ALTARE
ALTARE
LA COSTELLAZIONE
L’Altare (in latino Ara, sigla Ara) è una piccola costellazione australe visibile con difficoltà solo dalle regioni meridionali dell’Italia.
Le coordinate del punto centrale sono: 17h 00min di Ascensione Retta (AR) e -55° di declinazione (delta).
LE STELLE
Non ci sono stelle di particolare interesse per l’astrofilo.
GLI OGGETTI CELESTI
Non ci sono oggetti celesti di particolare interesse per l’astrofilo.
L’asterismo della costellazione dell’Altare
L’Altare visto da Hevelius
IL MITO
Il nome originario deriva dal nome dell’Altare dedicato al Centauro Chirone, la creatura terrestre più saggia.
APPUNTI DI ASTRONOMIA 2011-2012 – Cap 05
APPUNTI DI ASTRONOMIA 2011-2012
Domenico D’Amato
Andrea Miccoli
INDICE
5 – IL MOTO DEL CIELO
IL MOTO DIURNO DEL CIELO
Il moto diurno del cielo è il movimento della volta celeste come lo si osserva dalla Terra durante le 24 ore.
Si usa il termine “diurno” ma non si considerano solo le ore di luce, bensì l’intero arco delle 24 ore.
La volta celeste appare ruotare costantemente intorno alla Terra, da est verso ovest, come se il nostro pianeta fosse fermo in un centro di rotazione: è la visione geocentrica che abbiamo accettato per millenni. Oggi sappiamo che non è così.
Il moto apparente è dovuto alla rotazione della Terra sul proprio asse.
La rotazione, vista dalla verticale sul polo nord, è in senso antiorario, ossia la Terra gira da ovest verso est, quindi gli oggetti sulla volta celeste appaiono muoversi da est verso ovest (movimento apparente).
Per questo motivo il Sole, e tutti gli oggetti celesti (pianeti, Luna e stelle) sorgono ad est e tramontano ad ovest (vedi fig 5.1).
Fig 5.1 – Il Sole sorge ad est e tramonta ad ovest, ma è solo apparente perché il Sole è praticamente fermo.
GIORNO SOLARE E GIORNO SIDERALE
Il giorno siderale è il tempo impiegato dalla Terra per fare un giro su se stessa fino a traguardare una stella (una qualunque ma sempre la stessa) nella stessa posizione del giorno prima, effettuando una rotazione di 360° precisi in un tempo di 23 ore e 54 minuti.
Il giorno solare, invece, è il tempo impiegato dalla Terra per fare un giro su se stessa fino a traguardare il Sole nella stessa posizione del giorno prima. effettuando una rotazione di poco più di 360° in 24 ore precise.
Tra il giorno solare ed il giorno siderale esiste una differenza di circa 4 minuti. Tale differenza è dovuta al fatto che la Terra, mentre compie il movimento di rotazione intorno al proprio asse, si sposta anche intorno al Sole, di circa 1° ogni giorno (un giro completo = 360° in 365 giorni).
Per vedere il Sole di nuovo in una stessa posizione (ad esempio quando passa in meridiano = ore 12:00), occorre che la Terra faccia un giro completo (360°), cui bisogna aggiungere quasi 1° (che è il suo spostamento diurno sull’orbita intorno al Sole) ossia circa 361°. Questo supplemento di quasi 1° viene compiuto in 4 minuti circa (vedi fig 5.2).
Fig 5.2 – Giorno solare e giorno siderale.
MERIDIANO LOCALE
Il meridiano locale è quella linea immaginaria che attraversa il nostro cielo ed il nostro orizzonte, unendo in un unico tratto il polo nord geografico, lo zenit ed il polo sud geografico (vedi fig 5.3).
Fig 5.3 – Meridiano locale.
Il meridiano locale rappresenta anche la linea che individua la culminazione, ossia il punto di massima altezza sull’orizzonte, di tutti gli oggetti che si “muovono” sulla sfera celeste.
