FORMA della TERRA
prime ipotesi sulla forma della Terra: i popoli delle antiche civiltà ritenevano che la Terra fosse piatta e per
questo le attribuivano una forma simile a quella di un disco circolare circondato dall’oceano e limitato superiormente dalla volta celeste;
prima ipotesi per la sfericità della Terra: la prima ipotesi sulla sfericità della Terra venne fatta da Pitagora, nel
V secolo a.C., e successivamente da Platone;
evidenze sperimentali a favore della sfericità della Terra: le prime argomentazioni a favore della sfericità della
Terra si basarono sulla osservazione dell’ombra prodotta dalla Terra durante le eclissi di Luna;
durante questi eventi l’ombra della Terra è sempre circolare, mentre se il nostro pianeta fosse un disco l’ombra
sarebbe quasi sempre ellittica;
in seguito la sfericità della Terra venne provata da altre osservazioni sperimentali:
- l’altezza della Stella Polare sull’orizzonte (definita come l’angolo che i raggi della stella formano con il
piano dell’orizzonte) diminuisce al diminuire della latitudine del luogo di osservazione (se la Terra avesse
una struttura planare, l’altezza dovrebbe rimanere inalterata al variare della posizione del luogo di osservazione);
- l’ampiezza dell’orizzonte sensibile (linea grossolanamente circolare che delimita la superficie visibile) va
aumentando all’aumentare dell’altitudine del luogo di osservazione (se la Terra avesse una struttura planare, l’ampiezza dell’orizzonte sensibile dovrebbe rimanere inalterata);
- osservando una nave che si avvicina al porto, inizialmente si vede la parte superiore e solo in un secondo
tempo si vede anche lo scafo;
- le immagini degli altri pianeti ci portano a pensare che, per analogia, anche la Terra dovrebbe avere una
forma pressoché sferica;
1
tutte le considerazioni fatte sino a questo momento hanno un valore puramente storico, poiché le immagini
del nostro pianeta ottenute per mezzo delle sonde spaziali mostrano in maniera inequivocabile che la Terra è
pressoché sferica;
forma reale della Terra: indipendentemente dalla presenza di rilievi montuosi e di abissi oceanici, la Terra
non ha una forma perfettamente sferica a causa del moto di rotazione attorno al proprio asse, per effetto del
quale il nostro pianeta presenta uno schiacciamento polare ed un rigonfiamento equatoriale;
evidenze sperimentali dello schiacciamento polare: l’evidenza sperimentale a favore del fatto che la forma
della Terra non è perfettamente sferica fu ottenuta, alla fine del XVII secolo, dall’astronomo francese Jean
Richer, in quale riuscì a calcolare il valore della accelerazione di gravità sfruttando il moto periodico del
pendolo;
T 2
l
g
dalle misure sperimentali fu possibile notare che il periodo del pendolo non è uniforme in tutti i punti della
superficie terrestre, come conseguenza del fatto che il valore della accelerazione di gravità aumenta spostandosi dall’equatore verso i poli;
dato che l’accelerazione di gravità (in accordo con la legge di gravitazione universale) è legata alla distanza
dal centro della Terra, se ne è dedotto che i vari punti della superficie terrestre si trovano ad una distanza
diversa dal centro del pianeta;
entità dello schiacciamento polare: le recenti misure sperimentali hanno permesso di stabilire che l’entità
dello schiacciamento polare è estremamente ridotta;
la differenza tra la lunghezza del raggio equatoriale (pari a circa 6378 Km) e quella del raggio polare (pari a
circa 6357 Km) porta infatti ad un valore estremamente piccolo per lo schiacciamento polare:
a b 6378Km 6357 Km
1
a
6378Km
297
conseguenza dello schiacciamento polare: a causa dello schiacciamento polare della Terra, l’arco di meridiano sotteso dall’angolo di un grado ha una lunghezza maggiore ai poli e minore all’equatore;
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ellissoide di rotazione: in prima approssimazione la Terra può essere associata ad un ellissoide di rotazione,
un solido che si ottiene idealmente facendo ruotare un’ellisse attorno al suo asse minore (l’asse minore
dell’ellissoide terrestre dovrebbe essere associato all’asse che unisce i due poli, mentre l’asse maggiore dovrebbe corrispondere al diametro equatoriale);
ellissoide a tre assi: le misure sperimentali hanno messo in evidenza come l’equatore terrestre non sia
perfettamente circolare;
per questo motivo, la Terra dovrebbe essere più correttamente associata ad un ellissoide a tre assi, caratterizzato dal fatto che i tre semiassi sono tutti diversi tra loro (un solido di questo tipo non può essere ottenuto
per rotazione);
osservazione sperimentale: i valori della accelerazione di gravità nei diversi punti della superficie terrestre
non possono essere interpretati assumendo che la Terra abbia una forma simile a quella di un ellissoide a tre
assi;
analizzando l’intensità del campo gravitazionale terrestre, ci si rende conto che l’accelerazione di gravità
subisce delle variazioni non solo a causa della distanza dal centro della Terra, ma anche a causa del fatto che
la densità dei materiali nel sottosuolo non è omogenea;
l’accelerazione di gravità risulta minore in corrispondenza dei continenti rispetto a quanto misurato al di
sopra degli oceani: inoltre, la verticale fisica, individuata dalla direzione del filo a piombo, non coincide
quasi mai con la verticale geocentrica, individuata dalla direzione che unisce un qualsiasi punto con il centro
della Terra;
allo stato attuale la forma della Terra non può essere definita matematicamente e non può essere associata a
quella di un solido geometrico: per questo motivo è stato introdotto il concetto di geoide;
concetto di geoide: il geoide è un solido ideale la cui superficie è in ogni punto perpendicolare alla direzione
del filo a piombo ed è, per definizione, una superficie equipotenziale (ossia tale per cui è uguale il lavoro che
dovrebbe essere compiuto per portare un oggetto da un qualsiasi punto della superficie all’infinito);
3
se la massa della Terra fosse distribuita in modo uniforme al suo interno e sulla sua superficie, la superficie
del geoide coinciderebbe con quella dell’ellissoide: nella realtà questa condizione non è verificata;
ellissoide internazionale: dato che il geoide è un solido irregolare, in molti casi è più utile continuare ad
approssimare la Terra con quello che viene indicato con il termine di ellissoide internazionale;
l’ellissoide internazionale è stato definito prendendo come riferimento il geoide e mediando i rigonfiamenti e
le depressioni che ne caratterizzano la superficie: nonostante non esista un solo ellissoide di riferimento, tutti
quelli proposti assumono dei valori molto simili per il raggio medio terrestre;
raggio medio terrestre: il valore medio comunemente accettato per il raggio terrestre è pari a circa 6371 Km,
un valore per mezzo del quale si possono calcolare (attraverso le semplici formule della geometria) tutti i
valori approssimati delle dimensioni del nostro pianeta;
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1. Assegna una definizione corretta per i seguenti termini:
ellissoide, geoide, verticale fisica, verticale geocentrica.
2. Stabilire se le seguenti affermazioni sono vere oppure false:
l’ellissoide, diversamente dal geoide, è un solido geometrico;
l’arco sotteso dall’angolo di 1° di meridiano ha sempre la stessa lunghezza;
se la Terra fosse piatta, l’altezza della Stella Polare nel nostro emisfero sarebbe, per tutti gli osservatori,
pari a 90°.
3. Scegli il completamento o i completamenti corretti:
Il valore della accelerazione di gravità esercitata dalla Terra:
A.
cresce sulla superficie terrestre al crescere della latitudine;
B.
cresce con l’altitudine;
C.
sulla superficie terrestre a livello del mare è costante;
D.
aumenta al crescere della distanza dall’asse di rotazione.
Il filo a piombo permette:
A.
di stabilire l’intensità della forza di gravità in un punto;
B.
di definire la direzione della forza di gravità di un punto;
C.
di definire il verso della forza di gravità in un punto;
D.
di stabilire la direzione del nord in un punto.
4. Rispondi alle seguenti domande:
Perché la Terra non ha una forma perfettamente sferica?
Spostandosi in mare dall’equatore verso il polo nord lungo un meridiano si osserva che l’altezza della
Stella Polare sull’orizzonte aumenta gradualmente; tuttavia la distanza da coprire per ottenere una
variazione di altezza di 1° varia: perché?
4
Quale relazione esiste tra il valore della accelerazione di gravità g e le dimensioni della Terra? Spiega
questa relazione considerando anche la legge di gravitazione universale.
Spiega la differenza tra le espressioni “verticale fisica” e “verticale geocentrica”; perché non coincidono?
