I moti della Terra: la rivoluzione, solstizi ed equinozi

Nel nostro precedente articolo abbiamo esplorato la rotazione terrestre, il movimento che il nostro pianeta compie girando su sé stesso attorno a un asse passante per i poli, regalandoci l'alternanza del giorno e della notte.

Ma la Terra non è ferma nello spazio; oltre a ruotare, intraprende un viaggio molto più lungo e maestoso. Questo secondo movimento fondamentale è la rivoluzione: l'orbita che la Terra descrive attorno alla nostra stella, il Sole.

Questo articolo si addentra nelle caratteristiche, nelle cause e nelle profonde conseguenze di questa danza cosmica annuale, un percorso che definisce il concetto stesso di anno e modella aspetti cruciali del nostro pianeta, dalle stagioni che scandiscono le nostre vite alla nostra mutevole prospettiva sull'universo. Sebbene non ci occuperemo qui della misurazione precisa della durata di questo viaggio o dei calendari che ne derivano, dedicando a questa area un articolo apposito, esploreremo la fisica e la geometria di questo moto orbitale che è alla base del nostro anno.

La Terra, abbiamo visto, ruota sul proprio asse completando un giro in circa 24 ore (il giorno), ma contemporaneamente rivolve attorno al Sole, tracciando un percorso chiuso chiamato orbita.

Il movimento lungo l'orbita è il moto di rivoluzione, il quale definisce concettualmente l'anno terrestre, il tempo necessario per completare un intero circuito attorno alla nostra stella.

Questo movimento non è - ovviamente - esclusivo della Terra poiché l'intero Sistema Solare è un balletto di rivoluzioni: tutti i pianeti, da Mercurio a Nettuno, orbitano attorno al Sole, ognuno seguendo il proprio percorso e impiegando un tempo differente. Allo stesso modo, le lune compiono la loro rivoluzione attorno ai rispettivi pianeti; la nostra Luna, ad esempio, rivolve attorno alla Terra.E tutto questo si verifica negli altri sistemi planetari di tutte le altre galassie.

La direzione di questo viaggio cosmico per la Terra, così come per la maggior parte dei pianeti del Sistema Solare, è antioraria se osservata da un punto sopra il Polo Nord del Sole. Questo tipo di moto è definito "progrado". Comprendere la meccanica di questa rivoluzione è essenziale, perché essa non determina solo la durata del nostro anno, ma influenza profondamente il nostro clima e la nostra visione del cosmo.

La forma dell'orbita terrestre

Contrariamente a quanto si potrebbe intuitivamente pensare o vedere in molte rappresentazioni semplificate, l'orbita della Terra attorno al Sole non è un cerchio perfetto e questo risulta fin dalla Prima Legge di Keplero, astronomo del XVII secolo.

Un'ellisse può essere immaginata come un cerchio leggermente schiacciato o allungato.

La misura di quanto un'orbita si discosti da un cerchio perfetto è chiamata eccentricità (e). Un'orbita perfettamente circolare ha un'eccentricità pari a 0, mentre valori che si avvicinano a 1 indicano ellissi molto allungate.

L'orbita terrestre ha un'eccentricità media molto bassa, pari a circa e ≈ 0.0167. Questo valore, essendo così vicino a zero, significa che l'orbita della Terra è quasi circolare. Visivamente, sarebbe difficile distinguerla da un cerchio perfetto senza misurazioni precise. Tuttavia, questa piccola deviazione dalla circolarità, questa sottile "imperfezione", è di fondamentale importanza poiché è proprio a causa di questa ellitticità che la distanza tra la Terra e il Sole non è costante durante l'anno, ma varia continuamente. La differenza tra la distanza massima e minima è di circa il 3%, una variazione apparentemente piccola ma con conseguenze dirette sulla velocità orbitale del nostro pianeta, come vedremo tra poco.

