Proseguiamo ora con il racconto dei fatti storici relativi alla formulazione nel 1766 della legge da parte dell’astronomo tedesco Johann Titius, ripresa subito dopo nel 1768 dall’astronomo tedesco Johann Bode.

All’epoca della formulazione la legge era soddisfatta dalla posizione di tutti i pianeti noti all’epoca, a partire da Mercurio fino a Saturno, ma c’era un vuoto tra Marte e Giove.

Un’importante ulteriore conferma si ebbe nel 1781 quando William Herschel scoprì, al di là dell’orbita di Saturno, il pianeta Urano che occupava esattamente la posizione prevista dalla legge di Titius.
In seguito a questa conferma, Bode segnalò come urgente la necessità di scoprire il pianeta mancante nello spazio tra il quarto ed il quinto pianeta allora conosciuti.

Nel 1798, durante il primo congresso degli astronomi europei, l’astronomo e matematico francese Jérôme Lalande chiese una ricerca coordinata, per la quale ogni osservatorio coinvolto doveva ricercare nuovi pianeti in una specifica parte del cielo.

Nel 1800, durante il secondo congresso astronomico europeo fu istituita la “Himmelspolizey” (tradotto dal tedesco significa “polizia celeste”). L’astronomo barone Franz Xaver von Zach radunò questo gruppo di astronomi, che dettero il via a una cooperazione di numerosi osservatori europei per la ricerca sistematica di corpi celesti ancora sconosciuti.
Vi figuravano importanti membri come William Herschel, l’astronomo reale britannico Nevil Maskelyne, Charles Messier e Heinrich Olbers.

Il compito più importante di questa organizzazione di astronomi, che fu chiamata “polizia celeste”, era il rilevamento sistematico del cielo stellato attorno al percorso apparente che il Sole compie in un anno (tecnicamente questo percorso si chiama “eclittica” per trovare un pianeta sospettato di trovarsi tra le orbite di Marte e Giove, la cui esistenza era dedotta dalla sequenza matematica di Titius-Bode.
La società di astronomi divise la volta celeste in 24 zone e assegnò a ciascun osservatorio una regione di 15° di cielo stellato della fascia dello zodiaco per cercare il pianeta mancante.

Chi cerca trova

Proprio mentre il gruppo si stava organizzando, nel 1801 l’astronomo italiano Giuseppe Piazzi, dall’osservatorio astronomico di Palermo, scoprì un oggetto brillante che si muoveva contro lo sfondo di stelle.
Questo oggetto fu chiamato “Cerere“: per anni considerato un semplice asteroide viste le sue dimensioni, dal 2006 fu promosso invece a pianeta nano.

Cerere era esattamente nel posto previsto dalla legge di Titius-Bode. Negli anni successivi, i membri della “polizia celeste” trovarono e identificarono altri tre oggetti in orbite simili, che furono chiamati Pallade, Giunone e Vesta: fu l’inizio della scoperta della fascia degli asteroidi.

Riassumendo, grazie alla formulazione della legge di Titius-Bode, i migliori astronomi del ‘800 (tra cui erano presenti i padri dell’astronomia moderna) si misero a cercare un pianeta che avrebbe dovuto esserci ma che non era stato ancora scoperto. Al suo posto questa prima “collaborazione internazionale” diede i suoi frutti facendo scoprire invece quella che noi oggi conosciamo come la fascia principale degli asteroidi: questa risulta essere posizionata esattamente alla stessa distanza dal Sole prevista dalla relazione matematica sopra menzionata.

In seguito alla scoperta di Urano e della oggi conosciuta fascia degli asteroidi, la legge di Titius-Bode, pur essendo stata ricavata empiricamente, godette quindi di generale consenso da parte di tutti gli astronomi.
Questo però fino alla scoperta del pianeta Nettuno nel 1846, la cui posizione orbitale non corrisponde alle previsioni.

Alcuni appunti dell’astronomo Johann Daniel Titius

Nel 1764, il filosofo naturale francese Charles Bonnet pubblicò la sua “Contemplation de la Nature“, un’opera di successo che fu rapidamente tradotta in altre lingue europee. La traduzione tedesca fu intrapresa dallo stesso Johann Daniel Titius di Wittenberg. Oggi sono stati ritrovati dei suoi appunti personali a margine di questa traduzione.

L’astronomo Titius ha scelto di fare una tale aggiunta al paragrafo in cui Bonnet osserva che “…conosciamo diciassette pianeti che entrano nella composizione del nostro Sistema solare [cioè i pianeti principali più le rispettive lune] ma non siamo certi che non ce ne siano altri“.