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COORDINATE GEOGRAFICHE
coordinate geografiche: le coordinate geografiche (rappresentate dalla longitudine e dalla latitudine) sono
coordinate che consentono di individuare in maniera inequivocabile un punto sulla superficie terrestre;
polo nord geografico e polo sud geografico: il polo nord geografico ed il polo sud geografico coincidono con
i punti di intersezione dell’ipotetico asse di rotazione terrestre con la superficie terrestre;
reticolato geografico: il reticolato geografico è costituito da un insieme di linee immaginarie formate da
paralleli e meridiani;
paralleli: i paralleli sono definiti come le circonferenze ottenute mediante intersezione della superficie terrestre con i piani perpendicolari all’asse di rotazione terrestre (le dimensioni dei paralleli diminuiscono
spostandosi dall’equatore geografico verso i due poli geografici);
equatore: l’equatore è definito come il parallelo di lunghezza massima, ottenuto mediante intersezione tra la
superficie terrestre ed il piano perpendicolare all’asse di rotazione terrestre e passante per il centro della Terra (l’equatore divide la superficie terrestre in due emisferi, l’emisfero boreale e l’emisfero australe);
meridiani: i meridiani sono definiti come le semicirconferenze comprese tra i due poli geografici ed ottenute
mediante intersezione della superficie terrestre con dei piani contenenti l’asse di rotazione terrestre;
a causa dello schiacciamento polare i meridiani sono in realtà delle semiellissi, la cui lunghezza è circa la
stessa per tutti i meridiani;
in riferimento a ciascun meridiano, è possibile definire il corrispondente antimeridiano che coincide con la
semiellisse ottenuta mediante intersezione della superficie terrestre con lo stesso piano contenente l’asse di
rotazione terrestre;
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lunghezza dell’arco di meridiano: a causa dello schiacciamento polare, la lunghezza dell’arco di meridiano
sotteso dall’angolo di un grado aumenta spostandosi dall’Equatore verso i poli (la variazione è tuttavia molto
piccola);
miglio marino: il miglio marino, la cui lunghezza è pari a 1852 metri, è definito come la lunghezza dell’arco
di meridiano sotteso dall’angolo di un primo d’arco;
numero dei paralleli e dei meridiani: essendo delle linee immaginarie, i paralleli ed i meridiani sono in
numero infinito;
spesso tuttavia si prendono in considerazione solo i paralleli ed i meridiani tracciati alla distanza angolare di
un grado gli uni dagli altri: per questo motivo si dice che i meridiani sono 360 ed i paralleli 181 (in effetti ai
poli i paralleli si riducono ad un unico punto e quindi sarebbe più corretto dire che i paralleli sono solo 179);
coordinate geografiche di un punto: le coordinate geografiche di un punto coincidono con la latitudine e con
la longitudine del parallelo e del meridiano che passano per quel punto;
parallelo di riferimento e meridiano di riferimento: per definire la posizione di un qualsiasi punto della
superficie terrestre con paralleli e meridiani è stato necessario definire arbitrariamente un parallelo di riferimento ed un meridiano di riferimento;
il parallelo di riferimento è l’Equatore, il meridiano di riferimento è invece il meridiano che passa per l’osservatorio astronomico di Greenwich, una località vicina a Londra;
latitudine: la latitudine di un parallelo esprime la distanza angolare di quest’ultimo dal parallelo di riferimento, l’Equatore;
la latitudine di un meridiano è compresa tra 0° e 90°: per distinguere i paralleli presenti nell’emisfero boreale
da quelli presenti nell’emisfero australe, il valore della latitudine viene classificato come nord oppure sud;
longitudine: la longitudine di un meridiano esprime la distanza angolare di quest’ultimo dal meridiano di riferimento, il meridiano di Greenwich;
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per convenzione si è scelto come valore della longitudine di un meridiano l’angolo con un valore inferiore o
uguale a 180°: per specificare la longitudine di un meridiano è quindi necessario specificare se quest’ultima è
est oppure ovest;
altitudine o quota: l’altitudine o quota è la terza coordinata necessaria per definire la posizione di un punto
sulle terre emerse;
questa coordinata esprime la distanza verticale del punto considerato dal livello medio del mare e
può essere determinata con opportuni strumenti, gli altimetri;
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5. Assegna una definizione corretta per i seguenti termini:
latitudine, longitudine, meridiano, parallelo, equatore, poli geografici, asse terrestre.
6. Stabilire se le seguenti affermazioni sono vere oppure false:
l’equatore è il piano passante per il centro della Terra;
i punti che si trovano sullo stesso meridiano hanno la stessa latitudine e diversa longitudine;
un punto con longitudine pari a 0° si trova sull’equatore.
7. Completa le frasi seguenti:
l’asse terrestre è la linea immaginaria passante per il
………………..
………………..
; il polo nord ed il polo sud sono i punti in cui l’asse ……………….. la ……………….. ;
l’equatore è l’intersezione con la superficie terrestre del
………………..
………………..
passante per il
………………..
della
e perpendicolare all’………………..;
la latitudine di un punto è la sua
………………..
della ……………….. intorno a cui avviene la
………………..
dall’………………..: può variare da
………………..
a……………….. e da
a ………………..: i punti a latitudine 0° si trovano ……………….. ;
la longitudine di un punto è la ……………….. del ……………….. passante per il punto dal ……………….. : può variare
da
………………..
a
………………..
e da
………………..
a
………………..;
i punti con longitudine 180° si trovano
……………….. .
8. Scegli il completamento o i completamenti corretti:
I meridiani:
A.
si incontrano in due punti;
B. sono 180;
C.
sono 360;
D. si incontrano in un punto.
I paralleli sono:
A.
circonferenze di lunghezza uguale;
B. 180;
C.
lunghi come i meridiani;
D. circonferenze anche sull’ellissoide.
Poiché il meridiano passante per Roma ha longitudine 12° 15 E, il suo antimeridiano ha longitudine:
A.
167° 45 E;
B. 192° 15 O;
C.
167° 45 O;
D. 192° 15 E.
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7
Le DIMENSIONI della TERRA
principio su cui si basa il metodo di Eratostene: il primo tentativo di misura del raggio terrestre di cui
abbiamo notizie sicure e che condusse ad un risultato abbastanza preciso è quello eseguito da Eratostene nel
III secolo a.C.;
il principio teorico su cui si basava il metodo di Eratostene è il seguente: data una circonferenza, la lunghezza di quest’ultima può essere determinata conoscendo la lunghezza di un suo arco e l’angolo sotteso da
questo stesso arco di circonferenza;
ipotesi assunte da Eratostene: nel metodo utilizzato da Eratostene si assumeva che Alessandria d’Egitto e
Siene (l’odierna Assuàn) fossero sullo stesso meridiano (la distanza tra queste due città era nota e pari a 5000
stadi);
determinazione dell’angolo sotteso dall’arco di circonferenza: per calcolare l’angolo sotteso dall’arco di circonferenza compreso tra Alessandria d’Egitto e Siene, Eratostene osservò che a Siene i raggi del Sole sono
perpendicolari alla superficie terrestre a mezzogiorno del 21 giugno;
il quello stesso istante, ad Alessandria d’Egitto, i raggi del Sole formano con la verticale un angolo che è
1/50 dell’angolo giro;
poiché il Sole si trova ad una grande distanza dalla Terra, tutti i raggi che colpiscono la superficie del nostro
pianeta possono essere considerati paralleli;
l’angolo misurato sperimentalmente da Eratostene coincide quindi con l’angolo che sottende l’arco di circonferenza compreso tra Siene ed Alessandria d’Egitto (i due angoli sono infatti angoli corrispondenti);
calcolo della lunghezza della circonferenza terrestre: con una semplice proporzione, Eratostene calcolò per
la circonferenza terrestre una lunghezza pari a 25000 stadi, equivalente a circa 39375 Km (un valore inferiore di soli 634 Km rispetto al valore determinato oggi con metodi e strumenti notevolmente più precisi);
raggio medio terrestre: il valore medio comunemente accettato per il raggio terrestre è pari a circa 6371 Km;
8
iniziale definizione dell’unità di misura delle lunghezze: la determinazione delle dimensioni della Terra consentì in passato di dare una definizione operativa del metro, l’unità di misura impiegata per esprimere le
lunghezze;
nel 1793 l’Accademia delle Scienze di Parigi definì la lunghezza di un metro come la quarantamilionesima
parte del meridiano terrestre;
problemi associati alla iniziale definizione di metro: l’iniziale definizione operativa di metro non era rigorosamente corretta in quanto i meridiani terrestri non hanno tutti la stessa lunghezza ed inoltre uno stesso
meridiano può subire delle piccole variazioni di lunghezza nel tempo a causa delle leggere variazioni nella
forma della Terra;
attuale definizione dell’unità di misura delle lunghezze: per superare ogni difficoltà, nel 1983 è stata
proposta la nuova definizione per l’unità di misura delle lunghezze;
il metro è definito come la distanza percorsa nel vuoto dalla luce in un intervallo di tempo pari 299 792 458-1
secondi;
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DOMANDE a RISPOSTA APERTA
1.
Che cosa si intende per orizzonte sensibile? Come variano le dimensioni dell’orizzonte sensibile con
l’aumentare dell’altezza del punto di osservazione?
2.
Quali osservazioni hanno permesso d dedurre che la Terra è pressoché sferica?
3.
Qual è il solido geometrico che più si avvicina alla forma della Terra?
4.
Che cosa è il geoide?
5.
In quale modo Eratostene determinò la lunghezza della circonferenza terrestre?
6.
Come si spiega la variazione del periodo di oscillazione di un pendolo quando questo viene spostato
da una località prossima al polo ad una località che si trova all’Equatore?
7.
Qual è il valore del raggio medio terrestre?
8.
Come vengono definiti i paralleli ed i meridiani sulla superficie terrestre?
9.
Definisci la latitudine e la longitudine di un punto sulla superficie terrestre.
10.
Spostandosi dall’Equatore verso i poli, la lunghezza dell’arco di un grado di latitudine è così poco
variabile da poter essere ritenuta, in prima approssimazione, costante. Questa affermazione è valida
anche per la lunghezza dell’arco di un grado di longitudine? Motiva la risposta.