Lo zenit è il punto più alto della volta celeste e si trova esattamente sulla verticale dell’osservatore.
VISIONE DEL CIELO A DIVERSE LATITUDINI
La visione del cielo nell’arco delle 24 ore varia da luogo a luogo e dipende dalla latitudine a cui ci troviamo.
Ognuno di noi può vedere in ogni momento solo metà della volta celeste, sia di notte che di giorno, quando la visione delle stelle è però impedita dalla luce del Sole diffusa nell’atmosfera.
A seconda della latitudine, nell’arco dell’anno possiamo osservare una diversa porzione della volta celeste e, quindi, una diversa varietà di costellazioni e di stelle.
Se ci troviamo al polo nord, possiamo osservare solo la metà della volta celeste che si trova al di sopra dell’equatore celeste; sempre la stessa, in qualsiasi periodo dell’anno. Viceversa, dal polo sud possiamo osservare soltanto la metà della sfera celeste che si trova sotto l’equatore celeste.
Se ci troviamo ad una latitudine intermedia, la metà della volta celeste che si presenta ai nostri occhi varia di notte in notte, a causa del moto della Terra attorno al Sole. Possiamo quindi vedere una porzione della sfera celeste superiore alla metà: tanto maggiore, quanto più ci allontaniamo dai poli verso l’equatore.
Se ci troviamo esattamente sull’equatore, siamo in grado di vedere, nell’arco dell’anno, le stelle della intera volta celeste. Il tutto è raffigurato in figura (vedi fig 5.4).
Fig 5.4 – La volta celeste vista a diverse latitudini.
Ma veramente è necessario l’arco di un intero anno per osservare tutte le stelle visibili ad una data latitudine?
Dato che la Terra fa un giro completo ogni 24 ore, qualsiasi osservatore dovrebbe essere in grado di vedere, nell’arco di ogni singolo giorno, l’intera porzione di volta celeste visibile alla sua latitudine.
Le stelle, però, sono visibili unicamente di notte, quando il Sole si trova sotto l’orizzonte.
E’ il Sole, quindi, ad impedirci ogni giorno di osservare alcune delle stelle che si trovano nella porzione di volta celeste per noi visibile.
Potremmo pensare che il Sole, rimanendo sopra l’orizzonte per circa metà di un intero giorno, ci precluda l’osservazione di circa metà delle stelle visibili ad una data latitudine ma, in realtà, non è affatto così.
Il cielo diventa buio circa un’ora dopo il tramonto del Sole e, per tale motivo, le stelle cominceranno ad essere visibili a partire da quelle che si trovano oltre i 15° ad est rispetto al Sole. Analogamente, alla fine della notte, tutte le stelle scompaiono alla vista circa un’ora prima dell’alba, cioè non possiamo vedere tutte quelle che si trovano entro i 15° ad ovest del Sole.
In definitiva, se avessimo la costanza di osservare la volta celeste durante tutto l’arco di una notte, dal tramonto all’alba, noi saremmo in grado di vedere tutte le stelle visibili dalla nostra latitudine tranne quelle situate in una fascia di 30° a cavallo della posizione del Sole; ciò significa che il Sole nasconde, ogni giorno, appena l’8% delle stelle visibili ad una data latitudine!
Nell’arco di un intero mese o al masimo in due mesi (e non un anno) siamo in grado di vedere anche lo spicchio di cielo nascosto dalla luce del Sole.
STELLE CIRCUMPOLARI
Le stelle circumpolari e, quindi, le costellazioni circumpolari da esse formate, sono quegli astri visibili in tutte le notti dell’anno e che non scendono mai al di sotto dell’orizzonte. Il tragitto in cielo di ciascuna di esse è un cerchio centrato sul polo nord celeste (stella Polare).
