Il transito di Venere del 1874

   Già nella seconda metà del Settecento erano state calcolate le effemeridi del transito del 1874. Si sapeva infatti, che la totalità avrebbe interessato buona parte dell'Asia, l'Africa orientale e meridionale e gli Oceani Indiano e Pacifico del sud, fino alla Nuova Zelanda. Nell'Europa meridionale e nella parte nord-occidentale dell'Africa, sarebbe stata visibile solo la fine, con il Sole al nascere. L'Oceano Pacifico occidentale, le coste orientali dell'Asia, le isole Marianne e la Nuova Guinea avrebbero invece avuto Venere in uscita con il Sole al tramonto (fig. 5).

   Per la ricerca della parallasse durante questo transito furono indicati tre metodi d'osservazione: fotografico, eliometrico e spettroscopico.

   La tecnica fotografica preferita dai francesi nelle riprese del transito fu quella classica, anche se antiquata, della daguerrotipia, mentre solo qualche ripresa sperimentale fu eseguita con le lastre al collodio. Gli inglesi e i tedeschi accantonarono invece definitivamente i daguerrotipi ed impiegarono le più sensibili e pratiche lastre secche.

   Il secondo metodo d'osservazione si basava sulla misura della distanza dei centri di Venere e del Sole durante il passaggio e faceva uso dell'eliometro (strumento ottico per misure di diametro dei pianeti).

   Infine, il terzo metodo, quello spettroscopico, che ebbe tra i suoi promotori l'astronomo reggiano padre Secchi (1818-1878), fu ritenuto particolarmente indicato per il rilevamento dei contatti esterni, anche se appariva alquanto difficoltoso posizionare con precisione la fenditura dello strumento nel punto esatto del contatto tra i due lembi.

   Le località di destinazione scelte per le missioni inglesi si trovavano nell'Africa del nord, in India e nell'Oceano Pacifico.

   Gli Stati Uniti organizzarono tre spedizioni nell'emisfero nord, Vladivostok, Pechino e Nagasaki, e cinque in quello sud, all'isola Kerguelen, due in Tasmania, Nuova Zelanda e alle isole Chatham.

   La Germania, sotto la guida del direttore dell'Osservatorio di Berlino, organizzò sei spedizioni che avrebbero dovuto applicare tutti i principali metodi proposti per l'osservazione del transito: visuale, eliometrico, fotoeliografico nonché il rilevamento degli angoli di posizione.

   La Francia, che pur usciva da una guerra sfortunata, anche in occasione di questo importantissimo transito si organizzò con la solita ampiezza di mezzi, attrezzando ben sei stazioni dotate di ottimi strumenti astronomici. Le stazioni francesi, divise in boreali e australi, avevano base a Pechino, Yokohama in Giappone e Saigon.

   La Russia organizzò ben 27 stazioni d'osservazione, principalmente dislocate in Siberia. Essi disponevano di strumenti di buona qualità.

   Arriviamo infine all'importante spedizione italiana ottimamente organizzata da Tacchini (1838-1905) con l'appoggio di padre Secchi. La spedizione ebbe come destinazione Muddapur nel golfo del Bengala. Tacchini, insieme a Secchi, era tra i pochi astronomi che, anche a livello internazionale, sostenesse l'impiego della spettroscopia per i contatti di Venere sul Sole.

   É opportuno ricordare che alla seconda metà dell'Ottocento, l'Italia era all'avanguardia nello sviluppo delle tecniche spettroscopiche applicate alle ricerche solari.

   Padre Secchi, per stimare i contatti esterni durante il passaggio di Venere, aveva proposto l'uso di un cannocchiale di buona potenza dotato di uno spettroscopio prismatico in grado di mostrare separate le righe solari di Fraunhofer. Il suggerimento di Secchi fu immediatamente accolto da Tacchini, che si propose di osservare il transito sia con la tecnica tradizionale sia con i nuovi apparati spettroscopici.

   Il 16 ottobre 1874, a Venezia si imbarcarono, oltre a Tacchini, Dorna, dell'Osservatorio di Torino, Abetti dell'Osservatorio di Padova ed il tecnico Cognato. All'alba del giorno del transito, il cielo era coperto, con solo qualche sprazzo di sereno. Rasserenatosi il cielo, Tacchini fece una rivelatrice osservazione dell'atmosfera di Venere. Un istante prima dell'entrata del disco del pianeta nella fenditura, egli notò che lo spettro solare subiva delle modificazioni. Egli attribuì il fenomeno all'atmosfera venusiana che suppose costituita da una grande quantità di vapor acqueo.

   L'analisi ufficiale dei dati ricavati dalle osservazioni britanniche durante il transito del 1874 fu eseguita dall'astronomo reale Airy che ne pubblicò i risultati solamente nel 1878. Dai calcoli risultarono due valori della parallasse, uno per l'ingresso, pari a 8.739", e l'altro per l'egresso, 8.847". Il valore adottato da Airy, ottenuto dalla media pesata di tutte le coppie dei dati d'osservazione, fu di 8.76", che differisce da quello odierno di 0.04". Dal confronto delle osservazioni francesi a Saint-Paul e Pechino, con il metodo di Halley, ottenne una parallasse di 8.88". Ma, confrontando quella di Nagasaki di Janssen e quella di Mouchez a Saint-Paul, il risultato era 8.96".

   In sostanza, con questo metodo, la parallasse variava nell'intervallo tra 8.78" e 9.17". Le differenze non trascurabili delle misure, arrivano fino a 0.5", pari a 1/18 del valore cercato.

   Le riprese fotografiche del transito con i fotoeliografi britannici furono invece considerate un sostanziale fallimento. Il motivo principale di questa valutazione negativa era dovuto al fatto che il bordo del Sole, all'esame microscopico delle fotografie, appariva indistinto e sfumato, anziché netto e ben definito.

   Ma altre cause, in parte già note agli astronomi che osservarono il transito del 1769, avevano concorso a decretare l'inadeguatezza dei transiti di Venere per il calcolo accurato della parallasse solare. In particolare, la quasi onnipresente "black drop" e l'atmosfera di Venere, che danno luogo ad una complessa serie di fenomeni ottici, della durata di diversi secondi, che rendeva quasi impossibile il rilevamento degli esatti istanti dei contatti geometrici.