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MOTI MILLENARI
definizione di moti millenari: i moti millenari sono moti che si verificano su lunghissimi periodi di tempo e le
cui conseguenze non possono essere osservate direttamente;
causa dei moti millenari: i moti millenari sono provati dalle perturbazioni gravitazionali che il nostro pianeta
subisce da parte della Luna e degli altri pianeti del Sistema Solare;
MOTO di PRECESSIONE LUNI-SOLARE
definizione di moto di precessione luni-solare: il moto di precessione luni-solare è il moto millenario per
effetto del quale l’asse di rotazione terrestre non rimane orientato sempre nella stessa direzione, ma descrive
in circa 25700 anni una superficie doppia conica il cui vertice coincide con il centro della Terra;
cause del moto di precessione luni-solare: il moto di precessione luni-solare può essere giustificato tenendo
conto della forza di attrazione gravitazionale che la Luna ed il Sole esercitano sul nostro pianeta e dell’elevata velocità con cui la Terra ruota attorno al proprio asse;
per effetto della forza di attrazione gravitazionale luni-solare, la Terra tende a spostare il proprio asse di
rotazione lungo la perpendicolare al piano di rivoluzione: a ciò si oppone tuttavia l’elevata velocità di rotazione terrestre, che tende a mantenere inalterata la direzione dell’asse;
questi due aspetti si combinano tra loro determinando il moto si precessione luni-solare, durante il quale
l’asse terrestre descrive la superficie di due coni (con vertice nel centro della Terra) ruotando in senso
retrogrado (ovvero in senso orario per un osservatore posto al polo nord celeste);
periodo del moto di precessione luni-solare: l’asse di rotazione terrestre descrive una rotazione completa,
mantenendo pressoché costante l’inclinazione rispetto al piano dell’eclittica, in 25700 anni circa (questo
periodo di tempo viene anche indicato con il termine di anno platonico);
conseguenze del moto di precessione luni-solare: a causa del moto di precessione luni-solare si verifica una
continua variazione delle stelle associate al polo nord celeste ed al polo sud celeste;
attualmente la direzione del polo nord celeste è identificata con la direzione della Stella Polare: tra 13000
anni circa, quando l’asse di rotazione terrestre avrà compiuto circa la metà del suo moto millenario, la direzione del polo nerd celeste verrà invece associata con la direzione della stella Vega;
un secondo effetto del moto di precessione luni-solare è costituito dall’inversione delle stagioni nei due
emisferi: attualmente la stagione estiva, nel nostro emisfero, si verifica quando la Terra è nelle vicinanze
dell’afelio;
tra 13000 anni circa, la stagione estiva, nel nostro emisfero, si verificherà quando la Terra è nelle vicinanze
del perielio: di conseguenza varierà anche la durata effettiva del periodo primavera-estate;
l’ultimo effetto del moto di precessione luni-solare è costituito dal moto di precessione degli equinozi, per
effetto del quale la posizione degli equinozi nel corso degli anni non si mantiene costante ma si sposta in
senso orario descrivendo l’intera orbita di rivoluzione terrestre;
;
definizione di nutazioni: le nutazioni sono piccole oscillazioni (nell’ordine di pochi secondi d’arco) dell’asse
di rotazione terrestre che si verificano con una periodicità di 18,6 anni e che sono causate dalle periodiche
variazioni della distanza Terra-Sole e Terra-Luna;
per effetto di queste nutazioni, durante il moto di precessione luni-solare, l’asse terrestre non descrive due
superfici coniche con un base perfettamente circolare, ma con un profilo sinuoso;
MOTO di PRECESSIONE degli EQUINOZI
definizione di moto di precessione degli equinozi: il moto di precessione degli equinozi è il moto millenario
per effetto del quale la linea degli equinozi ( e quindi anche la linea dei solstizi) si sposta ruotando in senso
orario (per un osservatore posto al polo nord celeste) compiendo una rotazione completa in circa 21000 anni;
cause del moto di precessione degli equinozi: il moto di precessione degli equinozi è una conseguenza del
moto di precessione luni-solare;
a causa del moto di precessione luni-solare la direzione dell’asse di rotazione terrestre cambia nel tempo,
determinando quindi uno spostamento nello spazio del piano perpendicolare all’asse e passante per il centro
del Sole;
poiché l’intersezione di quest’ultimo con il piano dell’eclittica definisce la linea degli equinozi, è chiaro che
lo spostamento nello spazio dell’asse di rotazione terrestre ha come conseguenza uno spostamento della linea
degli equinozi;
lo spostamento della linea degli equinozi in senso orario per un osservatore posto in corrispondenza del polo
nord celeste è conseguenza del fatto che l’asse di rotazione terrestre, nel moto di precessione luni-solare,
ruota in senso orario;
osservazione: poiché il nostro calendario è basato sull’anno solare (e non sull’anno sidereo), la data in cui si
verificano gli equinozi ed i solstizi è sempre la medesima;
differenza tra anno sidereo ed anno solare: la principale conseguenza del moto di precessione degli equinozi
è la discrepanza tra la durata dell’anno sidereo e quella dell’anno solare;
l’anno sidereo è l’intervallo di tempo necessario affinché la Terra compia una rivoluzione completa attorno
al Sole rispetto ad una stella lontana: la sua durata è pari a 365d 6d 9m 10s;
l’anno solare è invece l’intervallo di tempo che intercorre tra due equinozi (oppure tra due solstizi) consecutivi dello stesso tipo: la sua durata è pari a 365d 5d 48m 46s;
determinazione della discrepanza tra anno sidereo ed anno solare: poiché il moto di precessione luni-solare
si compie in un intervallo di tempo pari a 25700 anni, è possibile determinare lo spostamento angolare subito
dalla posizione degli equinozi (oppure dei solstizi) in un anno:
360° : 26000 anni = x : 1 anno
x = 50′ ′
il tempo impiegato dalla Terra per compiere questo spostamento angolare sulla propria orbita coincide con la
differenza tra la durata dell’anno sidereo e la durata dell’anno solare:
360° : 365d 6d 9m 10s = 50′ ′ : x
x = 20m 17s
rotazione apparente delle costellazioni dello zodiaco: per effetto del moto di precessione della linea degli
equinozi, nel corso degli anni variano le costellazioni in cui, nello stesso giorno dell’anno, è proiettato il Sole (ne segue che gli oroscopi non hanno alcun fondamento perché basati sulla situazione astronomica di 2000
anni fa);
SPOSTAMENTO della LINEA degli APSIDI
definizione di linea degli apsidi: la linea degli apsidi è la linea che unisce i punti in corrispondenza dei quali
la distanza della Terra dal Sole è massima (afelio) e minima (perielio);
caratteristiche dello spostamento della linea degli apsidi: lo spostamento della linea degli apsidi consiste
nella rotazione (in senso antiorario per un osservatore posto al polo nord celeste) della linea degli apsidi;
cause dello spostamento della linea degli apsidi: lo spostamento della linea degli apsidi è causato dalle interazioni gravitazionali della Terra con gli altri pianeti del Sistema Solare;
periodo associato allo spostamento della linea degli apsidi: la linea degli apsidi compie una rotazione completa facendo perno sul centro del Sole in 117 000 anni, con uno spostamento angolare di circa 11″ all’anno;
a causa dello spostamento della linea degli apsidi, perielio ed afelio si muovono nella stessa direzione del
moto di rivoluzione e vengono quindi incontro alla linea degli equinozi, che si muove in senso contrario: i
due movimenti si sommano, accelerando quindi la rotazione della linea equinoziale che si completa come
abbiamo già visto in 21000 anni circa;
VARIAZIONE dell’ECCENTRICITA’ dell’ORBITA
variazione dell’eccentricità dell’orbita: per effetto delle interazioni gravitazionali tra la Terra e gli altri corpi
del Sistema Solare, l’eccentricità dell’orbita terrestre varia in un periodo medio di 92000 anni da un valore
minimo di circa 0,003 ad un valore massimo di circa 0,067 (attualmente l’eccentricità dell’orbita terrestre è
pari a 0,017);
conseguenze della variazione dell’eccentricità dell’orbita: la variazione dell’eccentricità dell’orbita terrestre
determina una variazione della durata delle stagioni ed una intensificazione delle oscillazioni climatiche;
quando l’eccentricità ha il valore massimo, la differenza tra la distanze massima e la distanza minima della
Terra dal Sole assume il proprio valore massimo, portando quindi ad un incremento dell’escursione termica
annua;
VARIAZIONE dell’INCLINAZIONE dell’ASSE TERRESTRE
variazione dell’inclinazione dell’asse terrestre: l’inclinazione dell’asse di rotazione terrestre (che attualmente forma con la normale al piano di rivoluzione terrestre un angolo di 23° 27′ ) non si mantiene costante nel
tempo, ma varia da un valore massimo di 24° 20′ ad un valore minimo di 21° 55′ con un periodo medio di
circa 40000 anni;
conseguenze dell’inclinazione dell’asse terrestre: la variazione dell’inclinazione dell’asse terrestre determina una variazione delle differenza tra la durata del dì e della notte sui diversi paralleli terrestri (se l’asse di
rotazione terrestre fosse perpendicolare al piano di rivoluzione terrestre, la durata del dì e della notte sarebbe
di 12h in tutti i punti della superficie terrestre);
MOTI MILLENARI e CLIMA TERRESTRE
i dati disponibili dimostrano che in passato i vari tipi di clima sulla Terra si sono più volte modificati e molto
probabilmente i moti millenari sono, almeno in parte, responsabili delle oscillazioni climatiche che si sono
registrate;
per effetto della precessione degli equinozi, combinata con lo spostamento della linea degli apsidi, oggi
l’estate boreale avviene quando il nostro pianeta è in prossimità dell’afelio e l’inverno quando è vicino al
perielio: ciò attenua quindi l’escursione termica annua nel nostro emisfero accentuandola invece nell’emisfero australe (circa 12000 anni fa la situazione era invertita);
i cambiamenti della eccentricità dell’orbita possono accentuare le differenze stagionali perché determinano
un aumento oppure una diminuzione della distanza Terra-Sole e perché provocano una variazione nella durata delle stagioni;
anche la variazione nella inclinazione dell’asse di rotazione terrestre contribuisce ad amplificare oppure ad
attenuare le differenze stagionali: dobbiamo infatti ricordare che tanto più l’asse terrestre è inclinato, tanto
maggiori sono le variazioni annue di temperatura;
DOMANDE a RISPOSTA APERTA
1.