Per descrivere con precisione questa orbita ellittica, gli astronomi utilizzano alcuni parametri chiave:

• Semiasse Maggiore (a): Rappresenta la metà dell'asse più lungo dell'ellisse orbitale. È una misura della dimensione media dell'orbita e viene spesso usato per definire la distanza media Terra-Sole. Il valore medio del semiasse maggiore dell'orbita terrestre è di circa 149.6 milioni di chilometri. Questa distanza è così fondamentale in astronomia da essere definita come Unità Astronomica (AU), utilizzata come metro di paragone per le distanze all'interno del Sistema Solare. Quindi, a = 1 AU.
• Perielio: È il punto dell'orbita in cui la Terra si trova più vicina al Sole. La distanza media al perielio è di circa 147.1 milioni di chilometri (circa 0.983 AU). Attualmente, la Terra raggiunge il perielio all'inizio di gennaio.
• Afelio: È il punto dell'orbita in cui la Terra si trova più lontana dal Sole. La distanza media all'afelio è di circa 152.1 milioni di chilometri (circa 1.017 AU). Attualmente, la Terra raggiunge l'afelio all'inizio di luglio.

Punti rilevanti dell'orbita terrestre intorno al Sole

Questo ci ricorda che l'orbita terrestre, pur essendo dominata dal Sole, è inserita in un sistema dinamico complesso.

Orbita terrestre e il concetto di eclittica

Un concetto fondamentale legato all'orbita terrestre e alla rivoluzione è quello di eclittica. Immagina un piano invisibile che si estende dal Sole attraverso l'orbita che la Terra percorre attorno ad esso. Questo piano è l'eclittica.

Dal nostro punto di vista sulla Terra, l'eclittica appare come il percorso apparente che il Sole sembra disegnare nel cielo nel corso di un anno. Questo percorso attraversa diverse costellazioni dello zodiaco. L'eclittica non è solo un riferimento teorico, ma è cruciale per comprendere fenomeni come le stagioni (dovute all'inclinazione dell'asse terrestre rispetto a questo piano) e le eclissi (che avvengono quando la Luna interseca questo piano orbitale).

Una delle conseguenze più dirette dell'orbita ellittica della Terra è che la sua velocità lungo il percorso orbitale non è costante. Questo comportamento fu descritto magistralmente da Johannes Kepler nella sua Seconda Legge del moto planetario.

Cosa significa in pratica? Immaginiamo l'orbita come una "pista" ellittica. Per far sì che il raggio vettore copra la stessa area nello stesso tempo sia quando la Terra è vicina al Sole sia quando è lontana, il pianeta deve necessariamente muoversi più velocemente quando è più vicino al Sole (al perielio) e più lentamente quando è più lontano (all'afelio). Possiamo pensare alla Terra come se "accelerasse" nel tratto di orbita vicino al perielio e "rallentasse" nei pressi dell'afelio. Questo comportamento non è un'osservazione empirica casuale, ma una conseguenza diretta di un principio fisico fondamentale: la conservazione del momento angolare. Similmente a una pattinatrice sul ghiaccio che gira più velocemente quando ritira le braccia verso il corpo, la Terra, avvicinandosi al Sole e diminuendo la sua distanza (r), deve aumentare la sua velocità (v) per mantenere costante il suo momento angolare orbitale.

Quantifichiamo queste velocità. La velocità orbitale media della Terra è di circa 29.78 chilometri al secondo (che corrisponde a oltre 107.000 chilometri all'ora). È una velocità sbalorditiva: sufficiente a coprire una distanza pari al diametro terrestre in poco più di 7 minuti, o la distanza fino alla Luna in circa 4 ore. Tuttavia, questa è solo una media. A causa della Seconda Legge di Keplero:

• Al perielio (distanza minima dal Sole), la Terra raggiunge la sua massima velocità orbitale, circa 30.29 km/s.
• All'afelio (distanza massima dal Sole), la Terra si muove alla sua minima velocità orbitale, circa 29.29 km/s.

La differenza tra la velocità massima e minima è quindi di circa 1 km/s.

