Per tener conto del progressivo sfasamento tra le due scale di tempo dovuto al citato rallentamento e per non rinunciare alla precisione consentita dagli orologi atomici, nel 1972 si trovò un compromesso che portò alla definizione del tempo universale coordinato (U.T.C), attualmente usato come misura ufficiale del tempo nel mondo. In sostanza il tempo scorre come il tempo atomico internazionale (T.A.I), quando la differenza rispetto al tempo universale (U.T.) si approssima ad un secondo si aggiunge un secondo, detto secondo intercalare, alla scala del tempo U.T.C. in modo da mantenere questa differenza inferiore a 0,9 secondi. L’inserzione del secondo intercalare viene decisa dall’International Earth Rotation Service che misura in continuità la velocità della rotazione terrestre. Le date preferenziali per l’inserzione del secondo intercalare sono il 30 giugno ed il 31 dicembre.
Il confronto fra i tempi calcolati e quelli osservati di un evento che coinvolge la Luna, come un’eclisse o un’occultazione, conduce alla determinazione per via diretta dell’errore dovuto al rallentamento terrestre (T.T.-T.U.) in quel dato momento.
Questa differenza viene definita come DT ed un’analisi di una serie di questo tipo di osservazioni consente il tracciamento della curva di DT, con diversi gradi di accuratezza risalendo nel tempo fino al 700 a.C..
Le osservazioni telescopiche delle occultazioni da parte della Luna di alcune stelle forniscono una determinazione del DT notevolmente precisa; naturalmente questo tipo di osservazione riguarda solo gli ultimi quattro secoli. Queste osservazioni assai precise hanno messo in evidenza una “fluttuazione decennale” nella lunghezza del giorno con un’ampiezza tipica di 3 ms e con una periodicità di circa trent’anni. La causa principale di queste fluttuazioni sembra da ascriversi al trasferimento di momento angolare tra il nucleo fluido della Terra ed il mantello solido che lo circonda.
Le osservazioni telescopiche seppur utilissime ed accurate, non coprono un sufficiente arco di tempo per rilevare l’andamento su lunga scala della rotazione terrestre: questo effetto finisce per essere nascosto dalle fluttuazioni decennali. Al contrario, le osservazioni antiche pur essendo senza dubbio meno precise, sono al riparo dalle incertezze introdotte dalle fluttuazioni più brevi rivelando chiaramente gli effetti dei meccanismi di lungo termine, come le maree. Da qui l’importanza delle osservazioni pre – telescopiche per quanto approssimative possano essere.
Nel lungo intervallo di tempo coperto dalle osservazioni visuali, che si estende per circa 2300 anni, tra il 700 a.C. e il 1600, le eclissi di Sole e di Luna offrono i dati più preziosi per investigate le variazioni della lunghezza del giorno: essendo eventi altamente spettacolari, furono attentamente seguiti in varie parti del mondo antico.
Le eclissi di Sole e di Luna ricorrono abbastanza frequentemente in una data regione del pianeta: mediamente, nel corso di un secolo in ogni punto della superficie della Terra si dovrebbero poter osservare 95 eclissi lunari e 38 solari, fra totali e parziali. Gli antichi osservatori spesso prendevano nota dei tempi delle varie fasi delle eclissi sia di Luna che di Sole registrandole con precisione migliore di alcuni minuti.
Il motivo principale di queste osservazioni era il verificare la precisione degli almanacchi del tempo e migliorare le previsioni future. Gli astronomi medievali arabi, programmavano di misurare i tempi delle eclissi da località diverse allo scopo di determinare le differenze di longitudine.
Storici e cronisti pur poco avvezzi all’astronomia, mostrarono sempre un notevole interesse per le eclissi totali di Sole. Riferendo di questi eventi essi tendevano a sottolineare l’aspetto spettacolare del fenomeno e non di rado indicavano chiaramente il caso in cui il Sole era completamente oscurato oppure quando restava visibile una piccola porzione del disco, annotando, nel primo caso, l’eventuale comparsa nel cielo delle stelle a testimonianza del buio che era disceso.
Quattro sono le principali fonti di registrazioni antiche su cui si può fare affidamento per la ricostruzione delle eclissi storiche: Babilonia, la Cina, l’Europa e l’Arabia.
Di contro sorprende abbastanza che finora non si sia trovata alcuna registrazione utile che abbia origine dall’antico Egitto (con eccezione della città greco – romana di Alessandria), dall’India o dall’America Centrale. Anche dai Maya che pur avevano sviluppato conoscenze astronomiche molto avanzate e padroneggiavano le tecniche per la previsione delle eclissi non ci è giunta alcuna notizia inerente osservazioni di eclissi.
Di seguito in base alle cronache delle osservazioni si cercherà di derivare il DT (là ove sono presenti misure temporali), oppure stabilire dei limiti al suo valore. In particolare, le osservazioni di eclissi totali di sole in cui l’ora non è specificata, spesso consentono di stabilire la fase rotazionale della Terra entro margini abbastanza ristretti. Benché la fascia di totalità di un’eclissi si sviluppi per diverse migliaia di chilometri di lunghezza, la larghezza spesso non supera i 250 km. Quindi soltanto per un insieme discreto di DT un’eclisse specifica potrà essere totale in un dato luogo.
BAGNATI Ing. Massimo
ASPAN