Quali sono i tre gruppi in cui possono essere distinti i movimenti della Terra?
2.
Come varia la velocità angolare di rotazione terrestre spostandosi dall’Equatore ai poli? Come varia la
velocità lineare di rotazione?
3.
In quale mese dell’anno la Terra si trova in afelio? L’alternanza delle stagioni può essere dovuta alla
distanza della Terra dal Sole?
4.
Qual è la causa generale dei moti millenari?
5.
Quali sono le principali prove della rotazione che la Terra compie intorno al proprio asse?
6.
Enuncia e discuti la legge di Ferrel.
7.
Perché la forza di Coriolis è una forza apparente? In quale direzione viene deviato un corpo che si
muove verso Nord partendo da una località situata all’Equatore?
8.
Quali sono le principali conseguenze geografiche del moto di rotazione terrestre?
9.
Che cosa si intende per dì? E con il termine giorno?
10.
Quali sono le principali prove del moto di rivoluzione della Terra intorno al Sole?
11.
In che cosa consiste il fenomeno della aberrazione della luce proveniente dalle stelle?
12.
Quali sono le condizioni di illuminazione nei due emisferi nei giorni dell’equinozio di primavere e
dell’equinozio d’autunno?
13.
Come variano le condizioni di illuminazione il giorno del solstizio d’estate nei due emisferi? E nel
giorno del solstizio d’inverno?
14.
Al polo sud la “grande notte” dura qualche giorno in più rispetto alla “grande notte” artica, mentre il
“grande giorno” dura qualche giorno in meno rispetto al grande giorno artico: spiegane le ragioni.
15.
Che cosa sono le zone astronomiche?
16.
Quali sono i principali moti millenari della Terra? Qual è la causa della precessione luni-solare? In che
cosa consiste la precessione luni-solare? In che cosa consiste la precessione degli equinozi? Che cosa è
l’eccentricità dell’orbita terrestre? Come varia nel tempo?
17.
Le nutazioni e il mutamento dell’inclinazione dell’asse terrestre sono la stessa cosa? Perché?
La NASCITA dell’ASTRONOMIA MODERNA
etimologia del termine pianeta: il termine pianeta deriva da una parola greca che significa “errante” e che fa
riferimento a corpi celesti che modificano con regolarità la loro posizione rispetto alle stelle fisse (per gli
antichi greci erano considerati dei pianeti il Sole, la Luna, Mercurio, Venere, Marte, Giove e Saturno);
modello geocentrico: il primo modello proposto per descrivere l’Universo fu il modello geocentrico, proposto dagli antichi astronomi greci e nel quale la Terra era al centro dell’Universo, con tutti i corpi celesti che
le ruotavano attorno;
i greci elaborarono il loro modello geocentrico e, grazie a calcoli matematici, lo perfezionarono a tal punto
da riuscire a descrivere il moto apparente dei corpi celesti osservati: alcuni intuirono, in realtà, che il moto
delle stelle si poteva spiegare in modo più semplice ipotizzando che la Terra ruotasse attorno al proprio asse,
ma respinsero questa idea perché sul nostro pianeta non si avvertiva nessun effetto di questo moto;
Aristarco da Samo (312-230 a.C.): l’ipotesi di un modello eliocentrico venne per la prima volta proposta da
Aristarco da Samo che, utilizzando semplici relazioni geometriche, capì che la distanza del Sole dalla Terra
era molto superiore rispetto a quella del nostro pianeta dalla Luna e che le dimensioni del Sole erano molto
superiori rispetto a quelle della Terra;
questa conclusione lo indusse probabilmente a ipotizzare un Universo centrato intorno al Sole ma, a causa
della notevole influenza del filosofo Aristotele che aveva invece appoggiato il modello geocentrico,
quest’ultimo continuò a dominare il pensiero occidentale per quasi duemila anni;
Ipparco: utilizzando delle specie di mirini e regoli graduati e misurando le distanze angolari da punti fissi di
riferimento, intorno al 140 a.C. Ipparco riuscì a misurare la precessione degli equinozi;
Tolomeo (II secolo d.C.): riprendendo il sistema geocentrico, Tolomeo definisce il modello tolemaico grazie
al quale era possibile prevedere la periodica variazione della posizione dei pianeti rispetto alle stelle fisse;
in base al modello tolemaico, i pianeti si muovevano attorno alla Terra descrivendo delle piccole orbite
circolari, gli epicicli, il cui centro si spostava su orbite circolari di raggio maggiore, i deferenti;
moto retrogrado: il moto retrogrado è il moto apparente che periodicamente si può osservare registrando la
posizione dei pianeti rispetto alle stelle fisse;
generalmente i pianeti si muovono verso est, ma periodicamente essi sembrano fermarsi e invertire la propria
direzione per un certo periodo di tempo: questa deviazione apparente prende il nome di moto retrogrado;
nel modello tolemaico il moto retrogrado veniva giustificando grazie alla introduzione degli epicicli, il cui
centro si sposta lungo circonferenze di raggio maggiore, i deferenti;
17
giustificazione reale del moto retrogrado: la reale motivazione del moto retrogrado dei pianeti è da ricercare
nella combinazione del loro moto di rivoluzione attorno al Sole con il moto di rivoluzione del nostro pianeta;
Copernico (1473-1543 d.C.): partendo dalla convinzione che la Terra è un pianeta il cui moto di rotazione
attorno al proprio asse determina il moto apparente della volta celeste, Copernico propone un modello
eliocentrico in cui le orbite dei pianeti sono delle circonferenze (per migliorare l’accordo tra le posizioni
previste e quelle osservate, anche Copernico utilizza gli epicicli);
con l’introduzione del modello copernicano, la Terra diviene un pianeta mentre il Sole e la Luna vengono
esclusi da questa classe di corpi celesti;
Thyco Brahe (1546-1601 d.C.): non riuscendo a misurare la parallasse annua delle stelle, l’astronomo danese
non credeva nel sistema eliocentrico copernicano;
durante la sua permanenza all’osservatorio astronomico di Copenhagen, Thyco Brahe misurò con grande
precisione la posizione dei pianeti (ed in particolare di Marte) per vent’anni: queste sue misure vennero poi
utilizzate da Keplero, che gli fece da assistente negli ultimi anni della sua vita a Praga;
Keplero (1571-1630 d.C.): a differenza del suo maestro, Keplero era un sostenitore del modello eliocentrico
copernicano;
convinto della bontà dei dati raccolti da Tycho Brahe, Keplero intuì che questi ultimi non coincidevano con
le posizioni previste dal modello perché quest’ultimo non era corretto: le orbite dei pianeti non sono infatti
delle circonferenze ma delle ellissi;
dopo dieci anni di studi, nel 1609 Keplero descrisse le caratteristiche geometriche delle orbite planetarie
attraverso le sue prime due leggi;
legge delle orbite ellittiche: i pianeti descrivono delle orbite ellittiche, quasi complanari, aventi tutte un fuoco
comune in cui si trova il Sole;
nell’orbita di rivoluzione di un pianeta si possono individuare due punti di particolare importanza, il perielio
e l’afelio, uniti da una linea indicata con il termine di linea degli apsidi;
il senso del moto di rivoluzione dei pianeti è antiorario per un osservatore che si trovi in corrispon-denza del
polo nord celeste;
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legge delle aree: il raggio vettore che unisce il centro del Sole con il centro di un pianeta descrive superfici
con aree uguali in intervalli di tempo uguali (un pianeta si muove quindi più velocemente quando è in
perielio e più lentamente quando è in afelio);
legge del moto planetario: i
quadrati
dei
periodi
di
rivoluzione dei pianeti sono direttamente proporzionali ai cubi delle loro distanze medie dal Sole;
T2 = cost d3
le leggi di Keplero sono valide per tutti gli oggetti del Sistema Solare: esse si applicano anche a comete,
asteroidi e satelliti naturali o artificiali;
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MOTO di RIVOLUZIONE
moto di rivoluzione: il moto di rivoluzione è il moto che la Terra compie attorno al Sole in senso antiorario
per un osservatore posto al polo nord celeste, descrivendo una traiettoria ellittica con eccentricità pari a 0,017
ad una velocità media di circa 30 Km/s;
eclittica: per effetto del moto di rivoluzione della Terra attorno al Sole, un osservatore posto sulla Terra vede
cambiare progressivamente lo sfondo della volta celeste, come se fosse il Sole a muoversi descrivendo una
traiettoria apparente che prende il nome di eclittica;
l’eclittica è quindi la traiettoria apparente descritta dal Sole sulla volta celeste nel corso dell’anno: nella realtà il moto del Sole è un moto apparente, la cui causa reale è il moto di rivoluzione della Terra, e quindi
l’eclittica è in realtà l’orbita di rivoluzione terrestre;
piano di rivoluzione: il piano contenente l’orbita ellittica descritta dalla Terra nel suo moto di rivoluzione
viene indicato con il termine di piano dell’eclittica;
posizione relativa del piano dell’eclittica: il piano dell’eclittica non coincide con il piano contenente l’equatore celeste, ma forma con esso un angolo di 23° 27′ ;
equinozi: gli equinozi (equinozio di primavera e d’autunno) sono i punti di intersezione tra l’eclittica e
l’equatore celeste;
l’equinozio di primavera (21 marzo) è il punto di intersezione in corrispondenza del quale la declinazione del
Sole passa da negativa a positiva e viene indicato con il termine di punto ;
l’equinozio d’autunno (23 settembre) è invece il punto di intersezione in corrispondenza del quale la declinazione del Sole passa da positiva a negativa e viene indicato con il termine di punto ;
in questi due giorni la durata del dì e della notte coincidono in tutti i punti della superficie terrestre, in quanto
