La Terra - I movimenti della terra Bookmark and Share
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I movimenti della terra sono 2: rotazione intorno al proprio asse (1 giorno) e rivoluzione intorno al sole. Se ci riferiamo ad una stella un movimento di rotazione viene compiuto in 23 h e 56', al sole in 24 h. 1 giorno è il tempo necessario perché la terra ruoti in senso antiorario di un giro sul proprio asse. Ruotando su se stessa esistono due velocità:

1.      velocità angolare: 360°/24h - 15°/h

2.      velocità lineare: che dipende dalla distanza dall'asse di rotazione quindi è legata alla latitudine del luogo. Velocità lineare = wr: 15°/h per RT per cosj (RT è il raggio terrestre) Velocità massima è all'equatore (463,5 m/s) e minima ai poli (0).


Prove della rotazione terrestre:
v     Analogia con gli altri pianeti: visto che gli altri pianeti ruotano, perché la terra dovrebbe star ferma?;

v     Lo schiacciamento dei poli: frutto della rotazione;

v     Il cielo di notte: sembra che le stelle si spostino, invece è la terra che ruota su se stessa. Al polo nord le stelle disegnano delle circonferenze (circumpolari), all'equatore sono occidue;

v     Esperienza di Guglielmini: esperimento legato alla caduta libera dei corpi: è basata sulla differenza di velocità lineare tra 2 punti posti a diversa altezza. Il punto che si trova più in alto ruota attorno alla terra con la stessa velocità angolare dell'altro, ma con velocità tangenziale maggiore, direttamente proporzionale al dislivello (fig. 12);

v     Esperienza di Focault: dimostra la rotazione della terra in base allo spostamento apparente del piano di oscillazione di un pendolo. Egli usò un pendolo di 30 Kg, sospesa con un filo d'acciaio lungo 68 m, in modo da avere oscillazioni molto lunghe. Alla sfera era applicata un'asta che lasciava una traccia nella sabbia sottostante. Si notò che ruotava in senso orario di circa 11° 18' ogni ora a Parigi. Al polo nord il piano di oscillazione dovrebbe spostarsi di 360° ogni giorno mentre all'equatore non dovrebbe muoversi.

La formula che permette di calcolare l'angolo con cui il piano di oscillazione del pendolo si sposta in un giorno è la seguente: Da=sinj  (fig. 12)


Conseguenze del moto di rotazione terrestre:
L'esperienza di Guglielmini e quella di Focault possono essere considerate anche conseguenze. Ma ve ne sono anche altre:

v     moti apparenti dei corpi celesti: il moto apparente notturno della luna e quello diurno del sole;

v     alternarsi del dì e della notte: vediamo sorgere il sole a est e tramontare a ovest.

In ogni momento solo metà della superficie terrestre è illuminata dal sole, mentre l'altra metà è al buio. Le due metà sono divise da un circolo massimo detto circolo di illuminazione (non è una linea netta, ma una fascia abbastanza estesa in cui da una parte la luce diminuisce di intensità fino a scomparire e dall'altra cresce fino a confondersi con quella del dì. Il passaggio graduale dalla luce al buio è dovuto alla presenza dell'atmosfera i cui componenti, mediante la diffusione, deviano in tutte le direzioni la luce solare: l'aurora e il crepuscolo hanno diversa durata a seconda della declinazione solare. Fenomeno della rifrazione: i raggi solari man mano che si avvicinano al suolo, incontrano strati di aria con densità maggiore, per cui vengono incurvati verso la superficie terrestre. La rifrazione non solo aumenta la durata dell'aurora e del crepuscolo, ma fa anche aumentare la durata del dì rispetto alla notte (fig. 13). Fenomeno della diffrazione: il colore del cielo dipende da diffrazione e diffusione. Il sole è giallo quando è alto, è rosso di sera perché vengono diffuse tutte le radiazioni meno quelle che danno sul rosso.

v     Variazione dell'accelerazione di gravità al variare della latitudine: la variazione del modulo della forza di gravità (g) dovuta allo schiacciamento polare è nell'ordine di 0,07 m/sec2, infatti i valori di g vanno da 9,79 m/sec2 all'equatore a 9,86 m/sec2 ai poli. Il valore dell'accelerazione di gravità non dipende solo dalla latitudine, ma anche dalla diminuzione della forza centrifuga, che è massima all'equatore e minima ai poli.

v     Deviazione della direzione dei corpi in movimento sulla superficie terrestre: questo fenomeno riguarda i corpi in movimento che non sono vincolati alla terra. Quando un corpo si mette in movimento svincolandosi dalla superficie solida della terra, aggiunge alla sua velocità iniziale che aveva fin da quando era vincolato alla terra, quella propria del sua moto. Spostandosi incontrerà dei punti che si muovono a velocità lineari diverse e quindi si troverà in anticipo (se va verso i poli) o in ritardo (se va verso l'equatore) e si sposterà verso destra rispetto alla sua direzione (nel nostro emisfero, nell'altro verso sinistra). Questo fenomeno è descritto dalla legge di Ferrel: un corpo non vincolato in movimento nel nostro emisfero viene deviato verso destra rispetto alla direzione del suo movimento, nell'altro verso sinistra.


Il moto di rivoluzione attorno al sole:
Si chiama movimento di rivoluzione quello che la terra compie ruotando attorno al sole; per fare un giro completo impiega un anno solare se ci si riferisce al sole, sidereo se ci si riferisce ad una stella. Questa è stata una delle più grandi conquiste del pensiero umano. Il primo a proporre questa teoria fu Copernico. Un anno dopo Galilei trovò un sistema che riproduceva in piccolo il modello di sistema solare proposto da Copernico. Keplero scoprì che tali orbite erano delle ellissi, delle quali il sole occupava uno dei due fuochi. Infine Newton scoprì che la forze che muoveva i pianeti era la stessa attrazione gravitazionale che fa cadere gli oggetti sulla terra (fig. 14).