Johann Titius aggiunse scrivendo di suo pugno:

“Prendi nota delle distanze dei pianeti l’uno dall’altro e riconosci che quasi tutti sono separati l’uno dall’altro in una proporzione che corrisponde alle loro magnitudini corporee.
Dividere la distanza dal Sole a Saturno [l’ultimo pianeta allora conosciuto] in 100 parti; poi Mercurio è separato da quattro parti del genere dal Sole, Venere per 4+3=7 tali parti, la Terra per 4+6=10, Marte per 4+12=16.
Ma nota che da Marte a Giove arriva una deviazione da questa progressione così esatta. Da Marte segue uno spazio di 4+24=28 parti del genere, ma finora nessun pianeta è stato avvistato lì. Ma il Signore Architetto avrebbe dovuto lasciare vuoto quello spazio? Niente affatto. Supponiamo quindi che questo spazio appartenga senza dubbio ai satelliti ancora sconosciuti di Marte, aggiungiamo anche che forse Giove ha ancora intorno a sé alcuni più piccoli che non sono ancora stati avvistati da nessun telescopio. Accanto a questo per noi spazio ancora inesplorato sorge la sfera di influenza di Giove a 4+48=52 parti; e quella di Saturno a 4+96=100 parti. Che relazione meravigliosa!“

L’inizio della scoperta della “fascia principale degli asteroidi”

Si può sostenere che la ricerca del “pianeta mancante”, alla distanza di 2,8 unità astronomiche dal Sole secondo la relazione matematica di Titius, sia stato il primo programma scientifico internazionale.

Come già sopra riportato, il 1º gennaio 1801 Giuseppe Piazzi, professore di Astronomia all’Università di Palermo, scoprì un minuscolo oggetto in movimento in un’orbita con raggio previsto dalla legge di Titius-Bode.
Egli lo chiamò Cerere, in onore della Dea romana del raccolto e patrona della Sicilia. Inizialmente Piazzi credeva che fosse una cometa, ma la mancanza della chioma stava ad indicare che era un pianeta.

Quindici mesi dopo, Heinrich Wilhelm Olbers scoprì un secondo oggetto nella stessa regione, Pallade. A differenza degli altri pianeti, questi oggetti avevano una luce puntiforme e, anche con il massimo ingrandimento al telescopio, non mostravano un disco. A parte il loro rapido movimento, apparivano indistinguibili dalle stelle.

Di conseguenza, nel 1802 William Herschel propose che venissero classificati in una categoria a parte allora chiamata asteroidi: dal greco ἀστεροειδής (asteroeidés) questa parola significa semplicemente “simile a una stella“.

Al termine di una serie di osservazioni di Cerere e Pallade, egli concluse:

«Né l’appellativo di pianeta, né quello di cometa può essere dato con proprietà di linguaggio a queste due stelle… Assomigliano talmente a piccole stelle che difficilmente possono esserne distinte. Quindi, visto l’aspetto asteroidale, se devo dar loro un nome, le chiamo Asteroidi, riservandomi comunque la libertà di cambiarlo, se me ne dovesse venire in mente un altro che esprime meglio la loro natura.»

– Sir Frederick William Herschel

Nonostante il termine coniato da Herschel, per diversi decenni rimase pratica comune riferirsi a questi oggetti come a dei pianeti. Entro il 1807, un’ulteriore indagine rivelò due nuovi oggetti nella regione: Giunone e Vesta.
L’incendio del villaggio di Lilienthal (Germania) del 1813 durante le guerre napoleoniche, in cui al tempo vi era la sede di uno degli osservatori astronomici più potenti d’Europa, pose termine a questo primo periodo di scoperte e solo nel 1845 alcuni astronomi scoprirono un altro oggetto, Astrea.
Poco dopo nuovi oggetti vennero trovati ad un ritmo accelerato, e annoverarli tra i pianeti divenne sempre più macchinoso. Alla fine, furono eliminati dalla lista dei pianeti, come suggerito da Alexander Von Humboldt nei primi anni 1850, e la nomenclatura scelta da William Herschel, “asteroidi”, a poco a poco entrò nell’uso comune.

La scoperta di Nettuno nel 1846 portò al discredito della legge Titius-Bode agli occhi degli scienziati, in quanto la sua orbita non era in alcun punto vicino alle posizioni previste. Non ci sono spiegazioni scientifiche per la legge di Titius-Bode e la comunità degli astronomi considera la previsione delle corrispondenze soltanto una “coincidenza”. Almeno fino a oggi.

Nel 1802, un paio di mesi dopo aver scoperto Pallade, Heinrich Olbers propose a William Herschel l’ipotesi che Cerere e Pallade fossero dei frammenti di un pianeta molto più grande che aveva subito un’esplosione interna o un impatto con una cometa molti milioni di anni prima.

Con il passare del tempo, però, questa ipotesi perse credito.
Secondo gli astronomi dell’epoca l’enorme quantità di energia necessaria per distruggere un pianeta, oltre alla modesta massa globale di cui è composta la fascia principale degli asteroidi, circa il 4% di quella della Luna della Terra, non contribuirono ad avvalorare l’ipotesi.
Inoltre un’altra questione da affrontare riguarda le differenze chimiche significative tra gli asteroidi, che sarebbero difficili da spiegare se provenissero da uno stesso pianeta. Difficili ma comunque non impossibili.

