Sfera celeste: la rotazione terrestre e la misura del giorno
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Sfera celeste: la rotazione terrestre e la misura del giorno

La sfera celeste sembra ruotare intorno alla Terra per effetto del moto di rotazione del nostro pianeta sul proprio asse. Il risultato è l'alternanza giorno-notte e un modo per misurare la durata del giorno.

Rotazione e movimento della sfera celeste

Il moto più facile da osservare sulla sfera celeste dipende dalla rotazione del nostro pianeta intorno al proprio asse. E' questo moto terrestre che fa ruotare il cielo da est a ovest determinando sorgere e tramontare degli astri.

Una volta "costruita" la sfera celeste possiamo iniziare a farla muovere, scoprendo che molte delle variazioni che osserviamo di ora in ora e di giorno in giorno derivano dai moti della Terra e non dei corpi celesti, anche se in realtà ogni punto nel cielo è soggetto a un "moto proprio", inteso come spostamento reale degli oggetti nello spazio. Per gli oggetti più vicini a noi o a grandi centri di massa come il Sole, è semplice osservare un movimento e così la Luna, di giorno in giorno, si sposta (e cambia fase) in misura evidente. Mercurio e Venere cambiano costellazione in maniera abbastanza veloce, soprattutto il primo, e anche il movimento dei pianeti più esterni può essere misurato confrontando due immagini scattate a distanza di un mese, ad esempio. Lo studio del movimento del cielo è stato sempre al centro dell'interesse umano anche perché, fornendo un flusso continuo e ripetitivo, mette a disposizione uno strumento di misurazione del tempo. Non è un caso che "pianeta" voglia dire "stella errante", a testimonianza di come fin dall'antichità ci si era già accorti degli spostamenti di questi corpi celesti rispetto alla fissità delle stelle distanti. Soltanto con Ipparco di Nicea si arrivò ai movimenti microscopici, come la determinazione della precessione degli equinozi (130 a.C.). L'opera "Sullo spostamento dei segni solstiziali ed equinoziali" di Ipparco è andata perduta ma ve ne è riferimento nell'Almagesto di Tolomeo, risalente al II secolo. I moti propri sono regolati da leggi fisiche e ne parleremo in seguito, mentre per adesso ci concentriamo sui movimenti "apparenti", quelli indotti dai moti della Terra intorno al proprio asse (rotazione) e intorno al baricentro orbitale che condivide con il Sole (rivoluzione).

La rotazione, in astronomia, è il moto circolare di un corpo celeste intorno al proprio asse. 

Se lasciamo aperta una fotocamera ad inquadrare il cielo notturno otteniamo quel fenomeno noto come star trails (scie stellari): tracciamo in pratica la scia che il lento movimento delle stelle, indotto dalla rotazione terrestre, crea nel cielo. Il moto apparente legato alla rotazione terrestre è talmente dominante nel breve periodo che ogni corpo celeste (a prescindere dal moto proprio più o meno elevato) ne risente quasi allo stesso modo.

Star trail. Crediti Benedetta Masi (AstronomiAmo)
Star trail. Crediti Benedetta Masi (AstronomiAmo)

Se la sfera celeste vede un movimento solidale di tutti i corpi celesti in una stessa direzione il motivo è senz'altro apparente ed è quindi il risultato del movimento di rotazione della Terra. Se inizio a girare su me stesso guardando in alto vedrò tutto il cielo ruotare intorno ad un punto (zenit ) che resta apparentemente fermo sulla mia testa. Se al mio posto mettiamo la Terra il gioco è fatto: abbiamo spiegato perché e come il cielo si muove sulla sfera celeste.

Questo movimento genera quel che si è soliti chiamare moto diurno del cielo. Si tratta di un moto indiretto, apparente, un riflesso del moto terrestre che, andando da ovest verso est, induce il cielo a "muoversi" da est verso ovest. Questo moto appare diverso a seconda di quale sia la località di osservazione sulla superficie terrestre.