Una delle manifestazioni più evidenti e importanti del moto di rivoluzione terrestre, combinato con un'altra caratteristica fondamentale del nostro pianeta, è l'esistenza delle stagioni. È cruciale sfatare un mito comune: le stagioni non sono causate dalla variazione della distanza Terra-Sole dovuta all'orbita ellittica. Infatti, sebbene nell'emisfero australe questo potrebbe essere veritiero, nell'emisfero settentrionale l'inverno si verifica quando la Terra è più vicina al Sole (perielio a gennaio), e l'estate quando è più lontana (afelio a luglio).

La vera causa delle stagioni risiede nell'inclinazione dell'asse di rotazione terrestre (chiamata anche obliquità) rispetto al piano della sua orbita attorno al Sole (il piano dell'eclittica). L'asse terrestre non è "dritto" (perpendicolare al piano orbitale), ma è inclinato di un angolo di circa 23.4 - 23.5°. Fondamentalmente, questa inclinazione rimane costante e punta approssimativamente nella stessa direzione nello spazio (attualmente verso la Stella Polare, Polaris) mentre la Terra compie la sua rivoluzione annuale attorno al Sole.

Questa combinazione di inclinazione assiale fissa e moto orbitale fa sì che, nel corso dell'anno, i diversi emisferi terrestri siano inclinati alternativamente verso il Sole o lontano da esso. Questo porta a due effetti principali che determinano le variazioni stagionali:

1. Variazione dell'Angolo di Incidenza dei Raggi Solari (Intensità): Quando un emisfero è inclinato verso il Sole, i raggi solari colpiscono la sua superficie in modo più diretto, ossia con un angolo più vicino alla perpendicolare (90°). Questa maggiore direzionalità concentra l'energia solare su un'area più piccola, rendendo il riscaldamento più efficace e portando a temperature più elevate (estate). Al contrario, quando l'emisfero è inclinato lontano dal Sole, i raggi solari arrivano con un angolo più basso, più radente. La stessa quantità di energia si distribuisce su un'area più vasta, risultando in un riscaldamento meno intenso e temperature più basse (inverno). Il punto sulla Terra dove i raggi solari arrivano esattamente perpendicolari a mezzogiorno è chiamato punto subsolare.
2. Variazione della Durata del Giorno: L'emisfero inclinato verso il Sole non solo riceve raggi più diretti, ma sperimenta anche periodi di luce diurna più lunghi. Più ore di luce solare significano più tempo a disposizione per l'accumulo di calore. Viceversa, l'emisfero inclinato lontano dal Sole ha giorni più corti e notti più lunghe, favorendo il raffreddamento.

Questi effetti raggiungono i loro estremi in quattro momenti chiave dell'orbita terrestre, che definiscono l'inizio delle stagioni astronomiche: i solstizi e gli equinozi. Le definizioni che seguono vanno intese rispetto a un emisfero di riferimento, boreale o australe che sia.

• Solstizio d'Estate: L'emisfero di riferimento è inclinato al massimo verso il Sole. Il Sole a mezzogiorno è allo zenit (punto subsolare) sul Tropico del Cancro nell'estate boreale e sul Tropico del Capricorno nell'estate australe (latitudine 23.5° Nord o Sud rispettivamente).Questo è il giorno con più ore di luce nell'emisfero di riferimento (il giorno più lungo dell'anno) mentre nell'emisfero opposto si verifica il Solstizio d'Inverno (il giorno più corto). A nord o sud del Circolo Polare di riferimento (latitudine 66.5° Nord o Sud), il Sole non tramonta per 24 ore (sole di mezzanotte), mentre a sud del Circolo Polare opposto è notte per 24 ore.
• Solstizio d'Inverno: L'emisfero di riferimento è inclinato al massimo lontano dal Sole. Il Sole a mezzogiorno è allo zenit sul Tropico del Capricorno o sul Tropico del Capricorno (latitudine 23.5° Sud o Nord rispettivamente). Questo è il giorno con meno ore di luce nell'emisfero di riferimento (il giorno più corto dell'anno) mentre nell'emisfero opposto si verifica il Solstizio d'Estate (il giorno più lungo). A nord o a Sud del Circolo Polare di riferimento è notte per 24 ore, mentre al Circolo Polare opposto c'è luce per 24 ore.
• Equinozi: In questi due momenti, l'asse terrestre è inclinato "di lato" rispetto al Sole, cosicché nessuno dei due emisferi è inclinato direttamente verso o lontano dalla stella. Il Sole a mezzogiorno è allo zenit sull'Equatore (latitudine 0°). In questi giorni, la durata del giorno e della notte è approssimativamente uguale (circa 12 ore) in quasi tutti i punti della Terra. L'uguaglianza non è perfetta principalmente a causa della rifrazione atmosferica che fa apparire il Sole sopra l'orizzonte anche quando è leggermente sotto) e del fatto che l'alba e il tramonto sono definiti dal bordo superiore del Sole, non dal suo centro. Negli equinozi, il terminatore solare passa esattamente per i Poli Nord e Sud.

