Il pianeta terra - La forma della Terra, Le dimensioni della Terra, Il reticolato geografico, I movimenti della terra

La forma della Terra

Nell'antichità si pensava che la Terra fosse piana e poco estesa, circondata dall'Oceano e limitata superiormente dalla cupola del firmamento. Tale teoria, superata da Pitagora, che riconobbe la sfericità della Terra, fu ripresa nel Medioevo per poi essere definitivamente abbandonata nel '400.

A causa delle nostre dimensioni, normalmente ci è possibile vedere solo una piccola parte della Terra, delimitata da una linea grossolanamente circolare, l'orizzonte sensibile. Possiamo, però, notare che l'orizzonte va aumentando di ampiezza con il crescere dell'altitudine del punto di osservazione e che, spostandoci lungo un medesimo meridiano terrestre, l'altezza delle stelle sull'orizzonte varia. Già questo fu sufficiente a provare che la Terra ha una superficie curva e convessa.

La curvatura della superficie terrestre è dimostrata anche dalla sa (o ssa) graduale di un oggetto all'orizzonte, dalla gravità che agisce approssimativamente secondo i raggi di una sfera, dai viaggi di circumnavigazione ecc. Tutte queste prove, oggi, hanno solo un valore storico, poiché la sfericità del nostro pianeta è ormai documentata da splendide fotografie scattate da capsule spaziali.

Se la Terra fosse perfettamente immobile ed omogenea la sua forma sarebbe quella di una sfera perfetta. In realtà essa non è omogenea ed è dotata di un veloce moto di rotazione attorno al proprio asse; la forza centrifuga che deriva da questo movimento deve aver prodotto nella Terra una progressiva deformazione, deprimendola ai poli e rigonfiandola lungo il piano equatoriale, dandogli la forma di un ellissoide di rotazione. L'asse minore sarebbe rappresentato dalla distanza tra i due poli, mentre l'asse maggiore sarebbe uguale al diametro dell'Equatore terreste. Ma l'Equatore non è perfettamente circolare e la Terra si dovrebbe considerare un ellissoide a tre assi

Un modello particolare

E' stato osservato che la superficie terrestre nei suoi vari tratti presenta valori diversi della forza di gravità (che è in rapporto con la distanza dal centro), e si è dedotto che i vari punti della Terra si trovano a diversa distanza dal centro. Ciò dimostra che la superficie terrestre presenta curvature diverse, che non consentono di identificarne la forma neanche con quella di un ellissoide di rotazione.

Si è pensato di identificare la forma terrestre con quella del solido di rotazione la cui superficie è perpendicolare in ogni suo punto alla direzione del filo a piombo, ossia un geoide. Rispetto all'ellissoide, il geoide si presenta un po' rigonfio in corrispondenza dei continenti e leggermente depresso in corrispondenza degli oceani. A causa della differenza la normale alla superficie (data dalla direzione del filo a piombo) non coincide con la retta passante per il centro della Terra. Tuttavia l'angolo tra queste 2 direzioni è trascurabile.

La forma della Terra può essere assimilata a quella di un ellissoide sormontato da rilievi, il poliedro terrestre, oggetto di studio della Geodesia.

Le dimensioni della Terra

Non appena si fu affermata l'idea della sfericità terrestre, il problema delle misure terrestri fu risolto come se si trattasse di un problema geometrico. Fu calcolata più volte la lunghezza della circonferenza terrestre meridiana, ma in seguito si scoprì che le misure elaborate erano molto lontane dalla misura reale.

Eratostene di Cirene fu il primo, di cui abbiamo notizia, a giungere a dei risultati molto più precisi. Egli riteneva che la città di Alessandria d'Egitto e Siene fossero sullo stesso meridiano (e ciò si rivelò quasi esatto) ad una distanza di 5.000 stadi. Sapeva inoltre che a mezzogiorno del 21 giugno a Cirene i corpi non producevano ombra, e che quindi in quell'istante il Sole era sulla verticale della città. Egli misurò per mezzo di uno scafe l'angolo che i raggi del Sole formavano con la verticale, in quello stesso istante, ad Alessandria (esso risultò pari a 1/50 circa della misura angolare di un'intera circonferenza). Poiché i raggi solari si possono considerare paralleli tra loro, tale angolo doveva essere uguale a quello che la verticale di Siene faceva, al centro della Terra, con quella di Alessandria, pertanto moltiplicando per 50 i 5.000 stadi ottenne per la circonferenza meridiana la lunghezza di 250.000 stadi egiziani (circa 39.375 km). Un valore inferiore di soli 634 km a quello che oggi accettiamo come vero. 