Ultimo aggiornamento del: 25/08/2018 11:20:22

Rotazione terrestre, punto di osservazione e movimento degli astri

La posizione sulla Terra dalla quale osserviamo il cielo ha impatto notevole sugli astri che possiamo vedere e sul loro movimento sulla sfera celeste.

Siamo soliti dire che gli astri sorgono a est e tramontano ad ovest. Un astro sorge quando spunta da dietro l'orizzonte, mentre tramonta quando scende dietro di esso.

Dal punto di levata a quello di tramonto, l'astro percorre un arco nel cielo e questo arco è legato, come detto, al moto terrestre di rotazione. La forma dell'arco rispetto all'orizzonte e l'altezza massima che raggiunge sulla sfera celeste sono invece fattori legati alla latitudine del luogo di osservazione, all'inclinazione della Terra rispetto all'eclittica . L'asse di rotazione terrestre è inclinato rispetto all'eclittica di 23° 27' e questo complica le cose, ma è anche vero che conviviamo con questo fattore senza saperlo quindi il risultato, pur complicato, è sotto i nostri occhi ogni giorno e ogni notte, quindi ci suona familiare. Ma andiamo per gradi e poniamoci nei casi più semplici, immaginando di vivere prima al Polo, poi all'Equatore e infine a una latitudine intermedia.

Rotazione della Terra e cielo polare

Se ci troviamo al Polo Nord e guardiamo allo zenit, troveremo la stella Mismar (o Yilduz, o comunemente Polaris) che indica precisamente (quasi) il Polo Nord Celeste, ovvero la proiezione dell'asse di rotazione della Terra sulla sfera celeste. La Terra ruota intorno a questo asse e quindi, guardando allo zenit, vedremo la Polaris ferma (quasi) al suo posto con le altre stelle ruotare intorno a essa come conseguenza del fatto che la Terra si sta muovendo sotto i nostri piedi.

Quella che chiamiamo Stella Polare indica il Nord con l'approssimazione di un grado circa, per questo è stato scritto "quasi". Il suo nome è Mismar o Yilduz, mentre viene chiamata "Polaris" soltanto nella nostra epoca visto che per il moto di precessione degli equinozi il termine "polare" è un aggettivo che viene consegnato a stelle diverse in base all'orientamento dell'asse terrestre sulla sfera celeste.

Sfera celeste e moto dei corpi fissi come conseguenza della rotazione terrestre
Sfera celeste e moto dei corpi fissi come conseguenza della rotazione terrestre

Dal Polo Nord, il cielo appare ruotare in senso antiorario intorno alla stella Polare. Ne segue che stelle più "vicine" prospetticamente alla Polare sono caratterizzate da giri più stretti intorno all'astro del nord, mentre stelle più lontane (sempre prospetticamente) saranno caratterizzate da giri più ampi, ma sempre intorno alla Polare. Al Polo Nord, il nostro zenit corrisponde al Polo Nord Celeste mentre il nostro orizzonte coincide con l'Equatore Celeste e questo ha importanti derivazioni:

  • le stelle percorrono giri paralleli all'equatore celeste e quindi, in tal caso, al nostro orizzonte ;
  • le stelle saranno visibili soltanto se la loro declinazione è boreale (da 0° a 90° Nord) mentre saranno invisibili se la loro declinazione è australe. Per chi vive al Polo Sud vale il discorso inverso.

Dal momento che dal Polo le stelle percorrono cerchi interi paralleli all'orizzonte, deriva infine che le stelle non sorgono né tramontano mai.

Dal Polo Sud vale lo stesso discorso, ma il cielo ruota intorno alla stella  Sigma Octantis anziché intorno alla Polare e le sole stelle visibili saranno quelle con declinazione australe (come trovare il Polo Sud Celeste). 