Rappresentazione dei punti orbitali dei solstizi: quando la Terra si trova nel punto rappresentato a sinistra, i raggi del Sole colpiscono con maggiore incidenza l'emisfero Nord, toccando il massimo alla latitudine del Tropico del Cancro. In questo giorno si ha l'estate boreale e l'inverno australe. Cosa opposta si verifica dopo sei mesi, nel punto rappresentato a destra, quando i raggi del Sole incidono maggiormente sul Tropico del Capricorno a segnare l'inizio dell'estate australe e dell'inverno boreale. Per passare da sinistra a destra, ci sono due punti in cui i raggi del Sole incidono maggiormente sull'equatore dando vita ai punti che chiamiamo "equinozi" (mmagine in basso).

Infine, un'osservazione importante riguarda il cosiddetto "ritardo stagionale". Sebbene i solstizi segnino i momenti di massima (estate) e minima (inverno) insolazione istantanea per un emisfero, i periodi mediamente più caldi e più freddi dell'anno si verificano tipicamente alcune settimane dopo. Questo è dovuto all'inerzia termica del pianeta: gli oceani e le terre emerse richiedono tempo per riscaldarsi completamente in risposta all'aumento dell'insolazione estiva e per raffreddarsi in risposta alla sua diminuzione invernale.

L'idea che la Terra orbiti attorno al Sole (eliocentrismo) fu proposta da figure come Aristarco di Samo nell'antichità e formalizzata da Niccolò Copernico nel XVI secolo. Tuttavia, fornire prove osservative dirette e inconfutabili di questo movimento richiese tempo e lo sviluppo di tecnologie astronomiche più sofisticate. Due fenomeni chiave, osservabili solo con telescopi precisi, hanno fornito prove decisive della rivoluzione terrestre: la parallasse stellare e l'aberrazione della luce.

Parallasse Stellare

Possiamo sperimentare un effetto simile nella vita quotidiana: tenendo un dito davanti al viso e osservandolo alternativamente con l'occhio sinistro e poi con il destro, il dito sembrerà spostarsi rispetto allo sfondo.

Nel caso stellare, i nostri "occhi" sono le posizioni della Terra in punti opposti della sua orbita, tipicamente a sei mesi di distanza. La distanza tra queste due posizioni (il diametro dell'orbita terrestre, circa 300 milioni di km) funge da "linea di base" per la triangolazione. La stella vicina sembrerà descrivere una piccola ellisse nel cielo nel corso dell'anno, riflettendo l'orbita terrestre. L'angolo di questo spostamento apparente (metà dello spostamento totale osservato in sei mesi) è l'angolo di parallasse.

