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IL MOTO DI RIVOLUZIONE DELLA TERRA: PROVE E CONSENGUENZE.
Per spiegare il moto dei pianeti Ipparco propose un sistema del mondo che venne completato ed esposto più tardi, nel secondo secolo d.C., dall'astronomo alessandrino Tolomeo nell'opera tradotta e tramandata dagli arabi col nome di Almagesto. Alla base di questo sistema sta il principio della circolarità ed uniformità dei moti celesti, uno dei cardini delle concezioni aristoteliche. Il modello mentale era quello, per dirla con Platone, di subordinare le leggi fisiche a principi divini e trascendenti, salvando i fatti, cioè di ricondurre le apparenze, costituite dalle vistose irregolarità dei moti etari, alla realtà di un moto che si supponeva dover essere circolare ed uniforme, in quanto doveva essere perfetto, senza inizio e senza fine.
Anche per la Luna ed il Sole si supponeva che si muovessero lungo delle circonferenze attorno alla Terra, ma senza epicicli mancando questi due corpi di stazioni e retrogradazioni; l'unico dato da spiegare era la non uniformità del moto sulla loro traiettoria apparente sulla sfera celeste. Anche questo fatto veniva spiegato con un'opportuna rappresentazione geometrica.
Nel 1543 il De Revolutionibus Orbium Coelestium di Nicolò Copernico (1473-l543), introdusse il Sistema Eliocentrico. Tale ipotesi era stata, per la verità, già formulata nel passato da Aristarco di Samo, ma i tempi non erano ancora maturi per accoglierla.
Copernico pone il Sole al centro dell'Universo ed i pianeti Mercurio, Venere, Terra, Marte, Giove e Saturno, in ordine di distanza crescente, che compiono rivoluzioni intorno al Sole su orbite circolari. La Terra, inoltre, viene dotata di un movimento di rotazione su sé stessa in senso antiorario, in modo da spiegare l'apparente rotazione diurna della Sfera celeste nel verso orario. La Luna, infine, viene dotata di un moto di rivoluzione intorno alla Terra, il che spiega le fasi lunari.
Già dalla descrizione qualitativa la concezione copernicana ha il grande vantaggio di una maggiore semplicità rispetto a quella tolemaica . Da un punto di vista quantitativo , con l'ausilio di precisi calcoli matematici, la nuova ipotesi si concilia con le osservazioni e permette di rendere conto di tutte le apparenze meglio ancora del Sistema Tolemaico ed in maniera assai più semplice.
La concezione Copernicana offre una più accettabile visione fisica ed abolisce il privilegio di centralità conferito alla Terra. Discriminare tra le due concezioni, quella Geocentrica e quella Eliocentrica, può essere fatto solo compiendo accurate osservazioni delle posizioni dei pianeti, del Sole e della Luna ed elaborando i risultati con animo scevro da pregiudizi. Anche a costo di rivedere dalle fondamenta le idee correnti sulla fisica.
La Terra compie un giro completo in senso antiorario, cioè da ovest verso est, attorno al Sole, detto rivoluzione. L'orbita compiuta dalla Terra è chiamata eclittica perché è sul suo piano che si verificano le eclissi, ed è un importante punto di riferimento per il sistema solare e la sfera celeste. La sua traccia viene normalmente rappresentata come un'ellisse. La prima legge di Keplero afferma che: i pianeti descrivono orbite ellittiche, quasi comari, aventi tutte un fuoco comune in cui si trova il Sole; la distanza tra la Terra ed il Sole varia a seconda che la Terra si trovi in afelio o in perielio, quella media è di 149600000 chilometri. La Terra viene a trovarsi in perielio ai primi di gennaio, in afelio ai primi di luglio; e da ciò si può già capire che l'alternarsi delle stagioni non è dovuto al variare della distanza dal Sole come vedremo meglio in seguito.