Rotazione della Terra e cielo equatoriale

Le cose cambiano quando andiamo all'equatore, dove la nostra sfera celeste locale vede allo zenit l'Equatore Celeste e all'orizzonte, verso Nord e Sud, rispettivamente il Polo Nord Celeste e il Polo Sud Celeste. In tali condizioni il moto del cielo non è più parallelo all'orizzonte: le stelle continuano sempre a girare parallelamente all'equatore celeste ma visto che l'equatore è allo zenit ne segue che tutte le stelle si muovono disegnando traiettorie perpendicolari all'orizzonte. Le derivazioni sono importanti: 

  • Tutte le stelle sorgono e tramontano
  • Saranno visibili tutte le stelle del cielo, con le stelle polari ad altezza zero agli orizzonti Nord e Sud.
Sfera celeste a declinazione equatoriale e moto delle stelle come conseguenza della rotazione terrestre
Sfera celeste a declinazione equatoriale e moto delle stelle come conseguenza della rotazione terrestre

I cerchi disegnati da queste stelle sono tutti paralleli tra di loro e perpendicolari all'orizzonte, ma hanno differenti diametri: le stelle con declinazione più elevata saranno quelle che raggiungeranno una altezza maggiore sulla sfera celeste. 

Rotazione della Terra a medie latitudini e circumpolarità

Alle medie latitudini, come ad esempio 45° Nord di latitudine , il discorso è ancora diverso, più complesso se vogliamo, ma anche a noi più familiare. Alcune stelle saranno sempre visibili, altre saranno sempre invisibili, altre ancora sorgeranno e tramonteranno disegnando dei cerchi più o meno ampi. 

Cerchi diurni tracciati in seguito alla rotazione terrestre per stelle di diversa declinazione.
Cerchi diurni tracciati in seguito alla rotazione terrestre per stelle di diversa declinazione, ossevate da medie latitudini.

Questo è l'effetto visivo che ci deriva dalla rotazione terrestre, ma perché? Abbiamo parlato spesso di cerchi ed il motivo è intuitivo. La Terra ruota intorno al proprio asse, e l'asse porta dritti dritti verso la Polare a nord e verso Sigma Octantis a sud. Tutte le altre stelle saranno in moto circolare intorno a queste due stelle, in un giro più o meno ampio, ma sempre di cerchi si tratta.

L'inclinazione di questi cerchi dipende dalla latitudine del luogo di osservazione, come abbiamo iniziato a capire. Se ci troviamo al polo Nord, tutti i cerchi tracciati dalle stelle sono paralleli all'orizzonte, visto che l'orizzonte coincide con l'equatore celeste, con la conseguenza che i cerchi sono totalmente sopra o totalmente sotto l'orizzonte (per questo le stelle non sorgono né tramontano). Se da questa situazione ci spostiamo un po' a latitudini minori, vediamo la Polare scendere dallo zenit e attestarsi ad altezze via via inferiori (con una altezza sempre uguale alla latitudine del luogo di osservazione). Il Polo Nord Celeste quindi non si troverà più a 90° di altezza ma via via scenderà a 85, 80, 50 e via dicendo. Facendo "scendere" il Polo Nord Celeste da latitudini intermedie, i cerchi continuano a essere paralleli all'equatore celeste ma l'equatore celeste non coincide più con l'orizzonte. I cerchi disegnati dalle stelle iniziano a essere obliqui. Le stelle più vicine alla Polare daranno vita a cerchi piccoli, abbastanza da rimanere comunque totalmente sopra l'orizzonte. Le stelle più lontane dalla Polare, invece, avranno un cerchio maggiore, tanto grande da finire parzialmente al di sotto dell'orizzonte. I cerchi completamente sopra l'orizzonte sono relativi alle stelle circumpolari

Le stelle circumpolari sono quelle che - dato il luogo di osservazione - risultano sempre sopra l'orizzonte. Non sorgono e non tramontano mai.

Le stelle i cui cerchi sono parzialmente sotto l'orizzonte, invece, sorgeranno e tramonteranno una volta al giorno. Passeranno in meridiano locale due volte, come in ogni zona del mondo, ma  passeranno una volta sopra il PNC e una volta sotto il PNC. I due transiti (passaggi) in meridiano sono entrambi visibili per le stelle circumpolari, mentre per le stelle che sorgono e tramontano sarà visibile un solo passaggio in meridiano, laddove la stella raggiunge la sua altezza maggiore, ovvero culmina. Sarà quindi visibile il passaggio al meridiano verso l'orizzonte Sud.

