinito,  strettamente limitato nell'estensione, nella forma e nella costituzione ben definita. Questi argomenti possono essere riassunti brevemente come segue:
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1) Il Prof. Newcomb dimostra che, se le stelle fossero in numero infinito, se quelle che noi vediamo non fossero che una ben meschina parte del numero totale di esse e se non vi fossero sufficienti corpi oscuri per mitigare la quantit complessiva della loro luce, noi dovremmo riceverne da esse, teoricamente, pi che dal sole. Ho detto, ed assai lungamente, che nessuna delle cause accennate di disperdimento di luce ha un valore, per l'enorme sproporzione fra la luce ipotetica e quella reale che emettono le stelle, e perci l'argomento del Prof. Newcomb deve ritenersi come valido contro l'idea di un Universo infinito, cosa che del resto non  certo contraria all'esistenza di altri Universi nello spazio. Ma di questi noi niente possiamo sapere, cio se sono materiali o non materiali, e il ricercar di essi sarebbe cosa meno che inutile.
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2) Il secondo argomento si basa sul fatto che, in ogni punto del cielo e nella Via Lattea stessa, esistono spazi immensi: fenditure, viuzze, spazi circolari, dove le stelle o mancano affatto, o sono deboli e poche. In molte di queste aree i pi grandi e potenti telescopi non scoprono maggior numero di stelle che quelli pi piccoli, e queste stelle spiccano sempre sopra un fondo intensamente scuro. Guglielmo Herschel, Humboldt, Giovanni Herschel, R. A. Proctor e molti altri astronomi ancora viventi, sostengono che da queste aree oscure, fenditure, spazi circolari, possiamo vedere, al di l del nostro Universo stellare, profondit prive di stelle.
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3) Il terzo argomento  rappresentato dal fatto notevole che il costante aumento del numero delle stelle sino alla nona e decima grandezza segue costantemente una proporzione, e la cambia gradualmente o subitamente dopo, cosicch il numero totale delle stelle dalla decima sino alla diciassettesima grandezza  solamente di circa un decimo di quel che dovrebbe essere se il numero continuamente aumentasse con le medesime proporzioni. Quello che dobbiamo dedurre da tutto ci  ovvio, cio: che le stelle deboli divengono sempre e sempre pi diradate nello spazio, e che il fondo scuro sul quale le vediamo ci dimostra che, eccettuate le regioni della Via Lattea, non vi sono moltitudini di piccole stelle invisibili al di fuori di essa.
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4) L'ultimo argomento che parla in favore dell'opinione che l'Universo stellare non sia infinito, e che validamente appoggia i tre primi,  il calcolo del numero delle stelle dalla quantit di luce di ciascuna successiva grandezza.
I quattro differenti argomenti ora addotti possono ritenersi come atti a costituire, il pi approssimativamente che le circostanze lo permettano, una prova soddisfacente che l'Universo stellare, del quale il nostro sistema solare forma una parte, ha limiti definiti; e che perci una pi concreta conoscenza della sua forma, della sua struttura e della sua estensione non sar cosa impossibile per gli astronomi dell'avvenire.
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FINE Parte.