Pianeta Terra - Forma e Struttura

Orizzonte sensibile: linea grossolanamente circolare che limita l’area che riusciamo ad abbracciare con lo sguardo.
La Terra ha una superficie curva e convessa, simile a una sfera, infatti:
- l’altezza delle stelle sull’orizzonte varia se ci si sposta lungo un meridiano terrestre;
- l’orizzonte va aumentando di diametro con il crescere dell’altitudine del punto di osservazione;
- un oggetto all’orizzonte compare o scompare gradualmente;
- è possibile la circumnavigazione;
- la Terra è simile agli altri pianeti;
- la Terra proietta sulla Luna un’ombra a contorno sempre circolare, quando si interpone fra questa e il Sole, cioè durante le eclissi di Luna;
- la gravità agisce approssimativamente lungo i raggi di una sfera.

La Terra, però, non è omogenea ed è dotata di un veloce moto di rotazione attorno al proprio asse, dal quale deriva la forza centrifuga che ha prodotto nella Terra una progressiva deformazione, deprimendola ai poli e rigonfiandola lungo il piano equatoriale, ossia in corrispondenza del piano perpendicolare all’asse e passante per il suo centro.

La Terra è idealmente divisa in due emisferi: settentrionale o boreale, meridionale o australe. L’equatore è, invece, la circonferenza massima equidistante dai poli.
I paralleli sono circoli identificati dall’intersezione tra la superficie terrestre e piani perpendicolari all’asse non passanti per il centro della Terra; i meridiani sono circoli massimi, tutti uguali fra loro e passanti per i poli, identificati dall’intersezione tra la superficie e piani perpendicolari al piano equatoriale (in realtà semicirconferenze comprese tra un polo e l’altro, ciascuno con un suo antimeridiano nella semicirconferenza rimanente e opposta). In genere sono tracciati a distanza di un grado l’uno dall’altro, perciò i meridiani di grado sono 360, i paralleli di grado sono 180 (178 se non si considerano quelli puntiformi ai poli).
Il reticolato geografico è la rete dei meridiani e paralleli che si possono tracciare sulla sfera terrestre.

Le coordinate geografiche, espresse in gradi, sono:
- Latitudine: distanza angolare di un punto dall’Equatore (ordinata). Corrisponde all’ampiezza dell’angolo al centro della Terra che sottende l’arco di meridiano congiungente il punto considerato con l’Equatore;
- Longitudine: distanza angolare di un punto dal meridiano di Greenwich (in genere), misurata sull’arco di parallelo che passa per quel punto.
A causa dello schiacciamento polare della Terra, la lunghezza dell’arco di un grado di latitudine (o di meridiano) va crescendo lievemente dall’Equatore ai poli. La lunghezza dell’arco di un grado di longitudine (o di parallelo) è invece estremamente più variabile, perché i paralleli non sono uguali fra loro.

La Terra è dotata di diversi moti simultanei:
- Movimenti che si ripetono in tempi relativamente brevi e producono effetti geografici molto importanti (rotazione e rivoluzione).
Il moto di rotazione è quello che la Terra compie attorno al proprio asse, da Ovest verso Est, e la cui durata, detta giorno sidereo, si può ritenere uniforme ed è di 23h56m4s. La velocità angolare di rotazione è identica a tutte le latitudini, fatta eccezione per i poli, dove è nulla.
La velocità lineare (distanza percorsa da un punto nell’unità di tempo) è invece molto variabile con la latitudine: essa è massima all’Equatore e va diminuendo verso i poli, dove diventa nulla. Con il diminuire della velocità lineare diminuisce anche la forza centrifuga, mentre parallelamente va aumentando la forza di gravità.
Tuttavia vi è un graduale rallentamento della velocità di rotazione (+ 2 millesimi di secondo per secolo), che si spiegherebbe con l’attrito delle maree, ossia delle protuberanze che la Luna provoca sulle masse oceaniche terrestri, con la sua azione frenante sulla Terra, che ruota su se stessa più velocemente di quanto non faccia la Luna nel suo moto di rivoluzione intorno alla Terra. Di conseguenza si ha anche un’accelerazione della Luna sulla sua orbita e una aumento della forza centrifuga che tende ad allontanare la Luna dalla Terra.
Il moto di rivoluzione è quello che la Terra compie attorno al Sole in senso antiorario, insieme agli altri pianeti, con un’orbita ellittica. La distanza tra la Terra e il Sole varia a seconda che la Terra si trovi in perielio (più vicina), ai primi di gennaio, o in afelio (più lontana), ai primi di luglio. L’intero percorso orbitale ha una lunghezza che ammonta a circa 940 milioni di chilometri, effettuato a una velocità variabile, in un tempo di 365d 6h 9m 10s e viene denominato anno sidereo.
- Movimenti che si ripetono in tempi lunghi e producono effetti geografico-geologici di grande interesse, ma non rilevabili nel corso di una vita umana (moti millenari). I moti millenari sono dovuti alla differente azione gravitazionale che i diversi corpi celesti esercitano, nel tempo e nello spazio, sul nostro pianeta e sulle sue varie parti.
- Movimenti insieme al Sole e alla Galassia, dei quali non si conoscono conseguenze geografiche di qualche rilievo.
Il moto di traslazione è quello che la Terra esegue assieme al Sole e agli altri corpi del Sistema solare in direzione della Costellazione di Ercole.
Il moto di recessione della galassia è quello a cui partecipa la Terra, ed è una probabile espansione dell’Universo.