Si dice che una stella culmina quando raggiunge il punto di maggiore altezza sull'orizzonte locale.

A medie latitudini esistono anche cerchi completamente sotto l'orizzonte, ed in tal caso non potremo mai veder sorgere questi astri. Capita, ad esempio, da Roma relativamente alle stelle intorno alla Sigma Octantis: queste stelle saranno circumpolari per chi abita in Australia ma saranno sempre invisibili per chi vive a Roma. La parte del cerchio posta sopra l'orizzonte locale è chiamata arco diurno.
Inclinando ancora di più si giunge alla configurazione delle località poste all'equatore, laddove lo zenit è dato dall'equatore celeste mentre l'orizzonte va dal PNC al PSC. Le stelle effettuano quindi giri perpendicolari all'orizzonte, con il risultato che non esistono stelle circumpolari e non esistono stelle "invisibili". Tutti gli astri del cielo sorgono e tramontano, mentre le stelle più a nord e più a sud sono sempre bassissime all'orizzonte nord e sud.

FORMALIZZAZIONE: condizioni di circumpolarità

Affinché una stella sia circumpolare è necessario che il suo cerchio (percorso tracciato intorno al PNC o al PSC) sia completamente sopra l'orizzonte in modo da vederne i due transiti. 

Rappresentazione grafica della condizione di circumpolarità di una stella. I due passaggi in meridiano, sia quello alto sia quello basso, sono sopra l'orizzonte.
Rappresentazione grafica della condizione di circumpolarità di una stella.
I due passaggi in meridiano, sia quello alto sia quello basso, sono sopra l'orizzonte. Software Stellarium.

Quando la stella si trova al punto più basso, quindi, deve avere una distanza dal Polo Nord Celeste inferiore alla distanza del Polo Nord Celeste dall'orizzonte. La distanza dal Polo Nord Celeste di una stella è pari a 90° meno la declinazione della stella, mentre la distanza dall'orizzonte del PNC è pari alla latitudine (Lat) del luogo di osservazione. Quindi:

Lat > 90° - Declinazione

ovvero

Decl. > 90 - Lat

Esempio: Vega ha declinazione 38°36', quindi è circumpolare soltanto per le zone con latitudine superiore a 51° 24'. Chi vive a latitudini inferiori, vedrà invece Vega sorgere e tramontare.

In condizioni di circumpolarità, la stella è osservabile sia nel transito superiore (sopra il PNC) che in quello inferiore, e i due transiti avvengono a distanza di 12 ore l'uno dall'altro.

FORMALIZZAZIONE: Condizioni di non visibilità di una stella

Le stelle che non potremo mai vedere, invece, sono quelle troppo distanti dal Polo Nord Celeste (o dal Polo Sud Celeste) e dall'Equatore Celeste. Da una località di latitudine 40°, il PNC si trova a 40° verso Nord mentre l'Equatore Celeste si trova a 50° verso Sud. Ne segue, che non potremo mai vedere stelle che hanno una declinazione inferiore a -50°.

Le stelle sono invisibili se: 

Declinazione < Lat - 90°

FORMALIZZAZIONE: Altezza di culminazione di una stella al meridiano

Tra queste due declinazioni estreme, le stelle sorgono e tramontano e sarà visibile soltanto la culminazione in meridiano verso Sud, quindi il transito superiore. Visto che l'equatore celeste si trova a 90° - Lat, ne segue che:

Altezza di culminazione: 90° - Lat + declinazione

con la declinazione sommata algebricamente quindi tenendo conto del segno.

Esempio: Polluce ha declinazione 28°00'09'' e la osserviamo da una latitudine di 40°. Quindi Polluce passa ad una altezza in meridiano di 90-40+28, cioè 78°00'09''. Theta Scorpii ha una declinazione di -43°, quindi transita in meridiano ad una altezza di 90-40-43, cioè di 7° appena dall'orizzonte.

