Raggio della Terra r 6 400 km Perimetro

Raggio della Terra r = ~6. 400 km Perimetro: 2 pr = ~40. 192 km

La Terra impiega ~24 h per completare una rotazione. . . 40. 192 24 = 1. 674, 67

Si può concludere che stiamo ruotando a ~1. 675 km/h!

. . . allontanandoci dall’equatore la velocità diminuisce fino ad annullarsi in corrispondenza dei poli:

rra Te . . . il tutto senza considerare il moto di rivoluzione (~365, 26 d)

. . . relativamente al quale viaggiamo a ~107. 000 km/h

In che è nulla se comparato alla rotazione galattica assieme ad un’immensità di sistemi solari

. . . sono ~810. 000 km/h Sistema Solar

Il sole si trova a ~27. 000 anni-luce dal centro della galassia ed è impegnato in questo moto da ~200 milioni di anni.

A sua volta la Via Lattea si sta sparpagliando nello spazio per effetto dell’espansione dell’Universo.

. . . in rotta di collisione con Andromeda, ad una velocità di ~230. 000 km/h. (attualmente a ~2, 3 milioni di anni-luce di distanza)

…in sostanza siamo parte di un Universo in evoluzione, in constante cambiamento. . noi siamo qui

“Quello che conosciamo è una goccia, ciò che ignoriamo è un oceano immenso” Isaac Newton (1643 -1727)

Le foto che seguono sono tratte Dalla sonda Cassini-Juygens, una sonda spaziale automatica, lanciata nel 2004 per studiare gli anelli di Saturno.

Questa è la Terra vista dalla sonda.

Rotazione T ~24 h

Rivoluzione T ~365 giorni

Variazione dell’inclinazione T ~40. 000 anni

Precessione e Nutazione T ~26. 000 anni

Precessione e Nutazione T ~18 anni e 8 mesi

Precessione anomalistica (o del perielio) T ~120. 000 anni

Rotazione galattica 2013 2012 2011

PREMESSE La prima considerazione da fare, nell’affrontare l’astronomia nautica, è necessariamente connessa con la valutazione delle distanze. Infatti, a partire da una certa distanza, l’occhio umano, non è più in grado di effettuare questa stima, con tutte le conseguenze del caso. Si pensi ad esempio a ciò che ci appare quando, di notte, in assenza di nuvole, guardiamo il cielo: le stelle (…sarebbe meglio dire i “CORPI CELESTI”), magari con “luminosità” (cfr. MAGNITUDINE) differente, ci appaiono come se fossero alla medesima distanza. Da questa osservazione risulta immediata la definizione di SFERA CELESTE “…una sfera immaginaria di raggio arbitrario, il cui centro coincide con il Centro della Terra…” Questa osservazione porta facilmente a delle conclusioni banali, non necessariamente corrette, ma che, come vedremo, hanno in ogni caso condizionato la storia dell’umanità… A partire da questa definizione siamo però in grado di introdurre gli elementi principali, costituenti la sfera celeste, facilmente definibili come delle “proiezioni sulla stessa degli elementi geometrici” che già individuiamo sulla Terra. E quindi: ZENITH, NADIR, POLO CELESTE, EQUATORE CELESTE, ORIZZONTE…

E’ infine possibile individuare le seguenti situazioni. 1. ASTRI SEMPRE VISIBILI se | | 90°- | | ( om ) 2. ASTRI SORGENTI E TRAMONTANTI se | | < 90°- | | 3. ASTRI MAI VISIBILI se | | 90°- | | ( et )

1. ASTRI SEMPRE VISIBILI se | | 90°- | | ( om ) 2. ASTRI SORGENTI E TRAMONTANTI se | | < 90°- | | 3. ASTRI MAI VISIBILI se | | 90°- | | ( et )

Dalla figura si può osservare che alla culminazione superiore si ha che: Z=j+d Mentre alla culminazione inferiore si ha invece che: Z = j + d – 180°