La triangolazione geodetica consente determinazioni accurate della lunghezza di un meridiano, dividendo la superficie terrestre in catene di triangoli e calcolandone le dimensioni grazie alla trigonometria.

Dalla misura della Terra alla misura degli oggetti

Lo schiacciamento polare della Terra era già stato constatato dall'astronomo francese Richer. Questi aveva constatato che un pendolo regolato a Parigi esattamente sul secondo, trasferito alla Caienna (Guiana francese), presentava oscillazioni più lente. Questo perché Parigi è più vicina al polo della Caienna e dato che il periodo di oscillazione è inversamente proporzionale al valore dell'accelerazione di gravità (T = 2π √l/g, dove T è il periodo, l la lunghezza del pendolo e g l'accelerazione di gravità), il fenomeno osservato venne attribuito a una diminuzione della forza di gravità nella zona equatoriale, dovuta al rigonfiamento.

Anche i calcoli hanno dimostrato che l'incremento dell'accelerazione di gravità osservabile dall'Equatore verso i poli è maggiore di quello che si produrrebbe in una sfera perfetta in rotazione per la diminuzione della forza centrifuga; ciò conferma l'influenza dello schiacciamento polare.

Le più recenti misure geodetiche consentono di stabilire le varie dimensioni della Terra assumendo come solido di riferimento l'ellissoide di rotazione e considerando il valore del raggio medio di 6371 km circa

Inizialmente il metro era definito la 40 milionesima parte del meridiano terrestre, successivamente grazie a misure più accurate tale definizione è stata collegata alla velocità della luce nel vuoto.

Il reticolato geografico

Sulla superficie terrestre è possibile tracciare idealmente alcune linee, che costituiscono il reticolato geografico, per localizzare con precisione gli oggetti che si trovano sulla Terra. Esso è composto da:

L'Equatore: la circonferenza massima equidistante dai poli che divide la Terra in due emisferi, Boreale e Australe.

I paralleli: circoli dati dall'intersezione tra la superficie della Terra e piani perpendicolari all'asse, ma non passanti per il centro della Terra. Questi, pur avendo la stessa ampiezza angolare saranno di lunghezza minore dall'Equatore verso i Poli, fino a divenire un unico punto

I meridiani: sono dati dall'intersezione di piani contenenti l'asse e perpendicolari al piano equatoriale. Comunemente si considerano come meridiani geografici le semicirconferenze comprese tra un polo e l'altro, ed ognuno di essi ha un proprio antimeridiano nella semicirconferenza opposta.

La posizione del luoghi sulla Terra e quella degli astri nel cielo

Le coordinate geografiche sono date dalla latitudine e dalla longitudine

La latitudine è la distanza angolare di un punto della superficie terrestre dall'Equatore e può essere Nord o Sud; essa corrisponde all'ampiezza dell'angolo al centro della Terra che sottende l'arco di meridiano congiungente il punto considerato con l'Equatore.

La longitudine è la distanza angolare di un punto da un determinato meridiano, misurata sull'arco di parallelo che passa per quel punto; essa può essere Est o Ovest, in relazione alla posizione del punto dal meridiano considerato. Come meridiano di riferimento si usa il meridiano di Greenwich a cui è assegnata longitudine 0°.

Sia la latitudine che la longitudine vengono espresse in grado e frazioni di grado.

Analogamente anche la Sfera celeste può essere suddivisa in meridiani e paralleli dove alla latitudine corrisponde la declinazione celeste (la distanza angolare tra l'astro considerato e il piano dell'Equatore celeste) e alla longitudine corrisponde l'ascensione retta (distanza angolare dell'astro dal meridiano celeste che passa al punto, scelto come meridiano fondamentale sulla sfera celeste).