Ultimo aggiornamento del: 25/08/2018 11:58:30

La misura del giorno

La rotazione terrestre fornisce il flusso necessario a calcolare la durata di un giorno, anche se un giorno può avere parametri di riferimento differenti

Per definire e misurare il tempo occorre un flusso continuo e ripetitivo al quale poter fare riferimento e non esiste flusso più continuo dello scorrere, lento e inesorabile, di un corpo celeste sulla sfera celeste . La misura del giorno è quindi legata al moto di rotazione della Terra, e in linea generale di ciascun corpo celeste con riferimento al suo sistema di riferimento.
Bisogna, come sempre, avere un punto di riferimento: nel cielo passano le stelle "fisse" ma passano anche i pianeti, la Luna, il Sole. Come scegliamo il riferimento? Quando possiamo dire che è passato un giorno? 
La cosa sicura è che bisogna misurare il tempo intercorrente tra due passaggi consecutivi di uno stesso oggetto (corpo celeste o punto di riferimento celeste che sia) in una stessa posizione sulla sfera, quindi occorre definire quale corpo celeste utilizzare e in quale punto dare lo start e lo stop della misurazione. In genere il punto di riferimento è il Meridiano Locale, mentre quel che cambia è l'oggetto che deve passare.

Tempo Siderale

Il tempo siderale (Giorno Siderale Locale) è il tempo intercorrente tra due passaggi consecutivi del Punto Gamma sul Meridiano Locale, inteso nella stessa direzione.

Il tempo siderale fa quindi riferimento alle stelle fisse, e dal momento che l'inizio delle coordinate celesti equatoriali è fissato nel Punto Gamma, il punto di partenza per il giorno siderale è proprio questo (punto di intersezione tra eclittica e equatore celeste ). La rotazione terrestre fa si che questo punto passi in meridiano locale, e il Giorno Siderale Locale è proprio il tempo che intercorre tra due passaggi del punto gamma sul meridiano dell'osservatore: quando il punto gamma passa sul meridiano locale inizia il giorno siderale con il Tempo Siderale Locale che segna le 00:00:00. 

L'angolo orario (AO) di un oggetto celeste è la distanza angolare, misurata sull'Equatore Celeste, tra il meridiano dell'osservatore e il meridiano di Ascensione Retta che passa per l'oggetto stesso.

In pratica, l'AO di una stella ci dice da quanto tempo il punto gamma è passato nel nostro meridiano. La distanza angolare calcolata sull'equatore celeste tra Meridiano Locale e meridiano passante per l'Ascensione Retta di una stella è proprio l'Ascensione Retta . Ne deriva che conoscere l'Ascensione Retta di un astro vuol dire sapere dopo quanto tempo questo astro passerà sul nostro meridiano rispetto al Punto Gamma (e quindi al passaggio dell'astro in meridiano è possibile risalire a quanto tempo sia trascorso dal passaggio del Punto Gamma).

Ora, la distanza del Punto Gamma dal meridiano altri non è se non l'angolo orario del Punto Gamma stesso, ovvero il Tempo Siderale. Sapere da quanto tempo è passato il Punto Gamma, quindi, ci dice il Tempo Siderale attuale. Ma come facciamo a sapere da quanto è passato il Punto Gamma? Basta vedere quali stelle stanno passando ora in meridiano. L'Ascensione Retta è infatti la distanza angolare di un corpo celeste dal Punto Gamma: se in meridiano sta passando una stella la cui Ascensione Retta è 2 ore, vuol dire che il Punto Gamma è passato in meridiano due ore fa e che l'attuale Tempo Siderale è 02:00:00. 

La Terra impiega 24 ore a compiere un giro "siderale" di 360°, il che significa che ogni ora la Terra percorre 15° di giro. L'Ascensione Retta, quindi, non è soltanto una coordinata equatoriale ma è anche una unità di tempo. Una stella con Ascensione Retta pari a 01h 30m passa in meridiano dopo 01h e 30m rispetto al Punto Gamma, e passa mezz'ora prima della stella che ha invece Ascensione Retta pari a 02h 00m.