L'orbita descritta dalla Terra è un ellisse con uno schiacciamento minimo, tanto da potersi quasi assimilare ad una circonferenza; la sua eccentricità, ossia il rapporto tra la distanza del Sole dal centro dell'ellisse e la lunghezza del semiasse maggiore dell'ellisse stessa, è di appena 0,017. L'intero percorso orbitale ha una lunghezza che arriva a circa 940 milioni di chilometri; e viene effettuato ad una velocità variabile tra i 29,3 km/s ed i 30,3 km/s in perielio: la velocità media è di circa 29,8 km/s. Il tempo che la Terra impiega a compiere un'orbita completa, cioè l'effettiva durata della rivoluzione terrestre, è di circa 365 giorni 6 ore 9 minuti 10 secondi e viene denominato anno sidereo perché il punto di riferimento è una stella. ½ è anche l'anno tropico cioè il tempo che intercorre fra due passaggi successivi del Sole allo Zenit dello stesso tropico, e quindi tra due solstizi dello stesso nome (o anche fra due equinozi dello stesso nome); la sua durata è di 365 giorni 5 ore 48 minuti 46 secondi, circa 20 minuti più breve di quello dell'anno sidereo: questa differenza è dovuta all'effetto di un moto secondario compiuto dalla Terra, detto di precessione degli equinozi, causato dall'azione perturbatrice che gli astri vicini esercitano sulla direzione dell'asse terrestre. In finale gli equinozi ed i solstizi avvengono poco prima che la rivoluzione intorno al Sole sia completata. Né l'anno sidereo né quello solare comprendono un numero intero di giorni; infatti, non sono dati dalla somma di tutti i giorni dello stesso nome. Parlando d'anno, ci si riferisce in genere a quello tropico o solare perché indica il susseguirsi delle stagioni ed i fenomeni fisici e biologici e le attività umane ad esso legate. Tuttavia è impossibile utilizzarlo nella pratica in quanto non corrisponde ad un numero intero di giorni; per questo è stato necessario introdurre l'anno civile formato da un numero non frazionato di giorni. Questo rappresenta l'unità di misura su cui sono basate le divisioni del tempo adottate dai vari popoli, fissate nei calendari (dal latino calendarium libro dei crediti). Tale approssimazione rende però impossibile l'elaborazione di un calendario perfettamente corrispondente al moto di rivoluzione della terra intorno al Sole. Nel calendario romano usato ai tempi di Cesare l'anno durava 355 giorni ed era suddiviso in 12 mesi lunari; in questo modo restavano 11 giorni che ogni due anni formavano un mese intercalare di 22 giorni. Successivamente Giulio Cesare introdusse il calendario giuliano fissato in 365 giorni in quanto l'anno solare era considerato di 365 giorni e 6 ore aggiungendo un giorno ogni 4 anni (anno bisestile). Nel XVI secolo il Papa Gregorio VIII si occupò della riforma del calendario che venne leggermente modificato rispetto a quello giuliano. Il calendario gregoriano eliminava i 10 giorni di differenza esistenti tra l'anno civile e quello solare. Inoltre fu stabilito che fra gli anni secolari fossero considerati bisestili soltanto quelli il cui gruppo di cifre precedente i due zeri fosse divisibile per 4. In più, oltre ad essere diviso in mesi, il calendario gregoriano è diviso in settimane corrispondenti alle fasi lunari e conta gli anni a partire dall'anno della nascita di Cristo.
Per quanto riguarda le prove del movimento di rivoluzione si può arrivare alla constatazione della sua esistenza con una serie d'osservazioni su fatti che sono determinati dal moto stesso; essi quindi sono contemporaneamente dimostrazioni e conseguenze di questo fenomeno. Esistono due prove indirette:
l'analogia con gli altri pianeti del sistema solare, per i quali si è osservata l'esistenza di un complesso movimento intorno al Sole regolato dalle leggi di Keplero. Inoltre la periodicità annua d'alcuni gruppi di stelle cadenti dovrebbe indicare, anch'essa, che la Terra si muove nello spazio descrivendo un'orbita di forma circolare o ellittica tale che le consenta di passare periodicamente attraverso regioni in cui sono presenti sciami di materia cosmica.
Quando due corpi celesti aventi masse notevolmente diverse entro determinati limiti, sono l'uno nel campo gravitazionale dell'altro, com'è il caso della Terra e del Sole, si ha rivoluzione del corpo di massa minore attorno a quello maggiore.