I movimenti della terra

Il nostro pianeta compie più movimenti simultanei. Uno dei principali è il moto di rotazione che la Terra compie intorno al proprio asse, da Ovest verso Est, quindi in senso inverso al moto apparente della Sfera celeste e del Sole. La durata di questo movimento (23^h56^m4^s) viene indicata con il nome di giorno sidereo

Poiché ogni punto della terra compie ogni giorno un giro di 360°, la velocità angolare di rotazione è uguale a tutte le latitudini, escl. i poli dove è nulla. La velocità lineare invece varia con la latitudine; è massima all'Equatore e va diminuendo verso i poli, dove diventa nulla.

Il movimento di rotazione della Terra non avviene in maniera perfettamente uniforme, ma è stato calcolato un graduale rallentamento della velocità di rotazione, per cui la durata del movimento si allunga di 2 millesimi di secondo per secolo. Questo rallentamento è dovuto all'attrito delle maree. La Luna esercita un'azione frenante sulla Terra: essa gira trascinandosi dietro i rigonfiamenti delle maree, mentre la Luna esercita un'attrazione maggiore proprio su di essi e quindi si oppone al trascinamento e rallenta la rotazione terrestre; si ha quindi un'accelerazione della Luna sulla sua orbita e un aumento della forza centrifuga che tende a far allontanare la Luna dalla Terra.

La Terra compie anche un moto di rivoluzione descrivendo un'orbita ellittica attorno al Sole in senso antiorario. La distanza tra la Terra e il Sole varia a seconda che la Terra si trovi in afelio (primi di gennaio) o in perielio (primi di luglio); quella media è di 149.600.000 km. L'orbita descritta dalla Terra è un'ellisse molto poco schiacciata, prossima ad una circonferenza. L'intero percorso orbitale ha una lunghezza di circa 940 milioni di km. Il tempo che la Terra impiega a compiere un'orbita completa viene denominato anno sidereo

Il sistema Terra-Sole in realtà si muove intorno ad un baricentro comune, che si trova però tanto prossimo al Sole da potersi ritenere coincidente con questo, quindi possiamo dire che la Terra ruoti intorno al Sole.

La Terra è interessata anche da altri movimenti simultanei ai moti di rotazione e rivoluzione, ad essi subordinati. Alcuni sono moti millenari, e possono essere considerati come perturbazioni dovute all'azione gravitazionale esercitata dagli altri corpi celesti. ½ sono infine il moto di traslazione che la Terra compie con tutto il Sistema solare in direzione della Costellazione di Ercole e la partecipazione al moto di recessione della Galassia, cioè all'espansione dell'Universo.

Prove e conseguenze della rotazione terrestre

I nostri sensi non hanno alcuna percezione diretta della rotazione terrestre, ma abbiamo ormai numerosissime prove di questo movimento:

L'analogia con gli altri pianeti

L'apparente spostamento diurno degli corpi celesti da Est verso Ovest. Dato che i vari corpi celesti non sono fissati su una sfera, per ammettere che siano essi a girare intorno alla Terra bisognerebbe ammettere che essi abbiano velocità lineari, esattamente proporzionali alle loro distanze dall'asse terrestre, altrimenti non li vedremmo muoversi tutti insieme.

L'esperienza di Guglielmini dalla Torre degli Asinelli. Caduta libera dei corpi: un grave che viene lasciato cadere da un punto elevato sulla superficie terrestre devia dalla verticale del punto di partenza e giunge sul suolo spostato verso Est.

L'esperienza di Foucault: che consiste nell'osservare lo spostamento del piano di oscillazione di un pendolo rispetto agli oggetti terrestri.

Foucault sospese alla cupola del Panthéon un pendolo costituito da un filo molto lungo a cui era sospesa una sfera sufficientemente pesante perché le oscillazioni del pendolo potessero continuare per alcune ore; alla sfera applicò un'asticina che sfiorava un gran disco posto sul pavimento, sul quale era cosparsa della sabbia. Dai segni che l'asticina lasciava sulla sabbia si poté osservare che il piano delle oscillazioni pendolari ruotava a poco a poco in senso orario. Poiché le leggi della Fisica dimostrano che il piano di oscillazione di un pendolo che possa oscillare liberamente rimane fisso, fu facile dedurre che in realtà era il pavimento a ruotare in senso contrario.

La velocità giornaliera dell'apparente rotazione del piano di oscillazione, cioè l'angolo di cui esso si sposta in un giorno (da), si ottiene con la formula: da=360°senj, dove j è la latitudine del luogo in cui si compie l'esperienza del pendolo.

