Basilica di San Petronio: differenze tra le versioni
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Come riportato negli atti della fabbriceria, il 12 giugno [[1655]] viene incaricato l'astronomo [[Giovanni Domenico Cassini]] di realizzare una nuova meridiana in sostituzione della precedente, questo perché il Riccioli fece presente che lo gnomone del Danti, essendo la basilica ancora in fase di completamento, avrebbe cessato di funzionare, cosa che avvenne nel [[1656]] quando poi venne demolito il muro di fondo della navata sinistra.
La meridiana di Cassini venne terminata nel dicembre del [[1657]]. Le sue misure sono eccezionali: con una lunghezza pari a 66,8 metri, ancora oggi ne fanno la meridiana più grande al mondo. Per la realizzazione, Cassini decise di sfruttare la massima altezza possibile e riuscì a fissare la lastra col foro gnomonico ad un'altezza pari a "1000 once del piede regio di Parigi" (all'epoca l'unità di misura lineare usata normalmente dagli scienziati europei), corrispondente a 27,07 metri, più volte verificata per via di piccoli cedimenti strutturali o a terremoti. Il foro della lastra, avendo un diametro
Una completa ricostruzione della Meridiana avvenne nel [[1776]] ad opera di [[Eustachio Zanotti]], il quale pur mantenendo le caratteristiche della Linea, sostituì completamente i marmi realizzando quanto ora vediamo: oltre ai marmi che recano i segni dello zodiaco con funzione di fornire una orientativa informazione mensile, la lunga Linea (a cui venne sostituita la verga centrale in ferro con barre d'[[Ottone (lega)|ottone]] e [[rame]]), riporta una doppia scala numerica. La prima scala, descritta da una lapide come ''PERPENDICVLI PARTES CENTESIMÆ'' (Centesime Parti della Perpendicolare) indica la percentuale dell'altezza gnomonica, al fine di rilevare con precisione l'altezza solare meridiana. La seconda scala (''HORÆ ITALICÆ MERIDIEI'', Ore Italiche del Mezzodì) converte l'ora del mezzogiorno locale nell'antico sistema dell'[[Ora italica]] di Campanile, in cui le ore 24 coincidevano con mezz'ora dopo il tramonto del Sole, cioè con le campane dell'Ave Maria.
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Sia per le dimensioni che per l'elevata accuratezza costruttiva, la meridiana rese possibile di effettuare nuove importanti misure sulla [[Rifrazione atmosferica|rifrazione]], cioè sulla deviazione che subisce la luce di un astro attraversando l'atmosfera e che lo fa apparire più alto sopra l'orizzonte di quanto non sia. Inoltre Cassini riuscì a calcolare, con una precisione mai raggiunta prima, alcune grandezze astronomiche fondamentali come l'obliquità dell'[[eclittica]] (che egli determinò in 23°29ʹ15ʺ, di soli 22ʺ superiore a quella reale), la durata dell'[[anno tropico]], la posizione di [[equinozi]] e [[solstizi]].
Nel 1736 [[Eustachio Manfredi]], analizzando ottant'anni di osservazioni eseguite mediante la meridiana, dimostrò che l'obliquità dell'eclittica non è costante, e ne valutò la diminuzione in poco meno di un secondo d'arco all'anno (solo in epoca moderna si è scoperto che l'obliquità oscilla tra 22.2° e 24.4° con periodo di circa 41.000 anni).<ref>Berger, A.L. (1976). "Obliquity and Precession for the Last 5000000 Years". Astronomy and Astrophysics
Cassini battezzò la meridiana "[[eliometro]]" e se ne servì per misurare il diametro del Sole, ottenendo probabilmente la prima verifica sperimentale della seconda legge di [[Giovanni Keplero|Keplero]], che sostiene che la Terra ha una velocità maggiore quando è più vicina al Sole e si muove più lentamente quando è più lontana o, più precisamente, che la linea che congiunge il pianeta al Sole descrive aree uguali in intervalli di tempo uguali. Per deciderlo bisognava osservare se il diametro del Sole diminuisse nello stesso modo in cui diminuiva la sua velocità, il che avrebbe voluto dire che certamente la diminuzione di velocità era solo apparente. Riuscì a determinare le variazioni del diametro solare, con la precisione di circa un minuto d'arco, misurando le dimensioni dell'immagine proiettata sul pavimento della chiesa: da 168 × 64 cm d'inverno a 26 cm di diametro d'estate. Si dimostrò, così, che il diametro apparente del Sole diminuiva man mano che aumentava la distanza dalla Terra, ma non diminuiva, tuttavia, nello stesso modo con cui diminuiva la sua velocità. Questo significava che la disuniformità apparente del moto solare corrispondeva ad una disuniformità reale.
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