Altre prove che determinano il moto di rivoluzione della Terra sono:
Lo spostamento apparente e periodico di certi gruppi di stelle, le costellazioni dello Zodiaco, durante il corso dell'anno e la periodicità delle piogge o cadute meteoriche. Ciò induce a pensare che la Terra si sposti nello spazio in modo da osservare, ad intervalli regolari, lo stesso paesaggio stellare e da ricordare, con un regolare rito, nell'arco dell'anno, punti di maggiori intensità nella caduta delle meteore.
Il fenomeno dell'aberrazione della luce proveniente dagli astri, fenomeno di natura fisica scoperto da J. Bradley nel 1727, è un piccolo spostamento apparente delle stelle, visto dalla Terra, in conseguenza del suo movimento nello spazio attorno al Sole. Osservando la volta celeste, non si vede una stella nell'esatta posizione in cui essa era al momento in cui irradiava la luce che riceviamo, ma la si vede spostata in una direzione vera. L'angolo è variabile con la velocità del moto di rivoluzione della Terra, in seguito a quanto stabilisce la seconda legge di Keplero (il raggio vettore che collega il centro del sole con il centro di un pianeta qualsiasi descrive aree uguali in tempi uguali), e può raggiungere un valore massimo di 20''5. Esempio: se si spara un proiettile contro un treno in moto, con linea di tiro perpendicolare alla direzione del moto del treno, avviene che la linea che unisce le due tracce, che il proiettile ha lasciato attraversando le pareti del treno stesso, non è perpendicolare alle due pareti, ma mostra una certa deviazione rispetto a questa linea poiché durante l'attraversamento dello spazio interno del treno, questo si muoveva. L'ampiezza dell'angolo di deviazione è in funzione della velocità del treno; il senso della direzione è opposto a quello del movimento del treno. Sostituendo la linea di tiro con i raggi luminosi che arrivavano da una stella, ed il treno con la Terra, risulta evidente che l'aberrazione della luce è una prova ed una conseguenza del moto di rivoluzione.
Oltre alle prove già citate ci sono altri importanti fenomeni che rappresentano altrettante conseguenze del moto orbitale della Terra. Bisogna, però, tener conto che l'asse terrestre è inclinato di 63°33' rispetto al piano dell'orbita e che esso si mantiene costantemente parallelo a sé stesso durante l'intero tragitto che la Terra compie intorno al Sole. Se l'asse terrestre fosse perpendicolare al piano dell'orbita in ogni punto della superficie terrestre per tutto l'anno, il giorno e la notte avrebbero la stessa durata, cioè 12 ore ciascuno, e in nessun luogo si verificherebbe l'alternarsi delle stagioni. Queste condizioni si verificano solo in due momenti dell'anno: il 21 marzo e il 23 settembre. In questi due giorni si verificano i due equinozi annui, quello di primavera il 21 Marzo e quello d'autunno il 23 settembre. Per definizione, l'equinozio è ciascuno dei due punti sulla sfera celeste nei quali l'eclittica interseca l'equatore celeste. In pratica è l'istante in cui il centro del sole attraversa uno dei due punti suddetti, ovverosia quando la longitudine celeste del centro del sole è pari a 0° o 180°. In tutti gli altri momenti solo i punti che si trovano sull'equatore hanno il giorno e la notte sempre uguali, mentre nei luoghi situati a nord e a sud di esso osserviamo una diversa durata del giorno e della notte. Questa differenza è piccola in prossimità dell'Equatore, mentre diventa più grande in prossimità dei Poli dove sia il giorno che la notte raggiungono una durata di sei mesi. Immaginando che il Sole giri intorno alla Terra percorrendo una traiettoria eclittica, questo si sposta da un emisfero celeste all'altro, mantenendosi per sei mesi a nord dell'Equatore e altri sei mesi a sud.
