Tano Cavattoni L’Universo Età 13,7 miliardi di anni.

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1 Tano Cavattoni L’Universo Età 13,7 miliardi di anni

2 Capitolo 4 I moti del pianeta Terra
 «La Signoria Vostra è invitata a veder girare la Terra domani, dalle tre alle cinque, nella Sala del Meridiano dell’Osservatorio di Parigi». Dall’invito scritto da Jean Bernard Léon Foucault nel 1851, in occasione della prima esperienza pubblica col pendolo da lui realizzato.

3 Capitolo 4 I moti del pianeta Terra
Lezione 9 Il moto di rotazione § 4.1 La rotazione e le sue conseguenze § 4.2 Prove della rotazione della Terra Lezione 10 Il moto di rivoluzione § 4.3 Moto di rivoluzione e stagioni astronomiche § 4.4 Stagioni meteorologiche § 4.5 I crepuscoli

4 Capitolo 4 I moti del pianeta Terra
Lezione 11 Prove del moto di rivoluzione § 4.6 L’aberrazione annua § 4.7 Parallasse annua e misura delle distanze Lezione 12 I moti millenari della Terra § 4.8 Moti millenari § 4.9 Moti millenari secondari 4 4

5 § 4.1 La rotazione e le sue conseguenze
Il moto di rotazione della Terra intorno al proprio asse ha alcune conseguenze evidenti, altre meno. L’alternarsi del dì e della notte è certamente il fenomeno più evidente. Il circolo di illuminazione separa il dì dalla notte.

6 § 4.1 La rotazione e le sue conseguenze
Conseguenze della rotazione terrestre che percepiamo meno sono: • il rigonfiamento equatoriale della terra e il moto diurno degli astri. 6 6

7 § 4.1 La rotazione e le sue conseguenze
Conseguenze della rotazione terrestre che percepiamo meno sono: • le correnti marine e atmosferiche, legate all’effetto Coriolis. 7 7

8 § 4.2 Prove della rotazione della Terra
La prova di Guglielmini Gianbattista Guglielmini ( ) volle mostrare che i corpi hanno diverse velocità, a diverse distanze dall’asse. Se la Terra ruota intorno al proprio asse, i corpi più distanti dall’asse di rotazione devono avere una maggiore velocità lineare. 8 8

9 § 4.2 Prove della rotazione della Terra
La prova di Guglielmini Se la Terra ruota intorno all’asse, un corpo lasciato cadere dall’alto deve toccare terra spostato verso est per la maggior velocità che ha rispetto alla base. Nel 1701, Guglielmini misurò tale spostamento per un corpo lasciato cadere dall’alto della Torre degli Asinelli a Bologna. 9 9

10 § 4.2 Prove della rotazione della Terra
La prova di Foucault La prova definitiva della rotazione della Terra intorno al proprio asse fu fornita nel 1851 da Jean Bernard Léon Foucault, al Pantheon di Parigi . I presenti videro un pendolo lungo circa 67 metri oscillare avanti e indietro, modificando lentamente la direzione dell’oscillazione. 10 10

11 § 4.2 Prove della rotazione della Terra
La prova di Foucault Non è il piano di oscillazione a ruotare, è la Terra che ruota mentre il pendolo oscilla liberamente. Per un osservatore solidale con la Terra alla latitudine di Parigi, il piano di oscillazione del pendolo ruota in senso orario, spazzando circa 11,5° in un’ora. 11 11

12 § 4.2 Prove della rotazione della Terra
La prova di Foucault • Ai poli il piano di oscillazione ruota di 360° in 24 ore. • All’equatore non ruota. • Alla latitudine φ il periodo per compiere un giro completo è: T = 24h/sin(φ) 12 12

13 § 4.3 Moto di rivoluzione e stagioni astronomiche
L’alternarsi delle stagioni è dovuto al moto di rivoluzione della Terra intorno al Sole e all’inclinazione dell’asse terrestre rispetto al piano dell’eclittica. 13 13

14 § 4.3 Moto di rivoluzione e stagioni astronomiche
Obliquità dell’eclittica e stagioni astronomiche 14 14

15 § 4.3 Moto di rivoluzione e stagioni astronomiche
Equinozi e circolo di illuminazione Agli equinozi dì e notte hanno la stessa durata in ogni punto della Terra. 15 15

