Il Globo Terrestre e la Luna

Materie:Appunti
Categoria:Scienze Della Terra

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Testo

IL GLOBO TERRESTRE: nell’antichità quasi tutti pensavano che la terra fosse piatta, solo oggi grazie a sostanziali prove sappiamo che è sferica. La terra presenta uno schiacciamento ai poli perciò assomiglia di più ad un ellissoide di rotazione. Considerando anche le irregolarità superficiali, si nota che la sua forma non coincide con nessun solido geometrico. Si è introdotto quindi il termine geoide ossia il solido costruito dall’insieme degli infiniti piani perpendicolari alla direzione del filo a piombo. Il geoide è quindi la forma che terra avrebbe se fosse ricoperta interametne d’acqua. La prima misurazione della Terra fu realizzata da Eratostene di Cirene, della scuola d’Alessandria, con estrema precisione. Solo nel seicento nacque la geodesia, la scienza che si occupa di misurare le dimensioni della Terra. Esse consentirono di calcolare la circonferenza terrestre, lo schiacciamento polare, e introdussero il metro: unità di misura della lunghezza, inizialmente definita come quarantamilionesima parte del meridiano terrestre. Venne adottato internazionalmente nel 1793 e viene definito come la distanza percorsa dalla luce nel vuoto nel tempo di 1/299.792.458 s. Il reticolato geografico è composto da due serie di linee immaginarie che s’incrociano in angolo retto: sono i meridiani le semicirconferenze, tutte uguali tra loro, che uniscono il polo Nord e il polo Sud, sono 360 (180 est – 180 ovest), la loro numerazione parte dal meridiano zero (meridiano fondamentale) passante per Greenwich. I paralleli sono tutti i circoli, di lunghezza via via decrescente, tracciati parallelamente all’equatore (definito come la circonferenza perpendicolare all’asse terrestre che divide la Terra in due emisferi, Boreale e Australe). Sono 180, 90 a sud, 90 a nord. Per definire la posizione di un punto su un piano usiamo gli assi cartesiani, due rette tra loro perpendicolari. Così la posizione di un punto si ricava dall’incrocio di due coordinate geografiche, ascissa e ordinata. Chiamiamo latitudine la distanza angolare, misurata in gradi, primi e secondi, di un punto dall’equatore. Chiamiamo longitudine la distanza angolare di un punto dal meridiano fondamentale. Definiamo altitudine (o profondità quando siamo in acqua) la distanza verticale dal punto al livello medio del mare. La direzione in cui sorge apparentemente il sole si chiama levante od oriente (est) mentre quella del tramonto ponente od occidente (ovest). Nord (quando il sole è a metà della sua traiettoria) mezzogiorno, sud settentrione.
I MOTI DELLA TERRA: la terra compie un movimento di rotazione su se stessa, da ovest verso est, avendo come perno una linea immaginaria, l’asse terrestre, che passa dal suo centro ed emerge al polo Nord e al polo Sud. La rotazione avviene con una velocità angolare, uguale a tutte le latitudini pari a 15° il giorno. Diversamente accade per la velocità lineare, cioè per lo spostamento effettivo di un punto, il cui valore cambia con la latitudine. Il tempo impiegato per compiere una rotazione completa è detto giorno. Se cronometriamo il tempo che passa tra l’apparire del Sole al di sopra dell’orizzonte e l’alba del giorno successivo, otteniamo 24 ore (giorno solare). Se invece prendiamo come riferimento una stella qualsiasi otteniamo 23h 56’ 4’’ (giorno sidereo). La maggior durata del giorno solare dipende dal fatto che la terra è più distante dalle stelle che non dal sole, rispetto al quale ogni giorno si muove in maniera sensibile. Il giorno civile dura 24h precise. Le conseguenze della rotazione sono: il movimento apparente della sfera celeste da est verso ovest, l’alternanza del dì e della notte, la deviazione verso destra dei corpi in caduta libera (esperimento di Guglielmini nel 1791 dalla torre degli Asinelli), la deviazione dei corpi in movimento libero (Ferriel afferma che i corpi in movimento libero subiscono una deviazione verso la loro destra nell’emisfero boreale, verso la loro sinistra in