. . . la sfera celeste per un osservatore all'Equatore

…la sfera celeste per un osservatore al Polo Nord

…un’ulteriore premessa, da non trascurare, è quella legata alle misure ed alla precisione delle stesse. In particolare, può aver senso ricordare che la velocità della luce, nel vuoto, corrisponde a ≈300. 000 km/s. Si provi dunque a calcolare l’errore, in termini di distanza, che si commette allorché l’errore è di 1 secondo. Più in avanti vedremo infatti che con le attuali tecnologie i corpi celesti sono stati sostituiti con i satelliti (GPS) e la precisione nel posizionamento può essere molto elevata a condizione di disporre di cronometri molto precisi… GLI ATTORI A seconda che l’utente della sfera celeste sia l’ASTRONOMO oppure il NAVIGANTE, NAVIGANTE le cose cambiano. Il primo, infatti, ha il compito di costruire l’architettura dell’astronomia; il secondo, invece, usufruisce del lavoro dell’astronomo, per ricavare la propria posizione sfruttando i corpi celesti, utilizzando le EFFEMERIDI (NAUTICHE), ovvero quella pubblicazione annuale contenente i dati identificativi e le posizioni dei (principali) corpi celesti (ad es. SOLE, LUNA, VENERE, MARTE, GIOVE, SATURNO, STELLE …solo le principali!).

L’astronomo prende come riferimento l’asse polare ed il piano equatoriale, mentre il navigante si riferisce alle uniche variabili misurabili certe di cui dispone: la verticale e l’orizzonte. Entrambi sono definiti come “sistemi di coordinate locali”. Sarà infine necessario introdurre un terzo sistema di riferimento che non dipenda dall’osservatore… SISTEMA DI COORDINATE LOCALI ORARIE Consente di identificare un astro attraverso due coordinate: l’angolo orario e la declinazione (t, d).

SISTEMA DI COORDINATE LOCALI ALTAZIMUTALI In questo caso le coordinate identificative dell’astro sono l’altezza e l’azimuth (h, a)

Ci resta infine da introdurre il SISTEMA URANOGRAFICO EQUATORIALE che posiziona gli astri in cielo prendendo come riferimento il punto verniale (g), intersezione dell’ECLITTICA con l’equatore celeste. L’astro viene perciò identificato dalla declinazione e dall’ascensione retta, dunque: (d, a).

ts = t* + a t* = ts – a t* = ts + (360°- a) t* = ts + coa ts = T s + l

ts = Ts + l. . . perché il riferimento sulle Effemeridi è Greenwich.

Compito del TRIANGOLO SFERICO DI POSIZIONE unitamente alle EFFEMERIDI sarà infine quello di consentirci di “collegare” i diversi sistemi di coordinate.

Giorno: Giorno intervallo di tempo in cui la Terra compie un giro completo della sua rotazione. Giorno sidereo: sidereo si misura tra due culminazioni successive di una stella su un certo luogo della Terra. Il giorno sidereo dura esattamente 23 h 56’ 04’’, la reale durata della rotazione terrestre. Non si presta però ad essere usato come unità di misura del tempo. Giorno solare: solare si misura tra due culminazioni successive del Sole su un certo luogo della Terra. A causa del contemporaneo moto di rivoluzione, differisce dal giorno sidereo di circa 4’. La sua durata non è costante e varia da un massimo in perielio ad un minimo in afelio.

Il giorno siderale è il tempo tra due transiti successivi al meridiano del punto gamma (g)

A causa della sua durata variabile, anche il giorno solare non è una buona unità di misura per il tempo. Si è convenuto quindi di prendere come riferimento il giorno solare medio, medio che è stato suddiviso in 24 ore esatte. Esso differisce al massimo di 40’’ (in più o in meno) dal giorno solare vero e proprio. A causa del moto di rotazione il Sole si sposta di circa 1°di longitudine ogni 4’. In punti a differente longitudine il tempo vero (o solare) è quindi differente. Nei punti situati più ad est il Sole è già passato (ed il tempo è avanti); nei punti più ad ovest il Sole non è ancora arrivato (ed il tempo è indietro). Per queste ragioni il tempo vero o solare non può essere impiegato come misura pratica di tempo.

Come abbiamo visto, il Sole si muove in modo apparente lungo l’eclittica e, in base a quanto visto analizzando le Leggi di Keplero, questo moto non è uniforme. Per ovviare a questo problema, si definisce pertanto un “Sole Fittizio” Fittizio che, invece, si sposta in modo uniforme lungo l’eclittica. D’altra parte, come ben sappiamo, il tempo degli astri si misura sull’equatore e non sull’eclittica. Solo che la proiezione sull’equatore di un punto che si muove in modo uniforme sull’eclittica non si muove in modo uniforme sull’equatore; viene perciò introdotto il concetto di “Sole Medio” Medio che, invece, si muove in modo uniforme sull’equatore e che passa assieme al sole fittizio nel punto gamma. Il “Sole Vero”, Vero invece, non incontra mai il sole medio.