Tempo Solare

Il Tempo Solare Locale è il tempo che intercorre tra due passaggi del Sole al Meridiano Locale.

Il secondo riferimento che possiamo utilizzare per prendere il tempo di una rotazione terrestre è il Sole, ma sebbene la sua vicinanza rispetto alle stelle fisse, e la sua familiarità, possano far pensare ad una maggior precisione in realtà il Tempo Solare è del tutto impreciso dal momento che la Terra, oltre a ruotare su sé stessa, orbita proprio intorno al Sole. 
Dopo 24 ore, quindi, non solo la Terra avrà compiuto un giro su sé stessa ma avrà percorso anche un tratto della propria orbita, con il risultato che il Sole si sarà apparentemente spostato e per ritrovarlo al punto di partenza occorrerà un tempo diverso. Come se non bastasse, la Terra percorre un'orbita ellittica ed è più veloce in prossimità del perielio di quanto non lo sia in afelio (seconda legge di Keplero). Tutti questi fattori fanno sì che il moto apparente del Sole nel cielo sia molto incostante durante l'anno, il che ha una influenza notevole se vogliamo prendere il Sole come punto di riferimento per capire quando termina un giorno.

Il Tempo Solare Locale è il tempo che intercorre tra due passaggi in meridiano locale del Sole, e non è quasi mai di 24 ore precise. Proprio per questo motivo è stata "inventata" una stella che si chiama Sole Medio e che ha i parametri giusti per ambire al ruolo di riferimento: si tratta di una stella il cui tragitto intorno al Sole avviene a velocità costante, non tenendo conto della Gravitazione Universale, e che impiega precisamente 24 ore per tornare al suo posto di partenza. Una stella di questo tipo dà vita al Tempo Solare Medio, la cui durata è quindi di 24 ore precise.

Relazione tra giorno siderale e giorno solare medio

Ma allora Giorno Siderale e Giorno Solare Medio sono uguali? No, ed è giunta l'ora di stabilire quanto dura un Giorno Siderale, visto che finora abbiamo detto che dura il tempo di due passaggi di una stella distante (o del punto gamma) in meridiano. Il Giorno Siderale, dal suo punto di vista, dura 24 ore mentre dal punto di vista del Tempo Solare Medio dura 23 ore, 56 minuti e 4 secondi. La differenza si può spiegare con un esempio.

Differenza tra giorno medio e giorno siderale
Differenza tra giorno medio e giorno siderale

Prendiamo una stella distante ed il nostro Sole, in modo che tutti e due gli astri passino in meridiano nello stesso momento, a mezzogiorno. Dopo un giorno siderale, la stella si trova allo stesso punto di partenza dopo un giro di rotazione completo, ad indicare che sono passate 24 ore di Giorno Siderale. Il Sole invece ancora è distante dal meridiano ed il motivo sta nel fatto che nel frattempo la Terra ha percorso 1/365 della sua orbita, quindi quasi un grado (una rivoluzione completa sono 360° percorsi in circa 365 giorni, quindi quasi un grado al giorno). Per percorrere un grado di cielo, come abbiamo visto, ci vogliono poco meno di 4 minuti, ed ecco spiegata la differenza. Come si nota, abbiamo appena introdotto un effetto del secondo moto terrestre, la rivoluzione intorno al Sole.

Abbiamo parlato di una differenza di soli 4 minuti, ma 4 minuti al giorno sono tantissimi e vediamo quali siani le conseguenze di questo disallineamento tra i tempi. 
Il nostro orologio segue il Tempo Solare Medio, quindi una delle conseguenze più importanti è che ogni giorno le stelle sorgono 4 minuti prima rispetto a quanto l'orologo abbia indicato il giorno precedente, visto che sono "più veloci" di un Sole che, in un giorno, si è spostato apparentemente di 4 minuti. I 4 minuti che si cumulano ogni mese formano un anticipo nella levata di ben 120 minuti, quindi di due ore. Una stella che sorge a inizio mese alle 22, quindi, a fine mese sorge alle 20. 
Ancora di più: in sei mesi le ore diventano ben 12. Non è quindi un caso se le costellazioni che vediamo a febbraio in piena notte, non possiamo vederle ad ottobre visto che sono alte di giorno.