Le stelle circumpolari non sono le stesse per ogni latitudine: man mano che ci allontaniamo dal polo (dove l’intero emisfero celeste visibile è circumpolare) verso l’equatore, il cerchio che delimita la zona delle costellazioni circumpolari diventa sempre più piccolo; riducendosi ad un punto rappresentato dalla stella Polare per chi sta proprio sull’equatore terrestre (due se ci fosse una stella di riferimento anche in corrispondenza del polo sud celeste).
Un osservatore posto sull’equatore della Terra vede transitare tutte le notti le costellazioni dell’intera volta celeste (eccetto quelle presenti nella fascia di 30° a cavallo del Sole); tutte, però, sorgono e tramontano: in questa posizione nessuna costellazione risulta essere circumpolare (vedi fig. 5.5).
Fig 5.5 – Costellazioni circumpolari (da Astroimmagini: www.uai.it).
MOVIMENTO DELLE COSTELLAZIONI
Le costellazioni in cielo si presentano ai nostri occhi in posizioni sempre diverse, dal momento del loro sorgere e fino al loro tramonto.
Ciò è dovuto unicamente alla diversa posizione della linea del nostro orizzonte rispetto al cielo durante tutto il giorno.
Ad esempio, la costellazione del Leone ha una forma ben distinguibile ed è adagiata lungo la fascia dello zodiaco, con la “testa” rivolta verso ovest. Quando il Leone sorge, all’orizzonte compare prima la testa, poi tutto il corpo; l’insieme si presenta quasi in verticale.
Quando culmina, la figura risulta in orizzontale, mentre al tramonto il Leone sembra tuffarsi sull’orizzonte: le prime stelle a scendere sotto l’orizzonte sono quelle della testa, seguite poi da quelle del corpo.
Il tutto è rappresentato chiaramente in figura (vedi fig 5.6).
Fig 5.6– La diversa prospettiva della costellazione del Leone durante il suo tragitto.
APPUNTI DI ASTRONOMIA 2011-2012 – Cap 06
APPUNTI DI ASTRONOMIA 2011-2012
Domenico D’Amato
Andrea Miccoli
INDICE
6 – LE STAGIONI
EQUINOZI E SOLSTIZI
La Terra ruota intorno al Sole su un’orbita leggermente ellittica.
La distanza tra il Sole e la Terra varia da un minimo di 147 milioni ad un massimo di 152 milioni di chilometri, di conseguenza varia anche la velocità di spostamento della Terra sull’orbita per contrastare la diversa attrazione gravitazionale e tenere il sistema Terra-Sole in equilibrio: 109.000 km/h al perielio (minima distanza) e 105.000 km/h all’afelio (massima distanza).
Sull’orbita riconosciamo i punti principali illustrati in fi gura (vedi fi g. 6.1)
Fig. 6.1 – I punti più importanti sul percorso della Terra intorno al Sole.
Il termine Equinozio deriva dal latino equa-nox che signifi ca notte uguale (al giorno, come durata).
Il termine Solstizio deriva da sol-statio, stazionamento del Sole (in cielo) per il giorno o per la notte più lunghi dell’anno.
Ma cos’è l’anno?
E’ il tempo impiegato dalla Terra per effettuare un giro intorno al Sole.
Quando consideriamo un giro completo, cioè 360° precisi, allora parliamo di anno siderale o sidereo, se invece dobbiamo mettere in risalto ciò che avviene sulla Terra durante l’anno, cioè i vari momenti stagionali legati alla posizione della Terra sull’orbita, parleremo dell’anno tropico che è il tempo necessario alla Terra per potersi trovare, l’anno seguente, nella stessa posizione che aveva l’anno prima rispetto al Sole.
L’anno sidereo dura 365g 6h 9min. L’anno tropico dura 365g 5h 49min.
Come si vede, ben 20 minuti di differenza!