Esistono altri due giorni che hanno delle caratteristiche particolari e sono il 21 giugno e il 22 dicembre, infatti, queste date coincidono con i due solstizi annui. Per definizione, il solstizio è ciascuno dei due punti sull'eclittica nel quale la longitudine celeste del sole è 90° (solstizio estivo) o 270° (solstizio invernale); è anche l'istante in cui il centro del Sole si trova in questi due punti. In pratica, il solstizio invernale è il momento in cui il Sole transita per il punto più meridionale del suo percorso apparente annuo (nello stesso istante, nell'emisfero australe, c'è il solstizio estivo). Il solstizio estivo è di conseguenza l'opposto. La particolarità di questi due giorni è l'inclinazione dei raggi solari che si trovano perpendicolari alternativamente a due paralleli che si trovano ad una latitudine di 23°27' nord (tropico del Cancro) e 23°27' sud (tropico del Capricorno). È proprio l'inclinazione dei raggi solari sulla superficie terrestre che determina le temperature delle varie zone del nostro pianeta e delle stagioni ad esse associate. Infatti, la nostra estate nell'emisfero boreale coincide con lo zenit al tropico del Cancro, ma anche con il periodo in cui la terra raggiunge il punto più lontano dal sole, l'afelio. Da notare comunque che i due emisferi terrestri sono tra loro speculari, cioè la nostra estate corrisponde all'inverno in Australia.
La prima conseguenza del moto di rivoluzione è l'alternarsi delle stagioni causate dagli effetti combinati dell'inclinazione dell'asse terrestre sul piano dell'eclittica e dal fatto che, durante la rivoluzione, l'asse di rotazione terrestre si mantiene sempre parallelo a se stesso. Infatti, se l'asse terrestre fosse perpendicolare al piano dell'eclittica i raggi solari inciderebbero sulla terra nel corso dell'anno sempre con lo stesso angolo, variabile con la latitudine e con una conseguente durata del giorno sempre uguale a quella della notte, cioè di 12 ore.Ogni punto della terra posto allo stesso grado di latitudine riceverebbe quindi la stessa quantità di radiazioni per tutto l'anno, non considerando ovviamente le trascurabili variazioni causate dalla variabilità della distanza Terra-Sole in conseguenza della sua orbita ellittica.
Ma poiché l'asse terrestre ha una sua inclinazione e durante tutta la durata del moto si mantiene parallelo a se stesso la variabilità non riguarda solamente il tempo d'insolazione alle varie latitudini ma anche il valore degli angoli con cui il Sole incide sulla terra in uno stesso luogo nell'arco dell'anno.
La zona della Terra che riceve la maggiore quantità di calore è lo Zenit, cioè il punto in cui i raggi del Sole arrivano perpendicolarmente. Infatti, se si considerano due fasci di raggi uguali si nota che dove essi sono perpendicolari investono una zona di territorio limitata mentre man mano che diminuisce l'angolo d'incidenza, non solo l'area investita è maggiore e la stessa quantità di calore si distribuisce su uno spazio più vasto, ma anche l'aria da attraversare, essendo più spessa, causa una maggiore dispersione di calore.
L'inclinazione terrestre e la durata del dì è sempre diversa da quella della notte fatta eccezione per due giorni dell'anno denominati solstizi e per l'equatore dove la durata del dì è sempre uguale a quella della notte.
Quando la terra si trova in afelio, esiste un punto della terra situato a 23°27' a nord dell'equatore, corrispondenti al valore dell'angolo che l'asse di rotazione forma con la perpendicolare al piano dell'eclittica dove i raggi del sole sono perpendicolari alla terra. Questo punto giace sul parallelo che prende il nome di tropico del Cancro e corrisponde alla latitudine che riceve la maggior quantità di calore. Durante il periodo in cui la Terra assume questa posizione nell'emisfero boreale si ha la massima incidenza annuale dei raggi solari; i giorni sono più lunghi delle notti e il polo nord è sempre illuminato; si ha cioè il solstizio d'estate che cade intorno al 20 o 21 giugno; si determina quindi l'estate boreale perché l'emisfero nord riceve per un periodo abbastanza lungo di tempo la maggior parte del calore solare inviato alla Terra.