E' quindi proprio la differenza tra Giorno Solare Medio e Giorno Siderale (e quindi il moto di rivoluzione terrestre) che porta a osservare costellazioni diverse in diversi periodi dell'anno. 

Non basta ancora. Se invece che per sei mesi facciamo il conto per tutti e 12 i mesi, infatti, scopriamo che l'anno Solare conta 365 giorni mentre, le 24 ore di anticipo in 12 mesi, comportano un Anno Siderale di 366 giorni (per capire al meglio l'impatto del movimento annuale sulla sfera celeste visibile, si rimanda all'apposito paragrafo).
Cosa ne deriva? Un Anno Solare contiene 365*24*60 = 525600 secondi, mentre un giorno solare contiene 23*60 + 56 = 1436 minuti. 
Dividento 525600/1436 otteniamo circa 366 giorni, il che vuol dire che in un anno Solare le stelle fanno un giro in più rispetto al Sole.

Relazione tra Sole Medio e Sole Reale: equazione del tempo e analemma

Il Sole Medio, come detto, non esiste: percorre l'equatore anziché l'eclittica e si muove a velocità costante anziché seguire le Leggi di Keplero. Il nostro orologio segna il Tempo Civile, basato sul Sole Medio e quindi non tiene conto di due fattori basilari come l'obliquità dell'eclittica, che come visto fa compiere cerchi differenti al Sole in base alla stagione, e la forma ellittica della nostra orbita, che porta la Terra ad accelerare e decelerare. 

La differenza tra Tempo Solare Vero, che segue l'effettivo movimento apparente del Sole, e Tempo Solare Medio si chiama Equazione del Tempo.

Si tratta di una differenza che porta a risultati a volte positivi e a volte negativi, visto che il Sole Vero a volte anticipa e a volte posticipa quello che è il Sole Medio. 
A febbraio ad esempio ci sono 14 minuti di ritardo, mentre a novembre ci sono 16 minuti di anticipo.  

Poniamo sull'asse delle ascisse di un piano cartesiano i valori trovati per tutto l'anno grazie all'equazione del tempo, mentre sull'asse delle ascisse poniamo la declinazione del Sole ogni giorno dell'anno. Sappiamo che la declinazione del Sole va da -23.5 a +23.5 gradi, dal solstizio invernale boreale al solstizio estivo. Unendo i punti relativi allo stesso giorno troviamo una figura a forma di otto, chiamata analemma. Una figura simile è ben rappresentata dal cielo stesso: se fotografiamo il Sole ogni dieci giorni sempre dallo stesso posto, otteniamo una immagine che mostra sullo schermo del cielo una figura a forma di otto. 

Analemma solare
Analemma solare

I fusi orari

Finora abbiamo parlato di orario locale ad indicare l'orario legato ad un meridiano locale, ma è chiaro che non si possono avere infiniti orari. Sono state allora introdotte le Time Zone o Fusi Orari suddividendo il globo terrestre in 24 fasce di 15° ciascuna. Per cause politiche le fasce non sono tutte uguali, ma risultano abbastanza spezzettate. All'interno di ogni fascia vale lo stesso orario locale: Greenwich possiede il Tempo Universale (TU), mentre andando verso est l'orario viene incrementato di un'ora ad ogni fascia, e andando verso ovest viene invece decrementato di un'ora ad ogni fascia. Ogni fascia possiede lo stesso tempo civile ma ha diversi tempi solari, e ciascuna fascia ha un Meridiano Centrale che dà l'orario a tutta la fascia stessa. Nella fascia italiana (T.U.+1) il Meridiano Centrale passa per l'Etna. 

