Composizione moti orbitali

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Testo

COMPOSIZIONE MOTI ORBITALI
DATI:
Newcomb (1900)
Anno sidereo = 365,25636 gsm (giorni solari medi) (-9,5 10-5 s/y)
= 365d 6h 9m 10s = 31.558.150 s
Anno anomalistico = 365,25964 gsm
= 365d 6h 13m 53s = 31.558.433 s (-0,26 s/cen)
Anno tropico = 365,24220 gsm
= 365d 5h 48m 46s = 31.556.926 s (-5,305 10-3 s/y)
Stime attuali
Anno sidereo = 365,256363 gsm
Anno anomalistico = 365,259635 gsm
Anno tropico = 365,242190 gsm
Giorno sidereo = 23h 56m 4,0989s = 86164,0989 s
- Velocità angolare rotazionale Terra: 2c/86164,1 = 7,2921151 10-5 rad/s = 15,041067 / s-1
Mese sidereo = 27d 7h 43m 11,5s 27,321661 gsm = 2.360.591,5 s
Mese sinodico = 29d 12h 44m 2,9s 29,530589 gsm = 2.551.442,9 s
Mese anomalistico = 27d 13h 18m 33,2s 27,554551 gsm = 2.380.713,2 s
Mese draconico = 27d 5h 5m 35,8s 27,212220 gsm = 2.351.135,8 s
Calcolo mese sidereo
Velocità angolare orbitale Terra =
Velocità angolare orbitale Luna =
Dopo un mese sinodico (Msin) la terra si è spostata rispetto al sole di un angolo .
La luna, per tornare in congiunzione, dovrà coprire il medesimo angolo e, alla velocità LL, impiegherà un tempo
Il mese sinodico sarà pertanto uguale al mese sidereo più il tempo impiegato dalla luna per coprire l’angolo
e, riordinando
Movimento linea dei nodi e degli apsidi lunari
Sia Snod la velocità angolare della linea dei nodi rispetto alle stelle fisse e oL la velocità angolare orbitale della luna rispetto alle stelle fisse. Possiamo considerare ora la velocità relativa della Luna rispetto ai nodi, come differenza delle due velocità precedenti ( L - nod). Possiamo cioè pensare che i nodi siano fermi rispetto alle stelle fisse e che la luna si muova rispetto a queste con una velocità comprendente anche quella dei nodi.
Si pensi ad un’autovettura A che viaggia a 50 km/h verso un’autovettura B, la quale si avvicini a sua volta a 30 Km/h. Il risultato è il medesimo se si considera una delle due autovetture ferme e l’altra con una velocità pari a (50 - (-30) = 80 Km/h. Nel caso in cui l’autovettura B si stia allontanando nella stessa direzione di A, la sua velocità relativa risulta pari a (50 - 30 = 20 km/h). Si noti come i valori delle velocità abbiano segno concorde se il loro verso è il medesimo, discorde se il verso è contrario.
La Luna impiega un mese draconico (Mdra) a percorrere un’orbita rispetto ai nodi. Possiamo pertanto scrivere
e quindi
I nodi ruotano quindi in senso retrogrado (orario) rispetto alle stelle fisse alla velocità di circa 19° all’anno e impiegano pertanto
per effettuare una rotazione completa.
Analogamente possiamo calcolare la velocità di rotazione degli apsidi lunari rispetto alle stelle fisse
La Luna impiega un mese anomalistico (Man) a percorrere un’orbita rispetto agli apsidi. Possiamo pertanto scrivere
e quindi
Gli apsidi lunari ruotano quindi in senso diretto (antiorario) rispetto alle stelle fisse alla velocità di circa 41° all’anno e impiegano pertanto
per completare una rotazione.