quello australe). Il moto di rivoluzione è percorso dalla Terra attorno al sole da ovest verso est sull’eclittica (orbita ellittica poco eccentrica). La distanza massima dal sole (afelio) è di 152 milioni di km, quella minima (perielio) è 147 milioni di km. La terra impiega un anno per compiere un giro completo, anche se si muove ad una velocità di 30 km/s. Chiamiamo anno sidereo lungo 365 g 6 h 9’ 10’’ il tempo impiegato dal nostro pianeta per compiere un’intera rivoluzione. L’anno solare (365g 5h 48’ 46’’) è invece l’intervallo tra il momento d’inizio di una stagione e quello in cui inizia la medesima stagione l’anno successivo. Si utilizza però l’anno civile composto da 365h esatti. Nel suo moto attorno al Sole, la Terra ha l’asse di rotazione inclinato rispetto alla perpendicolare del piano dell’eclittica di 23° 27’. L’asse di rotazione è invece inclinato di 66° 33’ rispetto al piano dell’eclittica. Pertanto è illuminata in maniera sempre diversa dai raggi del sole dando origine alle stagioni. Da una stagione all’altra avviene un cambio di temperatura, un cambiamento della durata del dì e della notte. Queste condizioni non avverrebbero se l’asse fosse perpendicolare al piano dell’eclittica. In questo caso il circolo di illuminazione taglierebbe a metà tutti i paralleli e il dì e la notte durerebbero dappertutto 12h. Questo accade durante i due equinozi che avvengono il 20-21 marzo e il 22-23 settembre, quando l’asse terrestre è perpendicolare al piano dell’eclittica. Il 21 o 22 giugno (solstizio d’estate) invece i raggi del sole sono perpendicolari al tropico del cancro (23° 27’). Da questo momento inizierà l’estate boreale e l’inverno australe. Nel circolo polare artico il sole si mantiene costantemente sopra l’orizzonte anche nelle ore notturne (sole di mezzanotte), mente al circolo polare antartico il sole non sorge. La stessa situazione invertita si svolge il 21 o 22 di dicembre (solstizio invernale), quando i raggi del sole sono perpendicolari al tropico del capricorno. Nel circolo polare antartico accade il “sole di mezzanotte”, mentre in quello artico il sole non sorge. Il polo nord comincia ad essere in luce il 21 marzo ed entra nella zona di buio il 23 settembre, quando il polo sud comincia ad essere in luce. Le stagioni astronomiche, cioè i periodi compresi tra i solstizi ed equinozi, non hanno una durata esattamente uguale: nell’emisfero boreale, l’autunno e l’inverno sono leggermente più brevi delle altre stagioni, perché in questi mesi la terra è in perielio e quindi la sua velocità aumenta. Inoltre le stagioni astronomiche non coincidono esattamente con le stagioni metereologiche. Esistono altri moti della terra detti millenari: il più importante è il moto conico dell’asse, dovuto all’attrazione del sole e della luna sul rigonfiamento equatoriale della terra. In questo caso la terra in circa 26.000 anni sposta il suo asse in senso orario sulla volta celeste tracciando un doppio cono. Contemporaneamente la vicinanza della luna produce sul movimento conico dell’asse delle oscillazioni di circa 18 anni che si chiamano nutazioni. La terra risente anche di perturbazioni prodotte dai pianeti, esse provocano sia una variazione dell’inclinazione dell’asse terrestre (40.000 anni), sia un cambiamento d’eccentricità dell’orbita (92.000 anni). Un altro moto della terra è la transazione ossia lo spostamento che essa compie insieme al sole verso la costellazione d’Ercole. Sempre con il sole, la terra partecipa alla rotazione della galassia su se stessa compiendo un giro ogni 225 milioni d’anni. Le condizioni climatiche di una zona della terra sono determinate principalmente dall’inclinazione dei raggi solari. Possiamo definire 5 zone astronomiche: zona torrida: tra tropico cancro e capricorno. Qui il sole è sempre vicino allo zenit il punto sulla verticale dell’osservatore. Zona temperata boreale: fra il tropico del cancro e il circolo polare artico. La zona temperata australe: tra il tropico del capricorno e il circolo polare antartico. Zona polare artica: a nord del circolo polare artico. La zona polare