Carta dei fusi orari
Carta dei fusi orari

Se vogliamo trovare il Mezzogiorno Vero del nostro meridiano, ovvero il momento preciso in cui il Sole passa in Meridiano, occorre apportare alcune modifiche che consistono in: 

  1. modificare l'orario in base alla distanza longitudinale dal Meridiano Centrale del fuso
  2. modificare l'orario in base all'equazione del tempo presa da un qualsiasi almanacco 

Esempio: Roma si trova a Lat. 42°52' 48'' e longitudine 12°30' e quindi dista dal Meridiano Centrale (posto a 15°) di 2°30'. Dal momento che ogni grado corrisponde a 4 minuti, 2,5 gradi sono 10 minuti da apportare come correzione al mezzogiorno civile, quindi la prima correzione ci porta alle ore 12:10.
La seconda correzione dipende dal giorno: ipotizziamo il 15 novembre 2018 quando l'equazione del tempo vale +15'33''. 
Dal momento che

Equazione del Tempo = Tempo Solare Vero - Tempo Solare Medio

abbiamo che

Tempo Solare Medio = Tempo Solare Vero - Equazione del tempo

quindi 12h 10' - 15' 33'' = 11h 54' 27'' come passaggio del Sole in meridiano locale di Roma. 

Dura per sempre?

Sedimenti in Cina, fonte dello studio del 2018
Sedimenti in Cina, fonte dello studio del 2018

La rotazione terrestre è in inesorabile rallentamento visto che studi del 2018 mostrano come 1.4 miliardi di anni fa il giorno sulla Terra fosse di appena 18 ore ("Proterozoic Milankovitch cycles and the history of the solar system" - Stephen Meyers - PNAS). A dettare i ritmi è la Luna, allora più vicina al nostro pianeta in un moto di allontanamento che dura ancora oggi. Le tracce di queste modifiche provengono dalla geologia unita all'astronomia (astrocronologia), e precisamente dall'analisi dei sedimenti e delle registrazioni di cambiamenti climatici che è possibile rinvenirne. Le variazioni dei parametri orbitali della Terra vanno sotto il nome di cicli di Milankovitch e determinano i ritmi climatici terrestri: sono indotte dagli effetti gravitazionali dei pianeti e della Luna stessa e influiscono sulla radiazione solare che colpisce la Terra. Di questi cicli, di queste alternanze tra umidità e siccità, c'è traccia negli strati terrestri.
Nei sedimenti del Nord America sembra evidente la prova provata dell'instabilità orbitale del Sistema Solare visto che in uno strato antico di 90 milioni di anni sono rimasti in memoria i parametri climatici ma l'estrapolazione dei dati ha fornito deduzioni non accettabili. Ad esempio, riportando indietro la Luna di 1.5 miliardi di anni si raggiungerebbe una distanza dalla Terra tale da distruggere il nostro satellite eppure sappiamo che la Luna stessa si trova in orbita da 4.5 miliardi di anni. Serve dunque una interazione con altro, con i pianeti ad esempio. Gli studi hanno quindi messo in relazione sedimentazioni rinvenute nell'Oceano Atlantico Meridionale, a Walvis Ridge (55 milioni di anni), con quelle di Xiamaling in Cina, datate 1.4 miliardi di anni: il confronto ha consentito di valutare l'orientamento dell'asse terrestre nel tempo e la forma dell'orbita terrestre, determinando al tempo stesso la distanza Terra-Luna e la durata del giorno
I risultati parlano di un giorno di 18.7 ore e di una distanza della Luna pari a 341 mila chilometri (11% più vicina di quanto non lo sia oggi). I miglioramenti nei modelli potranno a breve fornirci molte più indicazioni, quindi, rispetto la storia del Sistema Solare. Per il futuro, Terra e Luna continueranno a influenzarsi a vicenda raggiungendo la perfetta sincronicità tra 50 miliardi di anni, quando il giorno terrestre durerà 1000 ore ma a quel punto il Sole avrà già spazzato via l'equilibrio nel Sistema Solare diventando gigante rossa.

Ultimo aggiornamento del: 23/08/2018 10:41:51