EQUAZIONE
EQUAZIONE
. In astronomia questa parola ha assunto, nell'uso tradizionale, varî significati, nettamente diversi da quello che ad essa si dà nell'analisi matematica (v. equazioni).
Equazione della luce. - In generale è il tempo, che impiega la luce a percorrere la distanza da un astro a noi. In particolare, e comunemente, chiamasi col nome di equazione della luce, o anche con quello di "tempo-luce", il tempo che impiega la luce a venire a noi dal Sole, quando esso è alla sua distanza media dalla Terra. La prima determinazione di tale costante fisico-astronomica si deve a O. Römer che la valutò in 500 secondi di tempo medio. Seguono J. B. Delambre che dedusse il valore di 493,2 secondi, indi S. Glasenapp, che ottenhe 500,84 secondi. Tali determinazioni sono tutte notoriamente basate sulle osservazioni delle occultazioni e riapparizioni dei satelliti di Giove rispetto al disco del pianeta. La più recente determinazione è del Sampson; il quale, compulsando una lunga serie di osservazioni di eclissi dei satelliti di Giove fatte a Harvard College, concluse con il valore di 498s,7 ± 1s,3 (v. aberrazione: Aberrazione della luce, I, p. 65 seg.; luce; parallasse).
Equazione del tempo. - È la differenza fra tempo solare medio e tempo solare vero; ossia la quantità che si deve algebricamente aggiungere al tempo medio per avere il vero. Quantità variabile d'anno in anno e nel corso d'uno stesso anno, l'equazione del tempo raggiunge valori assoluti massimi in quattro epoche. Precisamente, per il 1932, + 14m 23s intorno al 12 febbraio; − 3m 47s intorno al 15 maggio; + 6m 21s intorno al 27 luglio; e − 16m 21s intorno al 3 novembre. Si deve a J. Flamsteed di aver rigorosamente precisato nell'irregolarità del moto della Terra sulla sua orbita e nell'obliquità dell'eclittica rispetto all'equatore le due cause determinanti dell'equazione del tempo. Cause rilevate già anche da Keplero, il quale però credette erroneamente come concorrente anche una non uniforme rotazione della Terra attorno al proprio asse.
Equazione personale. - È una fonte d'errore nelle osservazioni astronomiche - e, in generale, in tutte le azioni di stima o di misurazione - dipendente da ragioni fisiologiche. Per essa lo stesso fenomeno viene diversamente apprezzato da osservatori diversi. Tipica l'equazione personale, che ciascun astronomo ha nell'osservazione dei passaggi d'un astro per i fili d'un reticolo micrometrico, nella misurazione della distanza dell'angolo di posizione d'una stella doppia, ecc.