Rotazione linea degli apsidi terrestri (moto diretto del perielio)
La terra impiega un anno anomalistico Aan a percorrere un orbita rispetto agli apsidi (ad esempio da perielio e perielio). Potremo pertanto scrivere
ed in definitiva

La linea degli apsidi si muove dunque di moto antiorario, concorde con quello di rivoluzione della terra. Ciò porta ad una diminuzione della velocità di rivoluzione della terra rispetto agli apsidi. La rotazione completa della linea degli apsidi rispetto alle stelle fisse si completa quindi in un periodo di
Precessione degli equinozi
La prima stima moderna della velocità di precessione degli equinozi si deve a Newcomb (1896) che trovò per l’anno 1900 il valore Leq = 50,256 + 2,22 10-4 /y, che riportato al 2000, fornisce 50,278//y.
Le stime più recenti dell’IAU (Unione Astrofisica Internazionale) danno per il 2000 un valore pari a 50,290966L per anno giuliano (365,25 gsm), pari a 3.8246989 10-5 °/d
Il moto di precessione della linea degli equinozi (precessione generale) è prodotto dall’effetto del sole (precessione solare - 34,6 /y), della luna (precessione lunare - 15,8 /y) e dei pianeti in senso diretto (precessione planetaria 0,12 /y). L’effetto cospirante del sole e della luna si dice precessione lunisolare.
Il fenomeno della precessione fu scoperto da Ipparco di Nicea nel 139 a.C., osservando che le longitudini eclitticali delle stelle erano tutte aumentate di una stessa quantità (circa 2°) rispetto ai valori misurati nel 283 a.C. da Timocari. Poiché la longitudine eclitticale è la distanza angolare di una stella rispetto al punto . (equinozio di primavera), se ne deduce che tale punto si era spostato nell’arco di 144 anni di circa 2° = 7200” (circa 50” all’anno).
La velocità di rotazione del punto gamma rispetto agli apsidi è pari a
Il punto gamma completa dunque una rotazione rispetto agli apsidi (sempre in senso retrogrado) in un periodo di circa
In altre parole ogni 21.000 anni circa l’asse terrestre esegue una rotazione completa rispetto alla linea degli apsidi e le stagioni si ribaltano ogni 10.500 anni.
Nel 2000 i solstizi disteranno dagli apsidi circa 13° (12,9442° = 46 600” - Meeus 1985). Tale angolo è coperto in
Se ne deduce che intorno al 1250 d.C. il solstizio d’estate coincideva con l’afelio (coincidenza apsidi - solstizi). Poiché, infine, la linea degli equinozi compie un quarto di giro ogni 5.250 anni circa (21.000/4) gli equinozi verranno a coincidere con gli apsidi (equinozio di primavera in perielio) verso il 6500 d.C.
In modo analogo possiamo calcolare il periodo di rotazione della linea degli equinozi (Ieq) rispetto alle stelle fisse
detto anno platonico.
(Anno platonico = 25.770 anni tropici).
Tenendo conto che una costellazione dello zodiaco ha un’ampiezza di 30°, gli equinozi (ed i solstizi) percorrono ciascuna costellazione in 1/12 di anno platonico, pari a circa 2.150 anni. Se l’equinozio di primavera cadeva 2000 anni fa nella costellazione dell’Ariete, oggi cade nei Pesci.
Anno Tropico
L’anno tropico viene spesso definito come il tempo necessario affinché il sole compia una rivoluzione rispetto al punto gamma (intervallo tra due equinozi di primavera). In realtà il valore che viene normalmente associato all’anno tropico (365,242190 gsm) è un valore medio (anno tropico medio). Infatti la durata dell’anno tropico dipende dal punto dell’orbita che si prende come riferimento ed il suo valore è ad esempio diverso se lo si misura rispetto all’equinozio d’autunno o ad uno dei due solstizi.
La causa di tali differenze va ricercata nel fatto che la terra non completa la sua orbita quando ritorna allo stesso equinozio o allo stesso solstizio (per il moto di precessione di tali punti) ed il tratto parziale di orbita che ha percorso viene compiuto in tempi differenti in relazione alla diversa velocità con cui si muove nei diversi punti della sua orbita.
La velocità lineare (v) e angolare (L) della terra lungo la sua orbita dipendono dalla sua distanza R dal sole secondo le relazioni