il circolo di illuminazione passa esattamente per i due poli;
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linea degli equinozi: la linea degli equinozi è la linea che unisce i due punti dell’eclittica in corrispondenza
dei quali si verificano gli equinozi (tale linea può essere anche definita mediante intersezione tra il piano
dell’eclittica ed il piano contenente l’equatore celeste);
solstizi: i solstizi (solstizio d’estate e solstizio d’inverno) sono i punti dell’eclittica in corrispondenza dei quali è massima la distanza angolare tra il Sole ed il piano dell’equatore celeste;
linea dei solstizi: la linea dei solstizi è la linea che unisce le due posizioni dell’eclittica associate rispettivamente al solstizio d’estate ed al solstizio d’inverno (la linea dei solstizi è perpendicolare alla linea degli
equinozi);
posizione dell’asse di rotazione durante la rivoluzione terrestre: durante il moto di rivoluzione terrestre, la
posizione dell’asse di rotazione rimane inalterata (su brevi periodi astronomici);
PROVE INDIRETTE del MOTO di RIVOLUZIONE
analogia con gli altri pianeti: tutte le osservazioni telescopiche portarono a concludere che i pianeti ruotano
attorno al Sole con modalità descritte dalle leggi di Keplero;
essendo la Terra un pianeta, era facile ipotizzare che anche il nostro pianeta fosse caratterizzato da un moto
di rivoluzione analogo a quello osservato per gli altri pianeti;
moto apparente annuo delle costellazioni: il moto apparente annuo del Sole rispetto alle stelle fisse deve
essere considerato un moto apparente, conseguenza cioè del moto di rivoluzione della Terra (la massa del
nostro pianeta è infatti troppo piccola per essere il centro gravitazionale attorno al quale ruota il Sole);
parallasse annua delle stelle vicine: lo spostamento apparente delle stelle vicine rispetto alle stelle lontane
(indicate anche con il termine di stelle fisse) è una prova indiretta del moto di rivoluzione;
21
tale prova venne tuttavia utilizzata solo a partire dal 1838, anno in cui fu possibile determinare sperimentalmente la prima parallasse annua (in precedenza la sensibilità degli strumenti utilizzata non consentiva di
misurare angoli così piccoli);
effetto Doppler ottico: lo spettro delle stelle mostra delle piccole variazioni periodiche durante le quali le
righe di assorbimento si spostano prima a lunghezze d’onda leggermente maggiori e, dopo sei mesi, a lunghezze d’onda leggermente inferiori;
tale fenomeno può essere interpretato come conseguenza del moto di rivoluzione, durante il quale per sei
mesi la Terra si avvicina ad una stella determinando così un spostamento a lunghezze d’onda inferiori e nei
sei mesi successivi la Terra si allontana da quella stessa stella determinando così uno spostamento a lunghezze d’onda maggiori;
PROVE DIRETTE del MOTO di RIVOLUZIONE
ABERRAZIONE ANNUA della LUCE
l’unica prova diretta del moto di rivoluzione della Terra attorno al Sole è stata ottenuta nel 1727 presso
l’Osservatorio astronomico di Greenwich dall’astronomo inglese James Bradley;
aberrazione annua della luce: l’aberrazione annua della luce è il fenomeno per cui la direzione apparente e la
direzione vera di una stella rispetto ad un osservatore posto sulla Terra non coincidono a causa del fatto che
l’osservatore è in movimento rispetto alla stella (come conseguenza del moto di rivoluzione terrestre);
angolo di aberrazione annua della luce: l’angolo di aberrazione annua della luce coincide con l’angolo
compreso tra la direzione apparente e la direzione vera di una stella rispetto ad un osservatore posto sulla
Terra;
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ragione fisica: la ragione fisica per la quale la direzione apparente e la direzione vera di una stella rispetto ad
un osservatore posto sulla Terra non coincidono è costituita dal fatto che la Terra è dotata di un moto di
rivoluzione e la velocità della luce ha un valore finito;
interpretazione: consideriamo un telescopio puntato su una stella S che si trovi esattamente sulla verticale e
supponiamo che la lunghezza del telescopio sia uguale a d;
per passare dall’obiettivo all’oculare, la luce impiega un intervallo di tempo t pari al rapporto tra la lunghezza del telescopio e la velocità della luce c: nello stesso intervallo di tempo il telescopio si sposta trasversalmente di una distanza l pari al prodotto della velocità orbitale v della Terra per l’intervallo di tempo t;
il raggio luminoso non raggiunge quindi l’oculare nel punto P, ma nel punto P’ posto ad una distanza l pari
allo spostamento trasversale del telescopio;
per osservare la stella è quindi necessario inclinare lo strumento di un certo angolo , l’angolo di aberrazione annua, nella stessa direzione dello spostamento del telescopio;
variazione dell’angolo di aberrazione: l’angolo di aberrazione aumenta all’aumentare della velocità orbitale
della Terra (nel corso dell’anno è quindi massimo quando la Terra si trova in perielio ed è minimo quando la
Terra si trova in afelio);
senza questa variazione periodica e regolare per tutte le stelle non potremmo in alcun modo apprezzare l’errore di posizione che commettiamo;
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CONSEGUENZE del MOTO di RIVOLUZIONE
VARIAZIONE della DISTANZA tra la TERRA ed il SOLE
in base alla prima legge di Keplero, l’orbita di rivoluzione terrestre è un’orbita ellittica: pertanto durante il
suo moto attorno al Sole, la distanza tra la Terra e quest’ultimo varia, risultando minima in perielio (il 3 gennaio circa) e massima in afelio (il 3 luglio circa);
la variazione della distanza tra la Terra ed il Sole contribuisce solo in minima parte alle variazioni di temperatura stagionali: di fatto, nel nostro emisfero, le temperature sono inferiori quando la Terra è alla minima
distanza dal Sole;
DIFFERENZA tra GIORNO SIDEREO e GIORNO SOLARE
durata del giorno: per misurare la durata del giorno, occorre scegliere un punto di riferimento esterno alla
Terra, misurando poi l’intervallo di tempo che trascorre prima che esso venga a trovarsi davanti all’osservatore nella medesima posizione;
giorno sidereo: il giorno sidereo è l’intervallo di tempo necessario affinché la Terra compia una rotazione
completa attorno al proprio asse rispetto ad una stella lontana;
più correttamente, il giorno sidereo può essere anche definito come l’intervallo di tempo che intercorre tra
due culminazioni successive di una stella lontana sullo stesso meridiano terrestre (la durata del giorno
sidereo è pari a 23h 56m 4s);
alcune prove paleontologiche, basate sullo studio dei residui fossili, hanno messo in evidenza che la durata
del giorno sidereo si sta allungando di circa due millesimi di secondo per secolo: l’origine di tale fenomeno
sembra essere legato alla attrazione gravitazionale che la Luna esercita sulle masse oceaniche terrestri;
giorno solare: il giorno solare è l’intervallo di tempo necessario affinché la Terra compia una rotazione completa attorno al proprio asse rispetto al Sole;
più correttamente, il giorno solare può essere anche definito come l’intervallo di tempo che intercorre tra due
culminazioni successive del Sole sullo stesso meridiano terrestre;
a differenza del giorno sidereo, la durata del giorno solare non è costante ma varia nel corso dell’anno: il
giorno solare ha infatti una durata maggiore quando la Terra si muove più velocemente nel suo moto di rivoluzione attorno al Sole (e quindi in perielio) ed ha una durata inferiore quando invece la Terra si muove più
lentamente nel suo moto di rivoluzione attorno al Sole (e quindi in afelio);
discrepanza tra durata del giorno sidereo e durata del giorno solare: la discrepanza tra la durata del giorno
sidereo e la durata del giorno solare è dovuta al fatto che, contemporaneamente al suo moto di rotazione, la
Terra compie anche un moto di rivoluzione attorno al Sole;
se la Terra non fosse dotata di un moto di rivoluzione attorno al Sole, la durata del giorno solare e del giorno
sidereo sarebbe la stessa;
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nella realtà, il giorno solare è il risultato della composizione del moto di rotazione e del moto di rivoluzione
della Terra;
determinazione della discrepanza tra durata del giorno sidereo e durata del giorno solare: la differenza tra
la durata del giorno solare e quella del giorno sidereo può essere determinata tenendo conto del fatto che, nel
suo moto di rivoluzione, la Terra compie uno spostamento angolare di circa un grado al giorno;
dopo l’intervallo di tempo associato al giorno sidereo, quindi, la Terra deve compiere attorno al proprio asse
uno spostamento angolare di circa un grado affinché si abbia una nuova culminazione del Sole sullo stesso
meridiano;
per compiere questo ulteriore spostamento angolare sono necessari circa quattro minuti, un valore che si può
facilmente ottenere dalla seguente proporzione:
360° : 23h 56m 4s = 1° : x
x ≈ 4m
giorno solare medio: poiché la durata del giorno solare non è costante nel corso dell’anno è conveniente
definire la durata del giorno solare medio, che è pari a 24h (il giorno solare medio rappresenta la media della
durata di tutti i giorni solari dell’anno);
nel corso dell’anno, la durata del giorno solare non si discosta tuttavia di molto dalla durata del giorno solare
medio: la differenza, in eccesso o in difetto, non è mai superiore a 40s;
la durata del giorno solare è massima quanto la Terra si trova in perielio (intorno al 3 gennaio) ed è minima