Moto di rotazione

Prove e conseguenze del moto di rotazione sono:
- l’apparente spostamento diurno dei corpi celesti da Est a Ovest;
- l’analogia con gli altri pianeti;
- la caduta libera (un grave che viene lasciato cadere da un punto elevato sulla superficie terrestre devia la verticale del punto di partenza e giunge sul suolo spostato verso Est) verificata dall’esperienza Guglielmini;
- l’esperienza di Foucault (l’apparente rotazione in senso orario del piano di oscillazione del pendolo è dovuta a un movimento del pavimento in senso antiorario);
- la variazione dell’accelerazione di gravità con la latitudine (la forza centrifuga è perpendicolare all’asse di rotazione della Terra ed è diretta verso l’esterno). Sulla superficie terrestre il peso di un corpo aumenta dall’Equatore verso i poli (la forza peso è il prodotto della massa del corpo per l’accelerazione di gravità);
- Legge di Ferrel: a causa della rotazione terrestre, un corpo qualsiasi che si muova liberamente sulla Terra viene deviato dalla sua direzione iniziale verso destra se si trova nell’emisfero boreale e verso sinistra se si trova nell’emisfero australe (l’osservatore guarda nella stessa direzione e nello stesso senso del movimento del corpo). Essa è legata all’apparente Forza di Coriolis, che farebbe spostare il corpo (in realtà ciò che si sposta è la Terra che ruota con velocità lineare maggiore o minore a seconda della latitudine);
- l’alternarsi del dì e della notte (giorno). I raggi solari illuminano in ogni istante solo la parte di superficie terrestre che è rivolta verso il Sole, lasciando nell’oscurità tutti i punti della parte opposta. L’emisfero illuminato è diviso da quello in ombra da un circolo massimo che va spostandosi di continuo e al quale si dà il nome di circolo d'illuminazione, che non è costituito proprio da una linea, ma piuttosto da una fascia di una certa ampiezza. Il passaggio dal dì alla notte è graduale, a causa della presenza dell’atmosfera: fenomeni di diffusione, riflessione e rifrazione della luce negli strati dell’atmosfera ci danno un po’ di chiarore solare durante le aurore e i crepuscoli.

Moto di rivoluzione

Prove del moto di rivoluzione:
- analogia con gli altri pianeti del sistema solare;
- la periodicità annua di alcuni gruppi di stelle cadenti;
- l’aberrazione della luce proveniente dagli astri: la luce proveniente dall’astro osservato impiega un certo tempo a percorrere l’asse ottico del telescopio e ad arrivare fino al nostro occhio, e intanto noi ci spostiamo in un punto dell’orbita terrestre diverso da quello di prima. L’angolo compreso tra la direzione vera e quella apparente è l’angolo di aberrazione;
- bisogna tenere conto del fatto che l’asse terrestre è inclinato di 66°33' rispetto al piano dell’orbita (23°27' rispetto alla perpendicolare a tale piano) e che in tempi non troppo lunghi, esso si mantiene costantemente parallelo a se stesso durante l’intero tragitto che la Terra compie intorno al Sole. Il dì e la notte hanno a stessa durata solo in due momenti dell’anno: il 21 marzo e il 23 settembre. In tutti gli altri momenti soltanto i punti che si trovano sull’Equatore hanno dì e notte uguali, mentre nei luoghi situati a Nord e a Sud ne osserviamo una diversa durata. In corrispondenza dei poli si raggiunge addirittura una durata di sei mesi per il dì e sei mesi per la notte. I due punti in cui la traiettoria solare (eclittica) attraversa l’Equatore celeste sono gli equinozi, le cui date cadono il 21 marzo (equinozio di primavera) e il 23 settembre (equinozio d’autunno). Quando il sole si trova in uno di questi punti, giace sul piano equatoriale, quindi culmina allo Zenit dell’Equatore terrestre: il dì e la notte hanno la stessa durata in ogni luogo della Terra. Il Sole raggiunge le massime elevazioni a Nord e a Sud, rispetto al piano equatoriale terrestre, in due posizioni dette solstizi, la prima il 21 giugno (solstizio d’estate), la seconda il 22 dicembre (solstizio d’inverno). Qui i raggi solari sono perpendicolari alternativamente a due paralleli che si trovano, rispettivamente, ad una latitudine di 23°27' Nord (Tropico del Cancro) e 23°27' Sud (Tropico del Capricorno). In tutti e due i casi il circolo d’illuminazione è tangente a due paralleli che distano dall’Equatore 66°23' (quello dell’emisfero boreale è il Circolo polare artico, quello dell’emisfero australe è il Circolo polare antartico) e taglia obliquamente tutti gli altri paralleli compresi tra questi e l’Equatore.
Nel solstizio d’estate (il Sole è allo Zenit sul Tropico del Cancro), i punti a Nord dell’Equatore restano per un tratto più lungo nella parte illuminata e quelli a Sud rimangono per un tratto più lungo nella parte oscura. Perciò solo all’Equatore si hanno 12 ore di luce e 12 di buio. Nel solstizio d’inverno si hanno le condizioni opposte.