Guardando la figura 6.1 non possiamo fare a meno di notare gli elementi salienti, che sono:
1) – La diversa durata delle stagioni e la loro diversa ubicazione sull’orbita della Terra. Ciò è dovuto alla diversa velocità della Terra intorno al Sole (seconda legge di Keplero), perciò al perielio avremo maggiore velocità e stagioni più corte (autunno ed inverno); mentre in afelio avremo minore velocità e stagioni più lunghe (primavera ed estate),
2) – La forma dell’orbita della Terra è un’ellisse, con il Sole decentrato rispetto al centro dell’orbita terrestre, esattamente come previsto dalla prima legge di Keplero. Come è consuetudine, nelle figure che rappresentano l’orbita della Terra, tendiamo ad accentuare l’eccentricità dell’orbita per rendere didatticamente più facile la comprensione di ciò che cade sotto i nostri occhi; in realtà, l’asse maggiore è solo un trentesimo più lungo dell’asse minore.
3) – Gli assi dei Solstizi e degli Equinozi di lunghezza differente ed a 90° fra loro. Dobbiamo immaginare questi assi così incrociati, come se fossero rigidamente saldati tra loro e, perciò, quando parliamo della rotazione di un punto equinoziale o solstiziale, intendiamo sempre una rotazione che riguarda tutti e quattro i punti collegati insieme e mai uno solo.
4) – L’asse degli àpsidi. Quest’asse non ha relazione alcuna con i due assi detti prima; infatti, mentre gli equinozi ed i solstizi riguardano le stagioni, gli àpsidi sono gli estremi dell’asse maggiore dell’orbita della Terra.
5) – Per gli equinozi e solstizi sono indicate due date invece che una. Innanzi tutto bisogna ricordare che “equinozi” e “solstizi” sono dei punti reali sull’orbita della Terra, in cui la Terra giunge ogni anno con un ritardo di 6 ore, perché noi lo consideriamo di 365 giorni mentre, come abbiamo già detto, esso è lungo 365 giorni e 6 ore. Perciò, ogni anno successivo al primo, occorre aggiungere 6 ore alla ora di arrivo del Sole nel punto equinoziale o solstiziale e, quindi, al terzo anno si supera così il giorno e si va al giorno dopo: è per questo motivo che gli equinozi ed i solstizi hanno una data variabile. Ciò non succede, invece, per il solstizio d’estate che rimane sempre nello stesso giorno. L’anno bisestile, il quarto anno, con l’aggiunta di un giorno ai 365, fa ricominciare daccapo il conteggio.
LE STAGIONI
Sulla superficie della Terra vediamo il Sole che segue la propria traiettoria in cielo ad altezze diverse: di estate appare alto (eclittica alta) mentre d’inverno non si alza molto sull’orizzonte sud (eclittica bassa).
Questo succede perché la Terra gira intorno ad un asse inclinato di 23,5° rispetto al piano della eclittica, inclinazione che rimane costante nel percorso annuale intorno al Sole.
L’inclinazione dell’asse terrestre fa sì che la traiettoria del movimento apparente del Sole, oscilli tra +23,5° e -23,5° di declinazione.
L’escursione totale del Sole, tra la massima altezza raggiunta al solstizio d’estate e la minima raggiunta al solstizio d’inverno, è pertanto di ben 47°.
La durata del giorno (periodo di luce) dipende sia dalla latitudine che dalla stagione.(vedi fig. 6.2).
Fig. 6.2 – Illuminazione della superficie terrestre: estate.
Nella figura vediamo che in estate metà globo è illuminato ma, per l’inclinazione dell’asse terrestre rispetto all’eclittica, e quindi rispetto al Sole, l’emisfero nord è più illuminato dell’emisfero sud.
Inoltre, il polo nord sarà illuminato per un lungo periodo (circa 6 mesi) mentre il polo sud sarà oscurato per un periodo altrettanto lungo.