La variazione della gravità con la latitudine, che oltre a essere un effetto dello schiacciamento polare della Terra, è anche conseguenza della forza centrifuga dovuta alla rotazione. La forza centrifuga è perpendicolare all'asse terrestre e diretta verso l'esterno; essa si esprime con la formula:

Lo schiacciamento polare, che non avrebbe potuto prodursi in una Terra immobile.

Lo spostamento della direzioni dei corpi in moto sulla superficie terrestre. Esso è espresso dalla legge di Ferrel: "a causa della rotazione terrestre, un corpo qualsiasi che si muova liberamente sulla Terra viene deviato dalla sua direzione iniziale verso destra se si trova nell'emisfero boreale e verso sinistra se si trova nell'emisfero australe".

Il fenomeno si spiega col fatto che un corpo in moto tende, per inerzia, a conservare la velocità lineare di rotazione che aveva nel punto di partenza. Quindi se esso si sposta verso i poli, sarà in anticipo rispetto ad essi, se invece si sposta verso l'Equatore andrà verso punti che hanno velocità sempre maggiori e quindi si troverà in ritardo rispetto ad essi. La forza deviante, che è solo apparente, è detta forza di Coriolis, ed è espressa dalla formula:

Il ciclo quotidiano del dì e della notte

La conseguenza del moto di rotazione di cui possiamo accorgerci in maniera più immediata consiste nell'alternarsi del dì e della notte. A causa della forma della Terra, i raggi solari illuminano in ogni istante solo la parte di superficie terrestre che è rivolta verso il Sole, lasciando nell'oscurità quella opposta. Sulla Terra si alternano un periodo di illuminazione, il dì, e uno di oscurità, la notte. Il giorno è il tempo dell'intera rotazione.

L'emisfero illuminato è diviso da quello in ombra da un circolo massimo che va spostandosi di continuo, il circolo d'illuminazione, costituito da una fascia di una certa ampiezza. Il passaggio dal dì alla notte non è brusco, ma graduale a causa della presenza dell'atmosfera, i cui alti strati sono penetrati dai raggi un po' prima del sorgere del Sole sull'orizzonte e un po' dopo il tramonto.

Prove e conseguenze della rivoluzione terrestre

Se esaminiamo le diverse posizioni del Sole rispetto a noi e alle stelle, sembra che esso compia durante l'anno un movimento di rivoluzione intorno alla Terra da Est verso Ovest. Lo sfondo celeste che fa da scenario al Sole cambia da un giorno all'altro e sembra che il Sole percorra un circolo massimo, chiamato Eclittica, che attraversa in successione le dodici costellazioni dello Zodiaco

Possiamo spiegare le apparenze o con un reale movimento annuo del Sole intorno alla Terra o con un movimento annuo della Terra intorno al Sole, poiché con i sensi non possiamo percepire quale dei due corpi si muova in realtà. ½ sono però diverse prove che dimostrano l'esistenza di un movimento di rivoluzione del nostro pianeta intorno al Sole.

Tra le prove indirette del moto di rivoluzione terrestre possiamo considerare:

L'analogia con gli altri pianeti del Sistema solare

La periodicità annua di alcuni gruppi di stelle cadenti, che indica che la Terra si muove nello spazio descrivendo un'orbita di forma tale che le consenta di passare periodicamente attraverso regioni in cui sono presenti sciami di materia cosmica;

L'aberrazione della luce proveniente dagli astri. Quando noi osserviamo una stella, la direzione secondo cui la vediamo è una direzione apparente. Se usiamo un telescopio, dobbiamo inclinarlo leggermente in avanti, nel senso del moto di rivoluzione, puntandolo su una direzione un po' spostata rispetto a quella effettiva. Questo perché la luce proveniente dalla stella che vogliamo osservare impiega un certo tempo a percorrere l'asse ottico del telescopio e ad arrivare fino al nostro occhio, e nel frattempo noi ci spostiamo in un punto dell'orbita terrestre che non è più quello di prima. L'angolo tra la direzione vera e quella apparente (angolo di aberrazione) rappresenta quindi l'inclinazione della risultante tra la velocità di proazione della luce e la velocità di rivoluzione della Terra.