La superficie terrestre è stata quindi suddivisa in 24 spicchi di 15°di longitudine chiamati fusi orari All’interno di ogni fuso, convenzionalmente, si è stabilito di assegnare a tutti i punti la stessa ora convenzionale, convenzionale pari all’ora solare del meridiano centrale del fuso.

Spostandosi di un fuso verso ovest l’orologio va spostato indietro di un’ora. Spostandosi di un fuso verso est l’orologio va spostato in avanti di un’ora. Tuttavia lo spostamento attraverso i fusi orari alla fine incontra qualche difficoltà. . .

Sui due lati dell’ antimeridiano di Greenwich (180° longitudine sia est che ovest) vi è una differenza di orario di 24 ore (l’ora è la stessa, ma la data differisce di un giorno). Antimeridiano di Greenwich Verso ovest Verso est Meridiano di Greenwich Mart. 22/5 ore 24. 00 Mart. 22/5 ore 00. 00 Lato americano Mart. 22/5 ore 12. 00 Lato asiatico Mart. 22/5 ore 00. 00 Lato americano Lato asiatico Mart. 22/5 ore 24. 00 Antimeridiano di Greenwich

Mart. 22/5 ore 24. 00 Mart. 22/5 ore 00. 00 Verso ovest Si salta un giorno Verso est Si ripete due volte la stessa data Antimeridiano di Greenwich Lato americano Lato asiatico Nell’attraversare l’antimeridiano di Greenwich si deve opportunamente adeguare la data sul calendario. L’antimeridiano di Greenwich prende il nome di linea di cambiamento data.

La linea di cambiamento data attraversa principalmente regioni disabitate del Pacifico, ma per i naviganti è diverso…

Anno tropico o solare: solare intervallo di tempo che intercorre tra due solstizi; la sua durata (365 g 5 h 48 m 46 s) corrisponde alla durata reale di una rivoluzione terrestre. Poiché l’anno tropico non corrisponde ad un numero intero di giorni, non si presta per essere impiegato nei calendari, calendari che si basano invece sull’ anno civile, civile formato da un numero intero di giorni. La differenza tra anno tropico ed anno civile è tuttavia alla base di tutte le difficoltà connesse alla elaborazione di un calendario. Nel Calendario romano l’anno, era diviso in 12 mesi lunari e durava 355 g. Ogni due anni si aggiungeva un mese intercalare di 22 giorni. La non corrispondenza con l’anno solare, con l’andare dei secoli, arrivò a creare grave disaccordo tra le date del calendario e le vicende stagionali. Nel Calendario giuliano, giuliano introdotto da Giulio Cesare nel 45 a. C. , considerava l’anno solare di 365 g 6 h e fissava l’anno civile in 365 g. Per compensare le differenze, ogni 4 anni vi era un anno bisestile di 366 g.

L’anno solare del calendario giuliano era superiore al vero di 11 m 14 s e la differenza si fece sentire col passare dei secoli. Nel 16°secolo, infatti, il passaggio del Sole all’equinozio di primavera avveniva l’ 11 marzo, anziché il 21. Tale divario suscitò nel papa Gregorio XIII la preoccupazione circa lo spostamento nel tempo della Pasqua, celebrata la prima domenica dopo il plenilunio che segue l’equinozio primaverile. Per risolvere il problema Gregorio XIII, nel 1576, convocò un’apposita commissione, formata da astronomi, matematici ed ecclesiastici, che lavorò diversi anni.

Si provvide innanzitutto ad eliminare il 10 giorni di differenza che si erano accumulati, saltando direttamente dal 4 ottobre 1582 al 15 ottobre 1582. Si stabilì inoltre che tra gli anni secolari, tutti bisestili nel calendario giuliano, fossero considerati tali soltanto quelli in cui il gruppo di cifre precedenti i due zeri fossero divisibili per quattro. Così, mentre sono stati bisestili il 1600 ed il 2000, non lo sono stati il 1700, il 1800 ed il 1900. Dopo diversi contrasti, di natura politica e religiosa, il calendario gregoriano è stato adottato quasi universalmente. Così come è strutturato tale calendario andrà bene fino al 4317 d. C. ; poi bisognerà ideare qualche sistema per rimediare ad una piccola eccedenza dell’anno civile su quello solare…