quando la Terra si trova in afelio (intorno al 3 luglio);
VARIAZIONE della DURATA del DI’ e della NOTTE
per quanto abbiamo già detto, l’asse di rotazione terrestre non è perpendicolare al piano di rivoluzione e, su
brevi periodi di tempo astronomici, si mantiene parallelo a sé stesso durante l’intero moto di rivoluzione: per
questi motivi la posizione del circolo di illuminazione sulla superficie terrestre varia durante l’anno, determinando una variazione della durata del dì e della notte;
durante gli equinozi, il circolo di illuminazione passa esattamente per i poli e quindi la durata del dì e della
notte coincidono in tutti i punti della superficie terrestre (la durante del dì e della notte è esattamente uguale
in tutti i giorni dell’anno solo nei punti appartenenti all’equatore geografico);
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nell’emisfero boreale, durante il solstizio d’estate (21 giugno) la durata del dì è superiore alla durata della
notte in quanto la lunghezza degli archi di parallelo illuminati è superiore alla lunghezza degli archi di parallelo in ombra;
al di sopra del circolo polare artico, la durata del dì coincide con la durata del giorno intero in quanto l’intera
lunghezza dei paralleli è illuminata: in tali condizioni, quindi, il Sole non scende mai al di sotto del piano
dell’orizzonte;
nei punti a latitudine maggiore, il Sole può rimanere al di sopra del piano dell’orizzonte per lunghi periodi di
tempo (in corrispondenza del polo nord il dì ha una durata di circa sei mesi): questo fenomeno prende il
nome di “grande giorno”;
ALTERNANZA delle STAGIONI
durata del dì e della notte: come abbiamo già visto in precedenza, l’asse di rotazione terrestre non è perpendicolare al piano di rivoluzione e, su brevi periodi di tempo astronomici, esso si mantiene parallelo a sé
stesso durante l’intero moto di rivoluzione;
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per questi motivi, la durata del dì e della notte varia (in uno stesso punto della superficie terrestre) nel corso
dell’anno, determinando una variazione delle condizioni climatiche in uno stesso punto della superficie
terrestre;
inclinazione dei raggi del Sole: un’altra importante conseguenza delle proprietà associate all’asse di rotazione è la variazione, nel corso dell’anno, dell’angolo di incidenza dei raggi solari in uno stesso punto della
superficie terrestre;
in tali condizioni si ha una variazione della quantità di energia solare assorbita dal suolo per unità di superficie;
le variazioni nella durata del dì e della notte e nell’angolo di incidenza dei raggi del Sole sono una conseguenza del moto di rivoluzione della Terra e sono la causa dell’alternanza delle stagioni;
nei giorni degli equinozi i raggi del Sole, nell’istante del mezzogiorno vero, sono perpendicolari alla superficie terrestre in corrispondenza dell’equatore geografico;
nel giorno del solstizio d’estate (o d’inverno) i raggi del Sole, nell’istante del mezzogiorno vero, sono perpendicolari alla superficie terrestre in corrispondenza del Tropico del Cancro (o del Tropico del Capricorno);
importanza dell’inclinazione dell’asse terrestre: se l’asse di rotazione della Terra fosse perpendicolare al piano di rivoluzione, la durata del dì e della notte sarebbe la stessa in tutti i punti della superficie terrestre;
fissato inoltre un punto sulla superficie terrestre, l’angolo di incidenza dei raggi solari sarebbe costante durante tutto l’anno;
in queste condizioni si avrebbero delle differenze climatiche tra punti della superficie terrestre a diversa latitudine, ma in uno stesso punto della superficie terrestre non si avrebbe una alternanza delle stagioni;
27
STAGIONI ASTRONOMICHE
stagioni astronomiche: le stagioni astronomiche sono definite come gli intervalli di tempo che intercorrono
tra un equinozio ed il solstizio successivo (oppure tra un solstizio e l’equinozio successivo);
le stagioni astronomiche sono invertite nei due emisferi: alla nostra estate (o primavera) corrispondono rispettivamente l’inverno (o l’autunno) nell’emisfero australe;
in accordo con la seconda legge di Keplero, la velocità orbitale della Terra varia lungo la propria orbita ellittica: per questo motivo, nel nostro emisfero la durata del semestre caldo (primavera-estate) è superiore a
quella del semestre freddo (autunno-inverno) di circa sei giorni;
primavera: la primavera ha inizio con l’equinozio di primavera, giorno in cui il Sole ha declinazione nulla, i
raggi di quest’ultimo sono allo zenit a mezzogiorno sull’equatore, mentre sugli altri paralleli l’altezza del
Sole diminuisce all’aumentare della latitudine;
ai poli il Sole a mezzogiorno si trova al limite dell’orizzonte: in particolare al polo nord inizia il lungo dì
polare, mentre al polo sud inizia la lunga notte polare;
nel giorno dell’equinozio di primavera (così come nel giorno dell’equinozio d’autunno) la durata del dì e
della notte è uguale in tutti i punti della superficie terrestre;
durante la primavera, la declinazione del Sole passa da 0° a 23° 27: nell’emisfero settentrionale il dì si allunga progressivamente e l’altezza del Sole a mezzogiorno aumenta, situazione opposta rispetto all’emisfero
australe in cui la durata del dì si accorcia e l’altezza del Sole a mezzogiorno diminuisce;
all’equatore la durata del dì e della notte resta invariata, mentre l’altezza del Sole a mezzogiorno diminuisce:
il polo nord rimane costantemente illuminato, mentre il polo sud è sempre al buio;
estate: l’estate ha inizio con il solstizio d’estate, giorno in cui il Sole ha declinazione pari a 23° 27 ed è
quindi allo zenit, a mezzogiorno, sul Tropico del Cancro, mentre sugli altri paralleli l’altezza del Sole diminuisce all’aumentare della distanza da quest’ultimo;
nell’emisfero boreale, la zona compresa tra il circolo polare artico ed il polo nord è illuminata per tutto il
giorno, mentre nell’emisfero australe la zona compresa tra il circolo polare antartico ed il polo sud resta al
buio per tutto il giorno;
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durante l’estate, la declinazione del Sole passa da 23° 27 a 0°: nell’emisfero settentrionale il dì si accorcia
progressivamente e l’altezza del Sole a mezzogiorno diminuisce fino a raggiungere, nel giorno dell’equinozio d’autunno, i medesimi valori che aveva il 21 marzo;
nell’emisfero australe la durata del dì si allunga e l’altezza del Sole a mezzogiorno aumenta, mentre all’equatore la durata del dì e della notte resta invariata, ma l’altezza del Sole a mezzogiorno aumenta (al polo nord
ed al polo sud continuano rispettivamente il lungo dì e la lunga notte);
autunno: l’autunno ha inizio con l’equinozio di autunno, giorno in cui ripetono le stesse condizioni osservate
nell’equinozio di primavera ad eccezione del fatto che al polo nord inizia la lunga notte polare, mentre al
polo sud inizia il lungo dì polare;
durante l’autunno, la declinazione del Sole assume valori negativi: nell’emisfero settentrionale il dì si accorcia progressivamente e l’altezza del Sole a mezzogiorno diminuisce, situazione opposta rispetto all’emisfero australe in cui la durata del dì si allunga e l’altezza del Sole a mezzogiorno aumenta;
all’equatore la durata del dì e della notte resta invariata, mentre l’altezza del Sole a mezzogiorno diminuisce:
il polo nord rimane costantemente al buio, mentre il polo sud è sempre illuminato;
inverno: l’inverno ha inizio con il solstizio d’inverno, giorno in cui il Sole ha declinazione pari a -23° 27 ed
è quindi allo zenit, a mezzogiorno, sul Tropico del Capricorno, mentre sugli altri paralleli l’altezza del Sole
diminuisce all’aumentare della distanza da quest’ultimo;
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nell’emisfero boreale, la zona compresa tra il circolo polare artico ed il polo nord è al buio per tutto il giorno,
mentre nell’emisfero australe la zona compresa tra il circolo polare antartico ed il polo sud resta illuminata
per tutto il giorno;
durante l’inverno, la declinazione del Sole passa da -23° 27 a 0°: nell’emisfero settentrionale il dì si allunga
progressivamente e l’altezza del Sole a mezzogiorno aumenta (nell’emisfero australe, invece, la durata del dì
si accorcia e l’altezza del Sole a mezzogiorno diminuisce);
all’equatore la durata del dì e della notte resta invariata, ma l’altezza del Sole a mezzogiorno aumenta (al
polo nord ed al polo sud continuano rispettivamente la lunga notte e il lungo dì);
durata delle stagioni astronomiche: le stagioni astronomiche non hanno tutte la stessa durata perché nel
periodo autunno-inverno la Terra percorre una porzione della sua orbita in vicinanza del perielio (per cui
avanza a velocità maggiore), mentre nel periodo primavera-estate la Terra si trova in vicinanza dell’afelio
(per cui procede a velocità inferiore);
stagioni meteorologiche: le stagioni meteorologiche sono definite facendo riferimento alle reali condizioni
climatiche e non coincidono con le stagioni astronomiche a causa dell’inerzia climatica del sistema Terra;
per convenzione, le stagioni meteorologiche iniziano il primo giorno del mese in cui cade il solstizio o
l’equinozio corrispondente;
ZONE ASTRONOMICHE
zone astronomiche: la suddivisione della superficie terrestre in zone astronomiche è stata fatta in base ad
cinque paralleli (l’equatore geografico, i tropici ed i circoli polari), caratterizzati da particolari condizioni di
illuminazione;
l’equatore geografico è ad esempio l’unico parallelo in corrispondenza del quale la durata del dì e della notte