con
MS (massa del Sole) = 1.9891 1033 g
MT (massa della Terra) = 5,9742 1027 g
G (costante di gravitazione universale) = 6,67259 10-8
a (distanza media Sole-Terra = semiasse maggiore dell’orbita = 1 UA) = 1.4959787 1013 cm
Calcoliamo la sua velocità media rispetto all’orbita
Possiamo allora calcolare la durata dell’anno tropico medio sottraendo all’anno anomalistico (tempo necessario per percorrere l’intera orbita da perielio a perielio) il tempo mediamente necessario alla Terra per coprire l’angolo di precessione che fa annualmente slittare equinozi e solstizi rispetto agli apsidi (61,9 secondi d’arco)
L’anno tropico è dunque mediamente 0,01745 giorni più breve dell’anno anomalistico (365,25964 - 0,01745 = 365,24219).
Se consideriamo la velocità massima (in perielio) e minima (in afelio) con cui la terra si muove possiamo calcolare quale è il valore minimo e massimo che può assumere l’anno tropico.
La distanza R della terra dal sole si può determinare scrivendo l’equazione in coordinate polari di un’ellisse
dove
e (eccentricità dell’orbita terrestre) = 0,01672
a (distanza media Sole-Terra = semiasse maggiore dell’orbita = 1 UA) = 1.4959787 1013 cm
= angolo antiorario che il raggio vettore R forma con la direzione sole-perielio
Poiché
P = 0° in perielio e cos 0° = 1
= 180° in afelio e cos 180° = -1
le corrispondenti distanze minima e massima valgono

Utilizzando la distanza minima si otterrà la velocità massima (in perielio), mentre la distanza massima fornirà la velocità minima (in afelio)

il tempo minimo e massimo necessario alla Terra per coprire l’angolo di (61,9 secondi d’arco)
L’anno tropico può quindi durare approssimativamente dai 24 ai 26 minuti in meno dell’anno anomalistico, a seconda del punto dell’orbita che si prende come riferimento.
Tenendo conto che attualmente la linea degli equinozi forma un angolo di circa 13° con la linea degli apsidi è possibile stimare la durata dell’anno tropico rispetto ai quattro diversi punti equinoziali e solstiziali.
La distanza Terra-Sole e la velocità angolare nei punti equinoziali e solstiziali possono essere calcolate conoscendo l’angolo L che il raggio vettore forma con la direzione Sole-Perielio. Tale angolo vale rispettivamente
Equinozio Primavera E = 90° - 13° R = 1,4900 1013 cm = 0.04140 arcsec/s
Solstizio Estate S = 180° - 13° R = 1,5203 1013 cm = 0.03976 arcsec/s
Equinozio Autunno E = 270° - 13° R = 1,5012 1013 cm = 0.04078 arcsec/s
Solstizio Inverno l = 360° - 13° R = 1,4716 1013 cm = 0.04243 arcsec/s
Si determina di conseguenza la relativa lunghezza dell’anno tropico come differenza rispetto all’anno anomalistico
Aan - Atr Anno Tropico AGr - Atr

Equinozio Primavera 1.495 s = 0,01730 d 365,24233 0,00017 d
Solstizio Estate 1.557 s = 0,01802 d 365,24161 0,00089 d
Equinozio Autunno 1.518 s = 0,01757 d 365,24207 0,00043 d
Solstizio Inverno 1.459 s = 0,01689 d 365,24275 - 0,00025 d
Media 1.507 s = 0,01745 d 365,24219 0,00031 d
Sull’ultima colonna compare la differenza tra l’anno gregoriano (365,2425) e l’anno tropico. Si noti come l’assunzione dell’Equinozio di Primavera come punto di riferimento per la misura dell’anno tropico rende attualmente minima la sfasatura con il calendario gregoriano.
NOTA
Gli algoritmi di Meeus (1985) generano per il 2000 una durata dell’anno tropico (misurata in tempo delle effemeridi ET) leggermente diversa
Anno Tropico AGr - Atr