Nel suo tragitto annuale intorno al Sole, la Terra, pur mantenendo la stessa inclinazione di 23,5° del suo asse, si troverà in un punto dell’orbita corrispondente all’equinozio di primavera ed a quello di autunno in cui i raggi arriveranno perpendicolarmente all’asse terrestre (vedi fig. 6.3).
Fig 6.3 – Nei giorni degli equinozi i raggi solari giungono sulla Terra perpendicolarmente al suo asse.
In questi due giorni particolari, il giorno e la notte hanno la stessa durata di 12 ore in tutti i luoghi della Terra.
Il Sole sorge esattamente ad est e tramonta esattamente ad ovest.
Un eventuale osservatore, che si trovasse su uno qualsiasi dei poli, vedrebbe il nostro astro sull’orizzonte perché il suo orizzonte corrisponde all’equatore celeste.
La diversa durata del giorno, unita alla diversa incidenza dei raggi solari, determina un riscaldamento difforme dell’atmosfera e del suolo, i cui effetti originano le stagioni.
A grandi linee, le figure che seguono illustrano la relazione tra la diversa incidenza dei raggi solari e le stagioni; la situazione illustrata è ovviamente valida per l’emisfero settentrionale mentre, per l’altro emisfero, le stagioni sono invertite (vedi fig. 6.4).
Fig 6.4 – Relazione tra incidenza dei raggi solari e stagioni.
È da notare che, durante il periodo estivo nel nostro emisfero, il Sole non è alla sua minima distanza dalla Terra, nonostante ciò i raggi scaldano di più perché le giornate sono più lunghe ed il Sole è più alto nel cielo.
Esiste quindi una relazione tra caldo=Sole alto nel cielo, freddo=Sole basso sull’orizzonte.
Il caldo o il freddo non dipende dalla distanza del nostro astro dal nostro pianeta perché la differenza nel percorso annuale, che è di circa cinque milioni di chilometri, è una differenza molto piccola, se confrontata con la distanza media di 150 milioni di chilometri.
Tutto merito dell’atmosfera che, pur sembrando evanescente, è in realtà un grosso scudo, che mitiga l’impatto dell’energia emessa dal
Sole, assorbendone una parte consistente e limitando gradualmente il riscaldamento del suolo, a seconda dell’incidenza dei raggi solari.
La figura che segue illustra graficamente l’ampia escursione dell’altezza del Sole tra l’estate e l’inverno per la nostra latitudine (vedi fig. 6.5).
Fig 6.5 – Differenza d’incidenza dei raggi solari alle nostre latitudini al variare delle stagioni.
NOTA: il Sole all’orizzonte, o vicino ad esso, acquista una colorazione rossastra perché i raggi di luce devono attraversare uno spessore maggiore di atmosfera, la quale assorbe le frequenze più alte della luce (quelle più vicine al blu), permettendo l’arrivo soltanto di quelle nell’intorno del rosso.
Lo stesso fenomeno avviene anche per la luce riflessa dalla Luna.
APPUNTI DI ASTRONOMIA 2011-2012 – Cap 07
APPUNTI DI ASTRONOMIA 2011-2012
Domenico D’Amato
Andrea Miccoli
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7 – LA PRECESSIONE EQUINOZIALE
LA PRECESSIONE
L’asse di rotazione di un corpo che gira intorno a se stesso, se soggetto ad azioni esterne, acquista un lento moto conico, detto di precessione.
Un esempio fisico che illustra la precessione è il movimento conico di una trottola quando posta in rotazione (vedi fig 7.1).
Fig 7.1 – Movimento conico di una trottola e della Terra (precessione).
La Terra possiede un lento moto doppio-conico (precessione) per l’azione gravitazionale congiunta del Sole e della Luna.
Visto dal polo nord celeste, il movimento è in senso orario ed un giro è completato in circa 26.000 anni, durante i quali rimane costante l’inclinazione dell’asse terrestre rispetto all’eclittica, e varia soltanto la direzione in cielo.