Per dovere di cronaca è doveroso dire che oggi la maggior parte degli scienziati e degli astronomi accetta l’idea che, più che frammenti di un pianeta progenitore, gli asteroidi che costituiscono la fascia principale non abbiano mai formato un pianeta.

Perché tra Marte e Giove non c’è il pianeta che avrebbe dovuto esserci?

La risposta diretta è semplice. In base ai contatti e alle comunicazioni riportate dal celebre contattista siciliano Eugenio Siragusa con intelligenze evolutissime non di questo pianeta, sappiamo che lì alla distanza prevista dalla legge di Titius-Bode di 2,8 unità astronomiche, vi era un pianeta vero e proprio: il pianeta-luce Mallona.
Brevemente secondo quanto riportato nel secolo scorso da Eugenio Siragusa, il pianeta esplose, disintegrandosi a causa di una reazione a catena dei grandi giacimenti sotterranei di uranio e altri materiali radioattivi, innescata dal cattivo utilizzo dell’energia atomica da parte della civiltà evoluta che lo abitava prima della sua distruzione.

Ricordiamo nuovamente che tra i documenti più importanti che parlano di questo argomento vi è lo scritto “Sulla tragica fine del pianeta-Luce (Mallona)” (1952) e lo scritto “L’Uomo e la Croce” (1961).
Tutti gli articoli correlati a questo argomento, in cui vengono raccolte le evidenze scientifiche conquistate alla data di oggi dalla comunità scientifica in merito a questo enorme cataclisma planetario avvenuto circa 100 milioni di anni fa all’interno del nostro Sistema solare, li potete trovare in fondo alla pagina oppure semplicemente cliccando sull’apposito tag “Pianeta Mallona” del nostro sito web.

La fascia principale: milioni di asteroidi dalla scarsa massa complessiva

Ora andiamo ad analizzare le dimensioni dei dieci asteroidi più grandi che costituiscono la “fascia principale”.
Per comodità anche se Cerere per convenzione internazionale nel 2006 è stato promosso a pianeta nano, qui lo considereremo un semplice asteroide.

• 1 Cerere: diametro medio 950 Km circa;
  
• 4 Vesta: diametro medio 525 Km circa;
  
• 2 Pallade: diametro medio 545 Km circa;
  
• 10 Hygiea: diametro medio 440 Km circa;
  
• 511 Davida: diametro medio 326 Km circa;
  
• 52 Europa: diametro medio 302 Km circa;
  
• 15 Eunomia: diametro medio 255 Km circa;
  
• 3 Giunone: diametro medio 235 Km circa;
  
• 16 Psyche: diametro medio 253 Km circa;
  
• 31 Euphrosyne: diametro medio 268 Km circa.

Cerere, Vesta, Pallade e Hygea sono gli asteroidi più grandi che compongono questa fascia di “corpi irregolari” e ne rappresentano in massa circa la metà.
L’altra metà è composta da un numero stimato di 1,1 – 1,9 milioni di asteroidi con diametro maggiore di 1 Km.

Le dimensioni di questi asteroidi, dei più grandi, non sono paragonabili alle dimensioni dei pianeti veri e propri.
Consideriamo ora solamente i pianeti maggiori più piccoli, quelli rocciosi del nostro Sistema solare interno:

• Mercurio: diametro medio 4480 Km circa;
  
• Venere: diametro medio 12100 Km circa;
  
• Terra: diametro medio 12750 Km circa;
  
• Marte: diametro medio 6800 Km circa;

L’asteroide più grande, Cerere, in dimensioni è grande appena 1/5 di Mercurio, 1/12 di Venere, 1/12 della Terra e 1/7 di Marte.

Se invece delle dimensioni prendiamo in esame la massa, in base alle rilevazioni e stime odierne sappiamo che se sommassimo ipoteticamente tutti i milioni di asteroidi che compongono la fascia principale, otterremmo appena il 3-4% circa della massa della nostra Luna.
In termini comparativi, la massa complessiva della fascia principale è inferiore a 1/1000 della massa della Terra.

In pratica è come se la fascia orbitale posta a 2,8 unità astronomiche di distanza dal Sole fosse “polvere spaziale”, con al suo interno qualche asteroide un po’ più grande rispetto alla media.

Utilizzando le stesse parole di Johann Titius di 250 anni fa, come è possibile che il Signore Architetto abbia lasciato questa distanza orbitale vicina alle 2,8 unità astronomiche così vuota, e soprattutto così frammentata e popolata da ben 1,1 – 1,9 milioni di asteroidi?

È certo che negli anni a venire la nostra comprensione del nostro Sistema solare e dell’universo in generale crescerà e migliorerà, riusciremo a ricostruire definitivamente la verità su cosa accadde in un passato non molto lontano.

Andrea Macchiarini

26 gennaio 2026

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