Equinozio Primavera 365,242377 0,000123 d
Solstizio Estate 365,241629 0,000871 d
Equinozio Autunno 365,242021 0,000479 d
Solstizio Inverno 365,242744 - 0,000244 d
Media 365,242193 0,000307 d
Tali durate sono perfettamente coerenti con un angolo di 16,8° tra linea degli equinozi e linea degli apsidi, mentre gli stessi algoritmi forniscono un angolo di 12.9442°.
Data degli equinozi e dei solstizi
Per determinare la data degli equinozi e dei solstizi è necessario osservare come la durata dell’anno tropico, precedentemente calcolata per ciascun equinozio e per ciascun solstizio, si riferisca ai cosiddetti equinozi e solstizi medi, in assenza cioè dei fenomeni di nutazione e aberrazione. Gli equinozi ed i solstizi veri possono cadere fino a qualche decina di minuti prima o dopo la data prevista per gli equinozi ed i solstizi medi.
Gli algoritmi di Meeus (1985) generano per il 2000 i seguenti valori per gli equinozi ed i solstizi medi e veri (tempo delle effemeridi ET)
data giuliana (medio) medio vero
equinozio di marzo 2 451 623, 804 397 JD 20d 7h 18m 19,9s 20d 7h 31m
solstizio di giugno 2 451 716, 562 127 JD 20d 1h 29m 27,8s 20d 1h 46m
solstizio di settembre 2 451 810, 211 722 JD 22d 17h 4m 52,8s 22d 17h 24m
solstizio di dicembre 2 451 900, 054 191 JD 21d 13h 18m 2,1s 21d 13h 36m
Per determinare la data dell’equinozio/solstizio medio in un intervallo di anni non eccessivamente esteso, calcoliamo la differenza X tra anno giuliano (365,25) ed anno tropico. E’ allora facilmente verificabile che:
• se l’anno successivo non è bisestile, l’equinozio/solstizio medio avanza di (6h - X)
• se l’anno successivo è bisestile, l’equinozio/solstizio medio retrocede di (18h + X)
essendo X:
Equinozio di marzo X = 365,25 - 365,24233 = 0.00767 d E 662,7 s 11.045 m
Solstizio di giugno X = 365,25 - 365,24161 = 0,00839 d S 724,9 s 12.082 m
Equinozio di settembre X = 365,25 - 365,24207 = 0,00793 d 685,2 s 11.419 m
Solstizio di inverno X = 365,25 - 365,24275 = 0,00725 d S 626,4 s 10.440 m
Medio X = 365,25 - 365,24219 = 0,00781 d M 674,8 s 11.246 m
Ad esempio, partendo dai valori dati per il 2000, si calcola per i 4 anni successivi
Anno
primavera
(X = 11.045m)
estate
(X = 12.082m)
autunno
(X = 11.419m)
inverno
(X = 10.440m)
2000
20d 07h 18,332m
21d 01h 29.463m
22d 17h 04,880m
21d 13h 18.035m
2001
20d 13h 07,287m
21d 07h 17.381m
22d 22h 53,461m
21d 19h 07.595m
2002
20d 18h 56,242m
21d 13h 05.294m
23d 04h 42,042m
22d 00h 57.155m
2003
21d 00h 45,197m
21d 18h 53.217m
23d 10h 30,623m
22d 06h 46.715m
2004
20d 06h 34,152m
21d 00h 41.135m
22d 16h 19,204m
21d 12h 36.275m
La data degli equinozi e dei solstizi oscilla dunque sia per il meccanismo del calendario (che alterna anni civili di 365 giorni ad anni di 366), sia per i fenomeni di nutazione ed aberrazione. Così l’equinozio di primavera cade il 19/21 marzo
il solstizio d’estate cade il 20/22 giugno
l’equinozio di autunno cade il 22/24 settembre
il solstizio d’inverno cade il 20/22 dicembre
La data media sta comunque impercettibilmente variando poiché l’anno tropico ha una diversa durata rispetto all’anno gregoriano su cui si basa il nostro calendario. Ad esempio l’equinozio medio di primavera anticipa di 0.00017 giorni all’anno, mentre il solstizio d’inverno posticipa di 0.00025 giorni (dal riallineamento gregoriano del calendario avvenuto verso la fine del 1500 ad oggi l’equinozio ha quindi anticipato di circa 15s mentre il solstizio ha posticipato di circa 22s)
Data afelio/perielio
Per determinare la data in cui la terra si trova in corrispondenza degli apsidi è necessario osservare come la durata dell’anno anomalistico si riferisca al baricentro del sistema terra-luna. Così il momento di distanza massima o minima tra il centro della terra ed il centro del sole può differire fino ad oltre un giorno da quello del baricentro.
Gli algoritmi di Meeus (1985) generano per il 2000 i seguenti valori (tempo delle effemeridi ET)
data giuliana
Perielio 2 451 547, 510 272 JD 04d gennaio 00h 15m 26,8s
Afelio 2 451 730, 140 549 JD 04d luglio 15h 22m 23,5s
Per determinare la data dell’afelio/perielio medio in un intervallo di anni non eccessivamente esteso, calcoliamo la differenza X tra anno anomalistico ed anno giuliano (365,25).
X = 365,25964 - 365,25 = 0.00964 d X 832,9s 13,882m
E’ allora facilmente verificabile che:
Per il Perielio
• se l’anno di partenza è bisestile il perielio successivo retrocede di (18h - X)
• se l’anno di partenza non è bisestile il perielio successivo, avanza di (6h + X)
Per l’Afelio
• se l’anno successivo non è bisestile, l’afelio avanza di (6h + X)
• se l’anno successivo è bisestile, l’afelio retrocede di (18h - X)

