SEELIGER, Hugo von

SEELIGER, Hugo von

Astronomo, nato a Biala nella Slesia il 23 settembre 1849, morto a Monaco di Baviera il 2 dicembre 1924. Studiò a Lipsia e a Heidelberg e prese parte alle misure geodetiche del grado. Dal 1873 assistente all'osservatorio di Bonn, partecipò nel 1874 alla spedizione alle Isole Auckland per osservare il passaggio di Venere sul disco solare, e venne quindi (1877) abilitato, come libero docente, all'insegnamento dell'astronomia. Nel 1881 ebbe l'incarico della direzione dell'osservatorio granducale di Gotha; l'anno seguente, a 33 anni, fu nominato direttore dell'osservatorio di Monaco e professore di astronomia in quell'università dove rimase sino alla morte.

Già nella sua tesi di laurea il S. si era affermato con un profondo esame critico dei metodi per la determinazione delle orbite delle stelle doppie, aggiungendovene uno da lui trovato; poco dopo eseguiva il calcolo delle grandi perturbazioni della cometa scoperta da G. Tempel il 3 aprile 1867 a Marsiglia, cometa ritrovata poi nel 1873 da E. Stéphan e di nuovo nel 1879 dal Tempel stesso. Ma tra i numerosi suoi lavori di meccanica celeste i più notevoli sono due: uno sul sistema stellare della ξ Cancri, in cui arrivò alla conclusione, ormai accettata dalla maggioranza degli astronomi, che il sistema, composto di tre stelle visibili, di cui due, A e B, estremamente vicine, ruotano l'una intorno all'altra in circa 60 anni, mentre la terza C, assai più distante, si muove intorno al gruppo centrale in circa sette secoli, deve in realtà essere quadruplo, esistendo un quarto astro oscuro D che ruota intorno a C in 17 anni; e un altro che dà una spiegazione del moto del perielio di Mercurio, come prodotto dall'attrazione di anelli di materia cosmica esistenti in prossimità del Sole, e che sono quelli stessi che producono la luce zodiacale.

Nell'astrofisica il S. ha lasciato ugualmente orme profonde, principalmente nel campo della fotometria, con la sostituzione della vecchia legge del Lambert (la quantità di luce emanata da un elemento superficiale di un pianeta in una direzione qualsiasi è proporzionale al coseno dell'angolo di emanazione) con una nuova legge che da lui ha preso il nome, e che domina tutta la fotometria planetaria moderna; legge che è molto prossima a quella del Lambert nel caso dei pianeti con atmosfera, mentre se ne discosta notevolmente nel caso opposto. Degne di nota sono ancora la sua teoria sull'origine delle stelle novae, che sarebbero prodotte dalla collisione di una stella con una nube cosmica, e la sua conferma delle vedute di Maxwell circa la costituzione degli anelli di Saturno, conferma che il S. ottenne studiando le variazioni della loro albedine.

Ma il campo dove maggiormente rifulge l'opera del S. è quello della statistica stellare con lo studio della distribuzione delle stelle nello spazio e dell'estensione del sistema locale stellare. Egli partì da ricerche di G. V. Schiaparelli, il quale aveva supposto che lo splendore assoluto delle stelle variasse da stella a stella, in opposizione a quanto era stato precedentemente immaginato da F. G. W. Struve, che lo riteneva costante per tutte; precisamente lo Schiaparelli aveva supposto che la percentuale N delle stelle aventi un dato splendore assoluto i fosse data da una certa funzione di distribuzione N = N (i) e ne aveva concluso che, qualunque sia questa funzione, non è possibile rappresentare i risultati dell'osservazione qualora si ammetta la densità stellare costante. Nella sua teoria il S. ha assunto allora come funzioni incognite la densità stellare in ogni regione dello spazio e la legge di distribuzione delle grandezze o intensità luminose assolute, e ha mostrato come esse siano legate alle due funzioni note - la funzione di distribuzione delle stelle secondo le luminosità apparenti fornita dalle osservazioni fotometriche e la legge di distribuzione delle parallassi stellari secondo le grandezze visuali apparenti fornita dalla conoscenza del moto del Sole nello spazio - da un sistema di due equazioni integrali. A queste due poi K. Schwarzschild (v.) ha aggiunto più tardi una terza equazione per le velocità radiali - note dalle osservazioni spettroscopiche - dandone insieme una elegantissima soluzione analitica, che forma oggi il vero fondamento della statistica stellare.