16 § 4.3 Moto di rivoluzione e stagioni astronomiche
Solstizi e circolo di illuminazione Ai solstizi dì e notte hanno la stessa durata solo all’equatore. 16 16

17 § 4.4 Stagioni meteorologiche
La variazione dell’altezza massima del Sole nel corso dell’anno comporta un diverso angolo di incidenza dei raggi solari che investono la superficie della Terra. 17 17

18 § 4.4 Stagioni meteorologiche
La variazione del flusso di energia che investe la superficie terrestre provoca l’alternarsi delle stagioni meteorologiche, non centrate su equinozi e solstizi per l’inerzia termica del pianeta. 18 18

19 § 4.5 I crepuscoli Il crepuscolo è il periodo durante il quale il Sole si trova sotto l’orizzonte, nella fascia crepuscolare, e il cielo non è completamente buio. 19 19

20 § 4.5 I crepuscoli La durata del crepuscolo in occasione del solstizio è maggiore di quello all’equinozio. Il Sole percorre il cerchio dell’equinozio (1) e del solstizio (2) in 24h. In occasione del solstizio rimane per una percentuale maggiore del tempo nella fascia crepuscolare. La differenza fra equinozio e solstizio è esagerata per maggior chiarezza. 20 20

21 La durata del crepuscolo aumenta all’aumentare della latitudine.
§ 4.5 I crepuscoli La durata del crepuscolo aumenta all’aumentare della latitudine. Il tragitto apparente del Sole nel caso della latitudine maggiore (2) è inclinato rispetto al caso dell’equatore (1). Viene quindi percorso un tratto maggiore nella fascia crepuscolare. 21 21

22 § 4.6 L’aberrazione annua La prima prova del moto di rivoluzione della Terra risale al 1726, quando James Bradley scoprì l’aberrazione annua: apparente variazione della direzione di provenienza della luce di una stella. 22 22

23 § 4.6 L’aberrazione annua L’angolo fra la reale direzione di propagazione della luce e l’apparente direzione di vista si dice angolo di aberrazione. 23 23

24 § 4.6 L’aberrazione annua Il fenomeno dell’aberrazione ha la massima intensità se la direzione di vista è ortogonale al piano orbitale: stella A. Il fenomeno è assente per la stella B che si trova sul piano orbitale. Il valore massimo dell’angolo di aberrazione, si dice costante di aberrazione e vale 20,5 secondi d’arco. 24 24

25 § 4.7 Parallasse annua e misura delle distanze
Il fenomeno della parallasse fu osservato la prima volta da Wilhelm Bessel nel 1838. La stella che per prima mostrò un piccolo spostamento angolare rispetto allo sfondo della volta celeste fu 61 Cygni. 25 25

26 § 4.7 Parallasse annua e misura delle distanze
L’angolo sotto cui è visto il semiasse maggiore dell’orbita terrestre, osservato dalla stella, si dice parallasse annua della stella. • 61 Cygni ha una parallasse annua di 0,3''. • La parallasse annua massima è pari a 0,8''. 26 26

27 § 4.7 Parallasse annua e misura delle distanze
Il Parsec Il parsec (pc) è la distanza dalla quale si vede il semiasse maggiore dell’orbita terrestre sotto un angolo di 1'' d’arco. 27 27

28 § 4.7 Parallasse annua e misura delle distanze
Il parsec si affianca alle altre unità di misura utilizzate in astronomia: • l’unità astronomica (UA): misura della distanza media fra Sole e Terra; • l’anno luce (a.l.): distanza percorsa dalla luce in un anno. 28 28

29 § 4.7 Parallasse annua e misura delle distanze
Un metodo semplice per la misura delle distanze angolari: stendere il braccio e... misurare. 29 29

30 La precessione degli equinozi:
§ 4.8 Moti millenari La precessione degli equinozi: moto linea degli apsidi + precessione luni-solare. 30 30

31 § 4.8 Moti millenari La precessione degli equinozi è il moto dei punti equinoziali, i nodi γ e Ω, lungo l’eclittica. 31 31

32 § 4.9 Moti millenari secondari
Tra i moti millenari secondari ricordiamo: • la variazione di eccentricità dell’orbita; • la variazione di inclinazione dell’asse terrestre. 32 32

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