Ad esempio, partendo dai valori dati per il 2000, si calcola per i 4 anni successivi
Anno
perielio
(X = 13.882m)
gennaio
afelio
(X = 13.882m)
luglio
2000
04d 00h 15,447m
04d 15h 22.391m
2001
03d 06h 29,324m
04d 21h 36.273m
2002
03d 12h 43,211m
05d 03h 50.155m
2003
03d 18h 57,093m
05d 10h 04.037m
2004
04d 01h 10,975m
04d 16h 17.919m
Anche la data degli apsidi oscilla sia per il meccanismo del calendario, sia per l’azione della luna.
La data media sta comunque lentamente posticipando poiché l’anno anomalistico è ben 0.01714 giorni più lungo dell’anno gregoriano. Ciò significa che la data degli apsidi posticipa di un giorno ogni 60 anni circa (1/0.01714 / 60). Così all’inizio del 1900 la data del perielio oscillava tra il 2/3 gennaio e quella dell’afelio tra il 3/4 luglio, mentre ora oscillano rispettivamente tra il 3/4 gennaio ed il 4/5 luglio.
Effetto della precessione sulle coordinate celesti
Tenendo presente che l’eclittica è inclinata di 23° 26’ 21” (T 23,44°) rispetto all’equatore celeste è possibile calcolare facilmente l’effetto della precessione sulle coordinate equatoriali (Ascensione Retta e Declinazione).
Detta aa la velocità di rotazione del punto gamma ( = eq = - 50,291”/y), le componenti di tale velocità lungo l’equatore e lungo il meridiano celeste fondamentale (coluro) sono rispettivamente

Giorno siderale
Il giorno siderale è il periodo di rotazione della terra misurato rispetto al punto gamma (intervallo di tempo tra due culminazioni successive del punto gamma). Poiché il punto gamma si muove di moto retrogrado (orario), con una velocità rispetto all’equatore celeste pari a
La velocità di rotazione della terra rispetto al punto gamma sarà al solito pari alla differenza tra la velocità di rotazione della terra rispetto alle stelle fisse e la velocità equatoriale del punto gamma (sempre rispetto alle stelle fisse)
La rotazione della Terra rispetto al punto gamma si completa dunque in un periodo di
detto giorno siderale, il quale risulta pertanto 8,4 10-3 s più breve del giorno sidereo.
1

Esempio



  



Come usare