è la stessa in ogni giorno dell’anno;
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il Tropico del Cancro ed il Tropico del Capricorno rappresentano rispettivamente il massimo parallelo
dell’emisfero boreale e dell’emisfero australe in corrispondenza del quale, in un giorno dell’anno, i raggi del
Sole sono perpendicolari alla superficie terrestre nell’istante del mezzogiorno vero locale;
il Circolo Polare Artico ed il Circolo Polare Antartico rappresentano i paralleli al di sopra dei quali in almeno
un giorno dell’anno il Sole non tramonta (all’aumentare della latitudine, poi, aumenta il numero dei giorni
durante i quali il Sole non tramonta oppure non sorge);
caratteristiche della zona intertropicale: all’interno della zona intertropicale, in ogni giorno dell’anno esiste
un parallelo in cui, nell’istante del mezzogiorno vero locale, il Sole è allo zenit;
in corrispondenza dei tropici, questa situazione si verifica una sola volta all’anno (nel giorno del solstizio
d’estate sul Tropico del Cancro e nel giorno del solstizio d’inverno sul Tropico del Capricorno);
in corrispondenza di tutti gli altri paralleli, il Sole raggiunge lo zenit nell’istante del mezzogiorno vero locale
in due giorni distinti dello stesso anno;
in corrispondenza dell’equatore, la durata del dì e della notte è sempre la stessa durante l’intero anno: sugli
altri paralleli, invece, la durata del dì e della notte varia, senza però che la differenza sia considerevole;
l’altezza del Sole rispetto al piano dell’orizzonte (nel momento del mezzogiorno vero astronomico) varia nel
corso dell’anno in modo trascurabile: nella zona intertropicale non è quindi possibile parlare di vere e proprie
stagioni;
caratteristiche delle zone temperate: all’interno delle zone temperate, il Sole non raggiunge mai lo zenit in
nessun giorno dell’anno e la durata del dì e della notte è uguale solo nei giorni degli equinozi (negli altri
giorni dell’anno, invece, la differenza tra la durata del dì e della notte aumenta all’aumentare della latitudine);
anche l’inclinazione dei raggi del Sole rispetto al piano dell’orizzonte (nell’istante del mezzogiorno vero
astronomico) varia in maniera considerevole nel corso dell’anno: per queste caratteristiche astronomiche,
nelle zone temperate si ha una distinzione netta tra le varie stagioni dell’anno;
caratteristiche delle zone polari: all’interno delle zone polari, l’inclinazione dei raggi del Sole è sempre
molto bassa e non si hanno quindi delle vere e proprie stagioni;
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ad eccezione dei giorni degli equinozi, in cui la durata del dì e della notte è uguale ovunque, negli altri giorni
dell’anno la differenza diventa sempre più marcata all’aumentare della latitudine e in molti giorni dell’anno
la durata del dì (e della notte) è superiore alla durata del giorno;
in corrispondenza dei poli si alternano una lunga notte e un lungo dì la cui durata è di circa sei mesi: in realtà
in queste località il buio è attenuato da lunghi periodi di crepuscolo a causa dei fenomeni di diffusione e
rifrazione che la luce subisce all’ingresso nell’atmosfera;
32
definizione
STAGIONI ASTRONOMICHE:
inversione nei due emisferi
durata
PRIMAVERA-ESTATE
periodo
declinazione del Sole
altezza del Sole
durata del dì
condizioni ai poli geografici
AUTUNNO-INVERNO
periodo
declinazione del Sole
altezza del Sole
durata del dì
condizioni ai poli geografici
equatore geografico
ZONE ASTRONOMICHE:
tropici
circoli polari
inclinazione dei raggi solari
durata del dì e della notte
alternanza delle stagioni
33
I MOVIMENTI della TERRA
moti della Terra: il nostro pianeta è dotato di diversi moti simultanei che possono essere classificati in moti
che si ripetono in tempi relativamente brevi (il moto di rotazione ed il moto di rivoluzione) e moti che si
ripetono in tempi lunghissimi (i moti millenari);
oltre a questi moti, la Terra partecipa anche ad altri moti assieme al Sole ed alla Via Lattea: il Sole, come le
altre stelle, compie ad esempio un moto di rivoluzione attorno al nucleo galattico in 230 milioni di anni, alla
velocità di 250 Km/s;
inoltre, il Sistema Solare partecipa al moto di recessione della nostra galassia all’interno dell’Universo: tutti
questi moti si svolgono contemporaneamente, componendosi in un moto unico e complesso per effetto del
quale la Terra non si trova mai per due volte nello stesso punto dell’Universo (solo apparentemente quindi i
moti di rotazione e di rivoluzione riportano il nostro pianeta ad occupare periodicamente le stesse posizioni);
moto di rotazione: il moto di rotazione è il movimento che la Terra compie attorno al proprio asse, da ovest
verso est, in senso antiorario per un osservatore posto al polo nord celeste;
asse di rotazione: l’asse di rotazione terrestre non coincide con la perpendicolare al piano di rivoluzione, ma
è inclinata rispetto a quest’ultima di 23° 27′ ;
velocità angolare e velocità lineare: tutti i punti della superficie terrestre compiono una rotazione attorno
all’asse terrestre con la stessa velocità angolare;
spostandoci dall’equatore verso i poli, la lunghezza dei paralleli diminuisce sino ad annullarsi in corrispondenza dei poli: per questo motivo la velocità lineare, a differenza della velocità angolare, aumenta progressivamente spostandosi dai polo verso l’equatore (a parità di latitudine, la velocità lineare aumenta inoltre
all’aumentare dell’altitudine);
ciascun punto dell’equatore ha una velocità lineare pari a 1650 Km/s, un punto che si trova all’altezza di
Milano si muove con una velocità lineare di circa 1160 Km/s e al Circolo Polare Artico la velocità si riduce a
circa 670 Km/s;
PROVE INDIRETTE del MOTO di ROTAZIONE
analogia con gli altri pianeti: l’analogia con gli altri pianeti venne utilizzata come prova indiretta del moto di
rotazione dopo le prime osservazioni telescopiche;
tutti i pianeti mostravano un moto di rotazione: quindi anche la Terra, che è un pianeta, doveva essere
caratterizzata da un moto analogo;
spostamento diurno dei corpi celesti da est verso ovest: tutti i corpi celesti sono caratterizzati da un moto
diurno da est verso ovest;
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se questo moto diurno fosse un moto reale, la Terra dovrebbe trovarsi al centro dell’Universo e tutti i corpi
celesti dovrebbero ruotare attorno ad essa: affinché ciò si verifichi, la massa della Terra dovrebbe essere
infinita (noi sappiamo invece che essa è infinitesima rispetto alla massa dell’intero Universo);
se il moto diurno fosse un moto reale, le stelle dovrebbero essere caratterizzate da una velocità tangenziale
tanto maggiore quanto maggiore è la loro distanza;
calcolando la velocità tangenziale anche per le stelle più vicine alla Terra, si ottengono valori superiori alla
velocità della luce, che sono chiaramente inaccettabili;
PROVE DIRETTE del MOTO di ROTAZIONE
ESPERIMENTO di GUGLIELMINI
sperimento di Guglielmini: la prima prova diretta del moto di rotazione terrestre è stata ottenuta nel 1791 da
Domenico Guglielmini, il quale lanciando un grave dalla Torre degli Asinelli, a Bologna, notò che quest’ultimo toccava il suolo in un punto che era sempre spostato ad est rispetto alla verticale;
interpretazione dei risultati sperimentali: i risultati sperimentali ottenuti in numerose prove portarono Guglielmini ad affermare che la Terra ruota attorno al proprio asse da ovest verso est;
dimostrazione fisica dei risultati sperimentali: consideriamo i punti A e B collocati rispettivamente nel punto
di lancio del grave (in corrispondenza della sommità della torre) e nel punto di intersezione tra la superficie
terrestre e la verticale condotta dal punto di lancio;
a causa del moto di rotazione della Terra attorno al proprio asse, i due punti A e B sono dotati di una velocità
angolare identica:
A = B
visto che il punto A si trova ad una distanza dall’asse di rotazione superiore a quella relativa al punto B, nello
stesso intervallo di tempo il punto A percorre un arco di circonferenza di lunghezza superiore a quella
dell’arco di circonferenza percorso dal punto B: la velocità tangenziale del punto A è quindi superiore a
quella del punto B;
vA > v B
nell’esperimento di Guglielmini, il moto di caduta del grave può essere considerato come il risultato della
composizione di un moto rettilineo uniforme (nella direzione orizzontale) e di un moto rettilineo uniformemente accelerato (nella direzione verticale);
poiché nel punto A la velocità tangenziale è superiore a quella del punto B, nell’intervallo di tempo ∆t necessario per raggiungere il suolo il grave percorre nella direzione orizzontale una distanza superiore a quella
percorsa dal punto B: pertanto il grave giunge al suolo in un punto che è spostato ad est rispetto alla verticale;
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entità dello spostamento rispetto alla verticale: nell’esperimento di Guglielmini, l’entità dello spostamento
rispetto alla verticale aumenta all’aumentare della altezza da cui viene lanciato il grave;
a parità di altezza, l’entità dello spostamento varia in funzione della latitudine (ed in particolare in funzione
dell’angolo formato tra l’asse di rotazione terrestre e la verticale del luogo in cui viene eseguito l’esperimento): l’entità dello spostamento è massima all’Equatore ed è nulla ai poli;
ESPERIENZA di FOUCAULT
esperienza di Foucault: nel 1851 Foucault appese una sfera di metallo (con una massa di 30 chilogrammi)