Nel periodo in cui la terra si trova in perielio, invece, i raggi del Sole arrivano perpendicolarmente a sud dell'equatore in corrispondenza del tropico del Capricorno. Quando la terra si trova in questa posizione, il polo Sud è sempre illuminato mentre nell'emisfero boreale le notti sono più lunghe e i giorni più brevi, e i raggi solari incidono sulla Terra con un angolo più piccolo: si tratta del solstizio d'inverno che si verifica il 22 dicembre.
Si può infine dedurre che le stagioni si susseguono in modo invertito nei due emisferi.
Durante l'anno quando si passa da un solstizio all'altro, cioè dallo Zenit sul tropico del Capricorno a quello sul tropico del Cancro, il Sole si trova allo Zenit su ogni parallelo per due volte. I raggi solari colpiscono perpendicolarmente l'equatore il 23 settembre e il 21 marzo, detti giorni degli equinozi, durante i quali i circoli luminosi toccano contemporaneamente polo nord e polo sud e il dì ha una durata uguale a quella della notte, indicando l'inizio delle stagioni intermedie.
Solstizio d'estate (21-22 giugno). Il Sole si trova allo Zenit sul tropico del Cancro. Inizia l'estate boreale: il sole tramonta sulla calotta polare che si estende dal polo sud a 36° 33' di latitudine sud e illumina la calotta estesa dal polo nord a 66° 33' di latitudine nord.
Equinozio d'autunno (23 settembre). Il Sole è allo Zenit sull'equatore, tramonta al polo nord dove non sorgerà per sei mesi e sorge al polo sud.
Solstizio d'inverno (22 dicembre). Il Sole è allo Zenit sul tropico del Capricorno (inverno astronomico), non sorge sulla calotta artica e non tramonta su quell'antartica.
Equinozio di primavera (21 marzo). Il Sole è allo Zenit sull'equatore, tramonta al polo sud e sorge al polo nord. Dal nostro punto di vista il succedersi delle stagioni dipende dalla diversa lunghezza dell'arco solare, dall'incidenza dei raggi e dallo spostarsi sulla linea dell'orizzonte del punto in cui il sole sorge e tramonta.
Le quattro stagioni sono differenti sia per la durata temporale sia per l'emisfero. Per la seconda legge di Keplero, il moto della terra è più veloce in perielio (quando l'inverno è nell'emisfero boreale) e più lento in afelio (quando vi è l'inverno australe e l'estate boreale). Ne consegue che i tempi impiegati a percorrere i rispettivi archi d'ellisse sono differenti e che quindi le quattro posizioni fondamentali vengono raggiunte dalla terra in tempi differenti; così nell'emisfero nord la durata del semestre estivo è di sette giorni 16 ore e 33 minuti più lungo del semestre invernale e la durata dell'insolazione nelle regioni temperate e fredde del boreale è maggiore di quelle dell'emisfero sud. Inoltre durante l'inverno boreale, trovandosi la terra in perielio, la distanza dal sole è minore.
Le parti delimitate da paralleli denominati tropico del Cancro e del Capricorno situati a 23° e 27' di latitudine rispettivamente nord e sud indicano le zone in cui il sole non raggiunge mai lo zenit. I circoli polari artico e antartico situati ad una latitudine di 66° e 33' indicano il limite equatoriale della zona completamente oscura o illuminata nei solstizi. La terra è così divisa in tre zone astronomiche:
Zona intertropicale e torrida: è compresa tra i tropici e comprende l'equatore. A mezzogiorno il sole è sempre allo zenit su qualche parallelo mentre in estate la durata del dì è uguale a quella della notte in cui il dì raggiunge le 13 ore.
Zona temperata (boreale e australe): si estende dai tropici ai circoli polari, vi è una gran differenza stagionale e in estate sul 45esimo parallelo il giorno più lungo dura 15 ore e 28 minuti e corrisponde al solstizio d'inverno mentre quello più breve coincidente col solstizio d'estate, dura 8 ore e 34 minuti.
Zona polare artica e antartica: ha forma di calotta con al centro il polo ed è caratterizzata da un dì di 6 mesi e una notte della stessa durata. Il sole non è mai alto e nel solstizio estivo i suoi raggi hanno un'incidenza di 23° al polo e di 47° al circolo polare.
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