Ulteriori prove del moto orbitale della Terra intorno al Sole sono rappresentate dai fenomeni subordinati a tale movimento. Es.: L'inclinazione dell'asse terrestre. Esso è inclinato di 66°33¢ rispetto al piano dell'orbita (23°27¢ rispetto alla normale di tale piano), e si mantiene parallelo rispetto a se stesso durante tutto il tragitto che la Terra compie intorno al Sole. Se l'asse terrestre fosse perpendicolare al piano dell'orbita, il circolo d'illuminazione passerebbe per i poli e coinciderebbe sempre con un circolo meridiano, dividendo in parti uguali tutti i paralleli, in ogni punto della Terra e per tutto l'anno il dì e la notte avrebbero la stessa durata e in nessun luogo si verificherebbe l'alternarsi delle stagioni. In tali condizioni la quantità di luce e di calore ricevuta dalla Terra dipenderebbe solo dall'inclinazione dei raggi solari, sarebbe tanto più piccola quanto maggiore è la latitudine, ma si manterrebbe costante durante tutto l'anno. Queste condizioni si verificano il 21 marzo e il 23 settembre, ma in tutti gli altri momenti solo i punti che si trovano sull'Equatore hanno dì e notte sempre uguali.

La differenza della durata tra dì e notte è minima in prossimità dell'Equatore, e aumenta man mano che si va a Nord o a Sud e diventa molto sensibile in corrispondenza dei poli, dove sia il dì che la notte hanno una durata di sei mesi.

Ciò è spiegato in quanto apparentemente sembra che il Sole giri intorno alla Terra percorrendo una traiettoria che giace sullo stesso piano dell'orbita terrestre. In questo movimento il Sole si sposta da un emisfero all'altro (6 mesi per ogni emisfero). I due punti in cui la traiettoria solare attraversa l'Equatore celeste sono gli equinozi, le cui date cadono il 21 marzo (equinozio di primavera) e il 23 settembre (equinozio d'autunno). Quando il Sole si trova in uno di questi due punti, giace sul piano equatoriale, quindi culmina allo Zenit dell'Equatore terrestre, e allora il dì e la notte presentano la stessa durata in ogni luogo della Terra.

Il Sole raggiunge le massime elevazioni a Nord e a Sud rispetto al piano equatoriale terrestre in due posizioni che vengono dette solstizi: la prima si ha il 21 giugno (solstizio d'estate), l'altra il 22 dicembre (solstizio d'inverno): in questi due momenti dell'anno i raggi del Sole sono perpendicolari rispettivamente al Tropico del Cancro e al Tropico del Capricorno. Nel solstizio d'estate tutti i punti a Nord dell'Equatore restano per un tratto più lungo nella parte illuminata e quelli a Sud dell'Equatore rimangono  per un tratto più lungo nella parte oscura. I luoghi compresi fra il Circolo Polare Artico e il Polo Nord (calotta artica), restano illuminati durante tutta la rotazione terrestre, mentre quelli nella calotta antartica restano nel frattempo al buio. Nel solstizio d'inverno si hanno condizioni opposte.

Il ritmo delle stagioni e le zone di differente riscaldamento

Gli equinozi e i solstizi possono essere indicati sull'orbita terrestre con le relative posizioni in cui viene a trovarsi la Terra: la linea che, passando per il centro del Sole, unisce i due punti dell'orbita in cui i raggi solari sono allo Zenit sull'Equatore è la linea degli equinozi; perpendicolare a essa è la linea dei solstizi, che unisce i due punti in cui il Sole è alla massima elevazione rispetto al piano equatoriale. La linea dei solstizi non coincide con la linea degli apsidi, la quale congiunge l'afelio con il perielio.

Nei periodi di tempo che intercorrono tra queste 4 posizioni, le condizioni di illuminazione sono intermedie, e quindi durante la rivoluzione nei vari luoghi della Terra si susseguono periodi più caldi e più freddi: si ha l'alternarsi delle stagioni

Le stagioni astronomiche sono i periodi compresi tra un equinozio e il solstizio che lo segue o tra un solstizio e l'equinozio successivo e risultano invertite nei due emisferi.

 

Primavera

Autunno

21 marzo/21 giugno

92 d

21 h

Estate

Inverno

21 giugno/23 settembre

93 d

9 h

Autunno

Primavera

23 settembre/22 dicembre

90 d

circa

Inverno

Estate

22 dicembre/21 marzo

89 d

circa