Questo effetto è una conseguenza geometrica diretta del moto orbitale della Terra. Tuttavia, le stelle sono incredibilmente lontane. Anche per le stelle più vicine, come Proxima Centauri, l'angolo di parallasse è minuscolo, inferiore a un secondo d'arco (1/3600 di grado). Un secondo d'arco corrisponde all'incirca allo spessore di un foglio di carta visto da una stanza di medie dimensioni. Questa estrema piccolezza spiega perché la parallasse stellare non poté essere misurata fino al XIX secolo, quando Friedrich Bessel, Thomas Henderson e Friedrich Georg Wilhelm von Struve riuscirono indipendentemente nell'impresa negli anni '30 dell'Ottocento, misurando la parallasse di 61 Cygni, Alpha Centauri e Vega rispettivamente. La misurazione di Bessel per 61 Cygni nel 1838 è spesso citata come la prima.

La mancata osservazione della parallasse nei secoli precedenti era stata usata come un potente argomento scientifico contro il modello eliocentrico da astronomi come Aristotele e Tycho Brahe. Essi ritenevano, comprensibilmente per l'epoca, che se la Terra si muovesse, questo spostamento delle stelle avrebbe dovuto essere visibile. La sua eventuale misurazione non solo confermò il moto orbitale terrestre, ma fornì anche il primo metodo affidabile per misurare le distanze delle stelle (il parsec, l'unità di distanza astronomica, è definito proprio in base alla parallasse). La difficoltà stessa nel misurare la parallasse si rivelò una scoperta profonda: dimostrò le immense distanze che ci separano dalle stelle e la vastità dell'universo, ben oltre quanto si potesse immaginare in precedenza. Oggi, telescopi spaziali come Hipparcos e Gaia misurano la parallasse con precisione straordinaria per miliardi di stelle, mappando la nostra galassia in tre dimensioni.

Aberrazione della Luce

[DEF]L'aberrazione della luce stellare è uno spostamento apparente nella posizione di tutte le stelle osservate, causato dalla combinazione della velocità finita della luce e della velocità orbitale della Terra. Questo effetto è indipendente dalla distanza della stella.

L'analogia classica per comprendere l'aberrazione è quella della pioggia. Immaginiamo che piova verticalmente in assenza di vento. Se stiamo fermi, la pioggia cade dritta. Ma se iniziamo a camminare o correre, dovremo inclinare l'ombrello in avanti per non bagnarci, perché la pioggia sembrerà provenire leggermente dalla direzione verso cui ci stiamo muovendo. Allo stesso modo, poiché la Terra si muove nella sua orbita con una certa velocità (circa 30 km/s) e la luce proveniente dalle stelle viaggia a una velocità finita (circa 300.000 km/s), per osservare una stella il telescopio deve essere leggermente inclinato nella direzione del moto terrestre.

Questo fenomeno fu scoperto per caso dall'astronomo inglese James Bradley intorno al 1725-1727, proprio mentre cercava, senza successo, di misurare la parallasse stellare. Bradley notò che le posizioni apparenti delle stelle si spostavano nel corso dell'anno, ma lo spostamento era sfasato di tre mesi rispetto a quanto previsto dalla parallasse. Capì che questo effetto era dovuto al moto della Terra combinato con la velocità finita della luce.L'aberrazione fu la prima prova osservativa diretta del moto di rivoluzione terrestre.

L'angolo massimo di aberrazione è di circa 20.5 secondi d'arco. A differenza della parallasse, questo angolo non dipende dalla distanza della stella, ma solo dal rapporto tra la velocità della Terra e la velocità della luce (l'angolo θ ≈ v/c). Poiché la direzione della velocità orbitale della Terra cambia continuamente durante l'anno, anche la direzione dello spostamento dovuto all'aberrazione cambia, facendo sì che le stelle descrivano apparentemente piccole ellissi (o cerchi per le stelle ai poli dell'eclittica, o linee per quelle sul piano dell'eclittica) nel cielo. La scoperta di Bradley fu doppiamente significativa: non solo dimostrò il moto orbitale della Terra, ma permise anche di ottenere una delle prime stime quantitative della velocità della luce, utilizzando l'angolo di aberrazione misurato e la velocità orbitale terrestre allora conosciuta.