Non è facile raccogliere prove dirette del moto di rivoluzione:

q       Analogia con gli altri pianeti del sistema solare; visto che si è dimostrato che gli altri pianeti ruotano attorno al sole perché la terra dovrebbe stare ferma?

q       Movimento apparente del sole rispetto alle stelle; non è possibile che la massa della terra tenga gravitazionalmente legata la massa ben maggiore del sole: la terra ruota;

q       La periodicità nel corso dell'anno di alcuni gruppi di stelle cadenti; dipende dal fatto che la terra, nel moto lungo della sua orbita, incontra nelle medesime posizioni degli sciami di meteoriti, alcune delle quali vengono attratte dal campo gravitazionale terrestre e attraversando l'atmosfera diventano incandescenti;

q       L'aberrazione della luce proveniente dalle stella; per vedere una stella con un telescopio non bisogna puntare verso l'esatta posizione della stella ma un po' più aventi. L'ampiezza dell'angolo tra la direzione della stella e quella apparente (angolo di aberrazione) è influenzato dalla velocità di rivoluzione della terra; l'ampiezza è massima i perielio e minima in afelio. L'aberrazione della luce dipende dal fatto che la velocità di rivoluzione della terra, circa 30 km/sec, non è trascurabile rispetto alla velocità della luce, 300000 km/sec. Un raggio luminoso che entra nel telescopio, che si muove insieme alla terra, andrebbe a cadere sulle pareti interne al telescopio stesso, se non lo si inclinasse leggermente in avanti, in modo da compensare lo spostamento verificatosi nel frattempo.


Conseguenze del moto di rivoluzione della terra:
La terra compie un moto di rivoluzione intorno al sole in un anno. L'anno sidereo dura 365 g, 6 h, 9 min e 10 sec. L'anno solare (tempo che intercorre fra due equinozi) dura invece 365 g, 5 h, 48 min e 46 sec. L'asse terrestre è inclinato rispetto al piano dell'enclittica di 23°27' e si muove parallelo a se stesso mentre la terra si muove attorno al sole. Ci sono soltanto due posizioni lungo l'orbita terrestre in cui il circolo di illuminazione tagli i poli ed è tangente ai meridiani. Negli altri giorni in circolo di illuminazione si allontana progressivamente dai poli raggiungendo una distanza angolare massima di 23°27'. I due giorni detti prima sono gli equinozi (fig. 15 pag. 35)

Le stagioni: dalla posizione del circolo di illuminazione dipende, nelle diverse località, la durata del dì e della notte e l'inclinazione dei raggi solari rispetto alla superficie terrestre. Entrambi questi fenomeni determinano la quantità di energia solare che raggiunge le diverse aree geografiche; da qui l'esistenza delle stagioni. La diversa durata del dì e della notte nel corso dell'anno: (fig. 16 pag. 37). Variazione della durata del giorno.

Le stagioni astronomiche: le traiettorie apparenti del sole nel cielo in una qualsiasi località del nostro emisfero nel corso dell'anno giacciono su una serie di piani che si mantengono quasi paralleli a se stessi e che si spostano durante il semestre estivo sempre più verso nord rispetto alla direzione est-ovest e durante il semestre invernale sempre più verso sud. Ciò significa che, durante il semestre estivo, non solo il sole resta più a lungo al di sopra del piano dell'orizzonte, ma anche che l'inclinazione dei raggi solari rispetto al piano orizzontale aumenta progressivamente fino a raggiungere il suo massimo il giorno del solstizio d'estate: l'alternarsi delle stagioni. L'inizio e la fine delle stagioni è segnato dai giorni dei solstizi e degli equinozi. Le stagioni sono variabili per conseguenza della seconda legge di Keplero: infatti, data l'attuale posizione della linea degli absidi, il sole si trova in perielio (dove la velocità è massima) immediatamente dopo il solstizio d'inverno, col risultato che il semestre invernale nel nostro emisfero è più corto di circa 7 giorni rispetto al semestre estivo. Lo spostamento della linea degli absidi porterà, col passare dei millenni, a una modificazione della durata delle singole stagioni. Le stagioni meteorologiche non coincidono con quelle astronomiche, ma sono posticipate di circa un mese rispetto alle altre. Il motivo di questo ritardo va ricercato nel fatto che la radiazione solare deve essere assorbita dalle rocce delle aree continentali, dagli oceani, dalla stessa atmosfera, che richiedono un certo tempo per scaldarsi fino al punto da poter influire sul sistema climatico; analogamente avviene la diminuzione della quantità di energia.

Le zone astronomiche: tenendo presente la variazione dell'inclinazione dei raggi solari nelle diverse stagioni, si sono definite sulla superficie terrestre delle fasce poste in senso nord-sud, chiamate zone astronomiche:

o       Zona intertropicale o torrida:

o       Tropico del cancro e tropico del capricorno;

o       Alle 12 il sole è allo Zenith in qualche parallelo;

o       Zona temperata boreale e australe:

o       Tropico del cancro e circolo polare artico;

o       Tropico del capricorno e circolo polare antartico;

o       Hanno una marcata differenza stagionale;

o       Il sole non giunge mai allo Zenith e l'inclinazione dei raggi solari varia notevolmente;

o       Zona polare artica e antartica:

o       Zone che ricevono la minor quantità di energia;

Metà anno è notte e l'atra è giorno

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