Si è detto in precedenza che per regolare gli eventi della vita civile è stato adottato come misura del tempo il “Sole medio”. Inoltre poiché il giorno di un qualsiasi astro inizia allorché lo stesso passa per il meridiano superiore e per il Sole ciò avviene a mezzogiorno, ecco che per ragioni di praticità si fa riferimento al passaggio del Sole al meridiano inferiore (. . . corrispondente alla mezzanotte). Quest’ultimo aspetto è facilmente rilevabile sulle Effemeridi Nautiche confrontando i valori di UT e T. Al navigante è pertanto indispensabile determinare il valore dell’angolo orario rispetto al sole vero che si ottiene grazie all’EQUAZIONE DEL TEMPO, definita da: e m = t v – tm e si trova sulle Effemeridi, nelle pagine giornaliere, nelle colonne relative al Sole. Viene fornito l’angolo orario del Sole vero (T 9 in corrispondenza dell’ora media civile (Tm). Tale differenza corrisponde a circa ± 15 minuti (al massimo 17 m 32 s).

Tra gli infiniti di siti che forniscono le Effemeridi ve ne riportato uno dei tanti, la cui schermata viene riportata qui sopra. Si trova al link: http: //www. smithsofweston. com/Nav. Celestial. php

Piccola legenda GHA = Ts (Tempo Sidereo riferito a Greenwich, Greenwich Hour Angle) SHA = coa (Coascensione retta, Sidereal Hour Angle) LHA = t* (Tempo sidereo locale, Local Hour Angle) RA = a Ascensione Retta (Right Ascention) Zn = a Azimuth S. D. = Semi Diametro (Semi Diameter) Hc = Altezza Stimata (Calculated Altitude) Ho = Altezza Osservata (Observed Altitude) Meridian Crossing = Istante del Passaggio al Meridiano (Culm. Sup. )

VIDEO • Moto apparente degli astri http: //www. lescienze. it/news/2013/02/05/video/death_valley_dreamlapse_pioggia_meteorica_ufo-1494609/1/ • La rivoluzione astronomica dal sistema tolemaico a quello copernicano http: //www. youtube. com/watch? v=Jwov. Co. HNHSI • Le 3 leggi di Keplero http: //www. youtube. com/watch? v=w. RDd. RDcnku. M • Moto di rivoluzione http: //www. youtube. com/watch? v=GObd. G 4 YB 4 b. E • I movimenti della Terra http: //www. youtube. com/watch? v=82 p-DYg. GFj. I

APPS • http: //astro. unl. edu/naap/

RIFERIMENTI • • • • • Istituto Idrografico della Marina “Effemeridi Nautiche 2013” http: //www. astrosurf. com/cosmoweb http: //www. lescienze. it/news/2013/02/05/video/death_valley_dreamlapse_pioggia_meteorica_ufo-1494609/1/ http: //www. youtube. com/watch? v=Jwov. Co. HNHSI http: //www. youtube. com/watch? v=w. RDd. RDcnku. M http: //www. youtube. com/watch? v=GObd. G 4 YB 4 b. E http: //www. youtube. com/watch? v=82 p-DYg. GFj. I http: //dominic-cooray. blogspot. it/2009/11/annapurna-star-trails. html http: //www. liceodavincifi. it/_Rainbow/. . . /misura%20 del%20 tempo. ppt http: //1. bp. blogspot. com/_7 c. Ub. B 9 o. Db 3 Y/TO 19 ZQn. ILy. I/AAAAADY/r. Cc. Yd 8 ib_8 A/s 1600/moto+rotazione+e+rivolu zione. bmp http: //www. windoweb. it/guida/scienze_foto/tempo_02. jpg http: //www. ac-ilsestante. it/ASTRONOMIA/scuola/descalzo/moti_terra. html http: //it. wikipedia. org/wiki/Astronomia_sferica http: //en. wikipedia. org/wiki/Equatorial_coordinate_system http: //www. nauticoartiglio. lu. it/almanacco/quaderni/www/sfera/WITN_sfera_1. htm http: //www. villasmunta. it/geodesia/coordinate_celesti_definizioni. htm http: //www. vialattea. net/esperti/php/risposta. php? num=9248 http: //vialattea. net/eratostene/index. php? option=com_content&view=category&id=40&Itemid=165 http: //astronomia. comze. com/inseguimento. htm http: //www. navigazione-aerea. com/4 -il-tempo-e-la-sua-misura/ http: //www. smithsofweston. com/Nav. Mike. php