alla volta del Pantheon di Parigi per mezzo di un filo lungo 64 metri (il filo era legato alla volta del Pantheon
con un perno pressoché privo di attrito e sulla estremità inferiore della sfera era presente una asticella);
dopo aver coperto il pavimento con uno strato di sabbia, Foucault fece oscillare il pendolo, notando che la
traccia lasciata dalla sfera ruotava in senso orario per un osservatore posto al di sopra della volta del
Pantheon;
interpretazione dei risultati sperimentali: poiché in un pendolo non vincolato il piano di oscillazione rimane
invariato, Foucault concluse che la Terra ruotava in senso orario per un osservatore posto al di sopra della
volta del Pantheon;
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tempo impiegato per descrivere un angolo giro: l’intervallo di tempo necessario affinché la traccia lasciata
dal pendolo descriva una rotazione completa varia al variare della latitudine del luogo in cui viene eseguito
l’esperimento;
in generale, l’angolo descritto dal pendolo nell’intervallo di tempo pari ad un giorno può essere definito in
funzione della latitudine per mezzo della seguente relazione:
= 360° sin
CONSEGUENZE del MOTO di ROTAZIONE
ALTERNANZA del DI’ e della NOTTE
la conseguenza più evidente del moto di rotazione della Terra è costituita dalla alternanza del dì e della notte;
concetto di dì e di notte: con il termine di dì si indica l’intervallo di tempo durante il quale uno stesso punto
della superficie terrestre è consecutivamente illuminato dal sole;
con il termine di notte si indica invece l’intervallo di tempo durante il quale uno stesso punto della superficie
terrestre è consecutivamente in ombra;
osservazione: l’alternanza del dì e della notte è conseguenza non solo del moto di rotazione terrestre, ma
anche del fatto che quest’ultimo si verifica ad una velocità decisamente superiore rispetto al moto di rivoluzione della Terra attorno al Sole;
se il periodo di rotazione della Terra coincidesse con il periodo di rivoluzione, la Terra esporrebbe sempre la
stessa faccia al Sole e non si avrebbe quindi una alternanza del dì e della notte;
circolo di illuminazione: il circolo di illuminazione è definito come il circolo massimo che separa la superficie terrestre in ombra da quella esposta ai raggi del Sole;
il circolo di illuminazione non è in realtà rappresentato da una linea, ma da una fascia: a causa della presenza
dell’atmosfera, infatti, quando i raggi del Sole attraversano quest’ultima subiscono dei processi di diffusione
e di rifrazione, per effetto dei quali all’alba il Sole ci appare alcuni momenti prima di sorgere e al tramonto ci
appare per alcuni momenti anche dopo essere sceso sotto il piano dell’orizzonte;
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crepuscolo: il crepuscolo è il fenomeno per effetto del quale il passaggio dal dì alla notte (e viceversa) non è
improvviso, ma graduale (come detto in precedenza, il crepuscolo è determinato dai fenomeni di diffusione e
di rifrazione che si verificano quando i raggi del Sole attraversano l’atmosfera terrestre);
durata del crepuscolo: la durata del crepuscolo non è costante in quanto influenzata dalla inclinazione dei
raggi del Sole e dallo spessore dell’atmosfera terrestre (la durata del crepuscolo aumenta all’aumentare della
latitudine);
MOTO DIURNO e NOTTURNO degli ASTRI da EST verso OVEST
il moto diurno del Sole e delle stelle da est verso ovest è un moto apparente: il moto reale che determina lo
spostamento da est verso ovest degli astri è il moto di rotazione che la Terra compie attorno al proprio asse in
direzione opposta, da ovest verso est;
VARIAZIONE della ACCELERAZIONE di GRAVITA’
parametri che influenzano la accelerazione di gravità: il valore della accelerazione di gravità aumenta
spostandosi dall’Equatore verso i poli non solo perché diminuisce la distanza di un punto della superficie
terrestre dal centro della Terra (per effetto dello schiacciamento polare), ma anche perché diminuisce l’intensità della forza centrifuga a cui ogni punto della superficie terrestre è sottoposto per effetto della rotazione
terrestre;
FFG G
M m
R2
FC
mv 2
R
il valore della accelerazione di gravità può essere definito per mezzo della seguente relazione, in cui con R
abbiamo indicato la risultante delle forze che agiscono su di un corpo (la forza di attrazione gravitazionale e
la forza centrifuga):
g
R
m
spostandosi dall’Equatore ai poli, il valore della accelerazione di gravità aumenta perché aumenta l’intensità
della forza di attrazione gravitazionale e perché diminuisce l’intensità della forza centrifuga:
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verticale fisica e verticale geocentrica: la verticale fisica (definita come la direzione del filo a piombo) e la
verticale geocentrica (definita della direzione del raggio che unisce un punto della superficie terrestre con il
centro della Terra) coincidono solo in corrispondenza dell’Equatore (dove la forza centrifuga e la forza di
attrazione gravitazionale hanno la stessa direzione) ed in corrispondenza dei poli (dove la forza centrifuga è
nulla);
in tutti gli altri punti dell’emisfero boreale, la verticale fisica è spostata a sud rispetto alla verticale geocentrica: la situazione è invertita nell’emisfero australe, in cui la verticale fisica è sostata più a nord rispetto alla
verticale geocentrica;
SPOSTAMENTO dei CORPI in MOVIMENTO sulla SUPERFICIE TERRESTRE lungo un MERIDIANO
quando un corpo non vincolato si sposta lungo un meridiano subisce una deviazione dovuta al moto di
rotazione della Terra;
legge di Ferrel: in base alla legge di Ferrel, un corpo non vincolato che si sposta sulla superficie terrestre
lungo un meridiano subisce una deviazione verso destra nell’emisfero boreale ed una deviazione verso
sinistra nell’emisfero australe (è bene chiarire che la destra e la sinistra sono quelle di un osservatore che
guardi nella stessa direzione e nello stesso verso del corpo che si muove);
interpretazione fisica: lo spostamento di un corpo non vincolato che si muove sulla superficie terrestre lungo
un meridiano è conseguenza della variazione della velocità lineare al variare della latitudine;
consideriamo un proiettile (oppure una corrente oceanica o una massa di aria) che si sposta lungo un meridiano dal polo nord verso l’Equatore: in queste condizioni, la velocità lineare del punto di partenza è inferiore
rispetto ala velocità lineare del punto di arrivo;
spostandosi lungo un meridiano, quindi, il proiettile (o la corrente oceanica) incontra punti dotati di una
velocità lineare via via crescente: pertanto esso subisce una deviazione verso destra (per un osservatore che
si muove nella stessa direzione);
forza di Coriolis: la forza di Coriolis è la forza apparente che, per un osservatore terrestre, agisce perpendicolarmente alla direzione del moto di un corpo non vincolato che si sposta sulla superficie terrestre lungo
un meridiano;
la forza di Coriolis è una forza apparente che influenza la direzione dello spostamento senza modificare
tuttavia la velocità: un osservatore esterno (posto ad esempio nello spazio) capirebbe che la deviazione subita
dal corpo in movimento è conseguenza del moto di rotazione terrestre;
campi di applicazione della forza di Coriolis: la forza di Coriolis è particolarmente importante in meteorologia, dove viene anche indicata con il termine di forza deviante;
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1.
Stabilire se le seguenti affermazioni sono vere oppure false:
l’asse terrestre è inclinato sull’equatore celeste di 66° 33;
2.
Completare le frasi seguenti:
La forza centrifuga causata dalla rotazione terrestre è massima ……………….. e minima ………………..; inoltre
la Terra presenta un evidente schiacciamento polare, causato dalla ……………….. : per questo il peso di un
corpo ……………….. spostandosi dall’equatore ai poli.
3.
Scegli il completamento o i completamenti corretti:
Le stelle sulla sfera celeste hanno un moto diurno apparente:
A. che si svolge nello stesso verso della rotazione terrestre;
B. che si compie in 23h 56min 4s;
C. causato dalla rivoluzione della Terra intorno al Sole;
D. che si compie in verso opposto rispetto al moto diurno di Sole e Luna.
4.
Rispondi ai seguenti quesiti:
Spiega la differenza tra velocità lineare e velocità angolare di rotazione: quale delle due è costante?
Quale varia? Perché?
Spiega i moti apparenti delle stelle sulla sfera celeste: in particolare spiega perché le stelle sorgono
ogni notte con 4 minuti di anticipo.
I tronchi trasportati dai fiumi nel nostro emisfero tendono a spostarsi sempre verso la riva destra,
mentre nell’emisfero australe tendono ad ammassarsi sulla riva sinistra dei fiumi: sai spiegare qual è la
causa di questo fenomeno?
Spiega come e perché il valore di g varia con l’altitudine e con la latitudine.
Quali sono i tre gruppi in cui possono essere distinti i movimenti della Terra?
Come varia la velocità angolare di rotazione terrestre spostandosi dall’Equatore ai poli? Come varia la
velocità lineare di rotazione?
Quali sono le principali prove dirette della rotazione che la Terra compie intorno al proprio asse?
Enuncia e discuti la legge di Ferrel.
Perché la forza di Coriolis è una forza apparente? In quale direzione viene deviato un corpo che si
muove verso Nord partendo da una località situata all’Equatore?
Quali sono le principali conseguenze geografiche del moto di rotazione terrestre?
Che cosa si intende per dì? E con il termine giorno?
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