A causa di tale moto il prolungamento dell’asse terrestre, che indica il polo nord celeste, traccia un cerchio di 23,5° di raggio intorno al polo nord dell’eclittica (vedi fig 7.2).
Fig 7.2 – Il moto di precessione dell’asse terrestre.
Il movimento di precessione della Terra è il risultato, in primo luogo, dell’azione gravitazionale del Sole e della Luna sul rigonfiamento equatoriale del nostro pianeta.
Ricordiamo infatti che la Terra non è perfettamente sferica ma schiacciata ai poli e rigonfia allo equatore, a causa della rotazione intorno al proprio asse.
La Luna di per sé contribuisce inoltre ad una piccola oscillazione dell’asse terrestre, detta nutazione, che si combina con il moto conico di precessione. La frequenza di questa oscillazione secondaria è di circa 18 anni, corrispondente al Ciclo di Saros.
Tale ciclo è il periodo di tempo impiegato dalla Luna, dal Sole e dalla Terra per venirsi a trovare nuovamente nella stessa posizione reciproca.
La Luna, pur se così piccola in confronto al Sole, influisce parecchio sul nostro pianeta perché l’attrazione gravitazionale (F) fra due corpi è direttamente proporzionale al prodotto delle masse ed inversamente proporzionale al quadrato della distanza considerata
F=GMm/d2 (vedi fig 7.3).
Fig. 7.3 – Sistema planetario Terra-Luna.
Il sistema planetario Terra-Luna va considerato come un sistema rigido, in cui esiste un baricentro comune, attorno cui ruota tutto il sistema: non è la Luna a girare intorno alla Terra ma è la Luna e la Terra che ruotano intorno al proprio baricentro comune (B in figura).
La precessione ha questo nome perché, a causa di questo moto, la fine di ogni anno solare precede di 20 minuti la fine dell’anno sidereo (o siderale).
Ricordiamo che l’anno siderale è il tempo impiegato dalla Terra per effettuare un giro completo di 360° intorno al Sole, riacquistando alla fine la stessa posizione rispetto alle stelle fisse.
LA PRECESSIONE EQUINOZIALE
La precessione equinoziale provoca principalmente tre effetti:
1 – Spostamento dei poli celesti;
2 – Sfasamento della posizione delle costellazioni rispetto al calendario;
3 – L’anno tropico risulta più corto di 20 minuti rispetto all’anno sidereo.
SPOSTAMENTO DEI POLI CELESTI
Il movimento doppio-conico dell’asse terrestre si traduce in una traiettoria circolare del polo nord celeste che compie un giro completo in circa 26.000 anni (25.800 per la precisione).
Il centro di rotazione della precessione tra le stelle è il polo nord dell’eclittica, situato nell’ansa della costellazione del Drago (vedi fig 7.4).
Fig 7.4 – Lo spostamento del polo nord celeste per effetto della precessione.
La stella Polare è l’astro che si trova maggiormente vicino al punto preciso, in cui è proiettato il prolungamento dell’asse terrestre, discostandosene poco più di 40 primi d’arco di distanza (poco più di un diametro lunare in ampiezza).
Con il trascorrere degli anni, l’astro di riferimento per il polo nord celeste sarà però diverso: tra13.000 anni la stella di riferimento sarà Vega nella costellazione della LIRA.
La mappa illustrata in figura ne mostra il percorso fra le costellazioni.
SFASAMENTO DELLE COSTELLAZIONI
Il piano dell’orbita della Terra ed il piano dell’eclittica sono la stessa cosa. L’orbita della Terra ha la forma di una ellisse e quindi anche l’ellisse giace sul piano dell’eclittica.
Questa ellisse è tagliata a metà da una linea (la linea dei nodi) che passa attraverso il Sole.