antartica: a sud del circolo polare antartico. LA LUNA: la luna è l’unico satellite naturale della terra ed è uno dei più grandi del sistema. La distanza media che separa la luna dalla terra (384.000 km) viene percorsa dalla luce in poco più di un 1 sec. Dotata di una forza di gravità che è appena 1/6 di quella terrestre, la Luna si presenta priva d’atmosfera e idrosfera, non avendo una sufficiente capacità d’attrazione nei confronti di acqua e gas. La luna compie attorno alla Terra una rivoluzione in senso antiorario lungo un’orbita eclittica. Il punto della Luna più vicino alla terra si chiama perigeo (dista 356.000 km), e quello più lontano apogeo (407.000 km). Il secondo movimento della luna, la rotazione, avviene in senso antiorario e nello stesso tempo della rivoluzione (27g 7h 43’ 12’’). Quindi compiendo un giro attorno al proprio asse la Luna ci mostra sempre la stessa faccia. La luna è anche trascinata in una translazione rispetto al sole. La traiettoria di questo moto è chiamata epicicloide ed ha un andamento sinuoso. Le fasi lunari, il periodico variare delle condizioni d’illuminazione del nostro satellite, sono la conseguenza più evidente del moto di rivoluzione della Luna attorno alla terra. Il tempo occorrente alla luna per ritrovarsi dopo una rivoluzione nelle medesime condizioni d’illuminazione, rispetto alla Terra, si chiama mese sinodico o lunazione, e dura 29 g 12 h 44’ 3’’. La differenza dal tempo impiegato per una rivoluzione si spiega con contemporaneo movimento della Terra. Per eclissi s’intende l’oscuramento temporaneo, parziale o totale di un corpo celeste. Quando la luna s’interpone tra il sole e la terra, in una ristretta regione della terra, oscurata dal cono d’ombra della luna, il sole non è più visibile, in tutto o in parte (eclissi di sole). Se invece la luna si trova nel cono d’ombra terrestre sarà a sua volta oscurata (eclissi di Luna). Siccome l’orbita lunare è inclinata rispetto al piano dell’eclittica, l’eclissi avviene quando la luna è allineata col sole e la terra proprio quando interseca il piano dell’eclittica, cioè lungo la linea dei nodi. In un anno si possono avere fino a un massimo di 7 eclissi, con prevalenza delle eclissi solari. Le lunari sono meno frequenti ma più lunghe (4 ore) e sono visibili in tutto il mondo. Il succedersi delle fasi lunari costituiva il riferimento temporale più immediato (7 giorni). I romani misuravano il tempo facendo riferimento al mese sinodico (29 giorni e mezzo), perciò l’anno era suddiviso in dodici mesi, pari a 365 giorni. Mancavano ancora 11 giorni l’anno solare che erano recuperati introducendo un mese di 22 giorni ogni due anni. Con la riforma di Giulio Cesare nel 45 a.c., la durata dell’anno è stabilita in 365 giorni, con l’aggiunta di un giorno in più ogni quattro anni, ottenendo un anno bisestile. La durata dell’anno civile si avvicinava a quella dell’anno solare, ma non teneva conto della differenza di 11 minuti esistente tra le 5h 48’ 46’’ e le 6 ore considerate. Ciò portava a un continuo e progressivo anticipo dell’inizio delle stagioni. Nel 1582 il divario tra il calendario e il succedersi delle stagioni era di 10 giorni così il papa Gregorio XIII, inserì il calendario gregoriano, saltando innanzitutto 10 giorni, dopo di che fu deciso di saltare il giorno bisestile (per correggere l’errore degli 11 minuti) negli anni secolari le cui 2 prime cifre non fossero divisibili per quattro. Nel 1983 si stabilì una convenzione internazionale: la terra veniva divisa in 24 fusi orari, larghi ciascuno 15° di longitudine, all’interno dei quali si adottava per convenzione l’ora del meridiano centrale. Venne stabilito che il fuso 0 fosse quello del meridiano fondamentale (Greenwich). Gli altri fusi orari diminuiscono di un’ora verso ovest e aumentano verso est. I confini dei fusi orari sono quasi sempre adattati ai confini degli stati, per convenzione politica. Nei paesi europei d’estate per risparmiare energia elettrica, si adotta l’ora estiva, che anticipa di 1 ora l’inizio della giornata.

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