Come già detto, questa linea è generata dall’intersezione fra il piano dell’orbita ed il piano dello equatore (terrestre o celeste, è lo stesso piano). Quindi il piano dell’equatore sta metà al di sopra del piano dell’orbita e metà al disotto dello stesso piano.
Questa linea d’intersezione (la linea dei nodi), se vista dal polo nord celeste, ruota in senso orario (52” all’anno) anno dopo anno, ) per il movimento (doppio-conico) di precessione dell’asse della Terra.
Fa parte della linea dei nodi il Nodo Ascendente, cioè il Punto Gamma, che è il “punto” più importante del cielo, in quanto rappresenta l’origine delle coordinate celesti.
Ovviamente, se il Punto Gamma si muove e tutte le stelle del cielo rimangono ferme, succederà che anno dopo anno, ogni stella avrà, rispetto alla Terra, una posizione differente.
Questo movimento si traduce in una variazione delle coordinate degli astri, della posizione delle costellazioni e, in definitiva, del calendario. Vediamo perché.
Dobbiamo immaginare il meccanismo che produce il nostro calendario come una raggiera rigida, composta di 12 raggi e posizionata sull’orbita della terra mentre la Terra gira (Sole al centro).
Ogni spazio fra due raggi rappresenta il percorso della Terra in un mese e delimita una porzione di cielo.
A causa della precessione, la raggiera si muove rispetto alle stelle e con essa si sposta il punto Gamma (21 marzo).
Ne risulta che pian piano le costellazioni zodiacali si spostano rispetto ai mesi del calendario.
Esempio pratico: 2000 anni fa il Punto Gamma si trovava nella costellazione dell’Ariete (le corna di quest’animale hanno la forma della lettera greca Gamma, da cui Punto Gamma o anche Punto Ariete).
Per 2000 anni il Punto Gamma si è spostato di 52” l’anno. In duemila anni lo spostamento totale è stato di circa 30° (52” x 2000 = 104.000” ˜ 1734’ ˜ 30°), cioè 1/12-mo di 360°, che è pari a 1/12-mo di un anno, cioè un mese: per cui oggi il Punto Gamma si trova nella costellazione dei Pesci e non più nella costellazione dell’Ariete, da cui dista circa un mese.
Possiamo affermare che le costellazioni che si vedevano in un certo mese (e in un certo modo, per es. il Sole) 2000 anni fa, oggi non si vedono più in quello stesso mese ma nel mese successivo (vedi fig. 7.5).
Fig. 7.5 – Lo sfasamento delle costellazioni.
ANNO TROPICO E ANNO SIDERALE
La Terra compie un giro completo di 360° intorno al Sole, trovandosi nella stessa posizione rispetto alle stesse fi sse, in un anno sidereo (o siderale) che equivale a 365g 6h 9min. Invece, il tempo impiegato dal nostro pianeta per percorrere un giro sull’orbita, da un equinozio di primavera al successivo equinozio di primavera (anno tropico), è di 365g 5h 49min, che normalmente arrotondiamo a
365g e 6h.
Ne risulta che l’anno tropico è 20 minuti più corto di quello sidereo.
La figura seguente illustra la diversa posizione della Terra alla fi ne di ogni anno tropico.
Si noti come questa posizione, che sull’eclittica corrisponde al Punto Gamma, si muova (in senso orario) ogni anno incontro alla Terra, che arriva in senso antiorario, favorendo così la chiusura in anticipo dell’anno tropico, che quindi “precede” la fi ne dell’anno sidereo, da cui il termine “precessione” (vedi fi g. 7.6).
Fig 7.6 – L’anno tropico sull’orbita.
La differenza potrebbe sembrare trascurabile ma, col passare degli anni, l’anticipo accumulato avrebbe prodotto degli errori tali che, se non corretti, non ci sarebbe più stata corrispondenza tra calendario e stagioni: vale a dire che avremmo il Natale in piena estate ed il ferragosto con la neve.