La Linea degli equinozi è la linea che, passando per il centro del Sole, unisce i due punti dell’orbita in cui i raggi solari sono allo Zenit sull’Equatore.
La Linea dei solstizi è perpendicolare ad essa e unisce i due punti in cui il Sole è alla massima elevazione rispetto al piano equatoriale.

Durante la rivoluzione, nei vari luoghi della Terra si susseguono periodi più caldi e più freddi: si ha cioè l’alternarsi delle stagioni.
Le stagioni astronomiche sono i periodi di tempo compresi tra un equinozio e il solstizio che lo segue, o tra un solstizio e l’equinozio successivo. Esse sono invertite nei due emisferi, non hanno tutte la stessa durata, a causa della diversa velocità della Terra sull’orbita e non coincidono del tutto con le stagioni meteorologiche (le situazioni che si registrano agli equinozi e ai solstizi dovrebbero rappresentare il culmine delle condizioni caratteristiche delle rispettive stagioni e non il loro momento di inizio; inoltre l’atmosfera, l’idrosfera e la litosfera terrestri immagazzinano e cedono il calore sempre con un certo ritardo). Le stagioni meteorologiche cominciano col primo giorno del mese in cui cade l’equinozio o il solstizio di quelle astronomiche corrispondenti.

La Terra è divisa in cinque parti, dette zone astronomiche:
- zona torrida o intertropicale: limitata dai due tropici e divisa in due dall’Equatore. Qui il Sole passa allo Zenit di tutti i punti due volte all’anno (all’Equatore nei giorni degli equinozi, sugli altri paralleli in giorni diversi), tranne ai tropici dove esso è allo Zenit una sola volta all’anno;
- zona temperata boreale: compresa fra il Tropico del Cancro e il Circolo polare artico. Qui il Sole non passa mai allo Zenit e i suoi raggi arrivano più o meno obliqui;
- zona temperata australe: compresa fra il Tropico del Capricorno e il Circolo polare antartico (il comportamento del Sole è uguale a quello della zona temperata boreale);
- calotta polare artica: si estende dal Circolo polare artico al Polo nord. Qui i raggi del Sole arrivano sempre molto obliqui e addirittura non colpiscono affatto la superficie terrestre per un periodo tanto più lungo quanto più ci si avvicina ai poli;
- calotta polare antartica: si estende dal Circolo polare antartico al Polo sud (il comportamento del Sole è uguale a quello della calotta polare artica).

Moti millenari

- L’asse terrestre va lentamente mutando: l’attrazione combinata che il Sole e la Luna esercitano sul rigonfiamento equatoriale in modo più sensibile che sulle altre parti della Terra tende a far coincidere il piano dell’Equatore con il piano dell’orbita, cioè a raddrizzare l’asse terrestre. A ciò si oppone però la rapida rotazione della Terra che, come in una trottola, tende invece a mantenere immutata la posizione dell’asse. Le due forze si compongono e ne deriva un movimento che fa descrivere all’asse terrestre due coni con il vertice al centro della Terra (moto di precessione luni-solare) e che avviene in senso contrario a quello di rotazione terrestre, in 26000 anni. Dal momento che le distanze reciproche tra Sole, Terra e Luna cambiano, si verificano delle oscillazioni ampie pochi secondi di arco e con periodo molto più breve dette nutazioni, a causa delle quali l’asse terrestre descrive due coni leggermente ondulati.
- In conseguenza a questi mutamenti di direzione dell’asse, varia anche l’intersezione del piano equatoriale con il piano dell’Eclittica, cioè si sposta anche la linea degli equinozi, in senso orario; lo stesso avviene alla linea dei solstizi. Gli equinozi e i solstizi anticipano ogni anno la loro posizione dell’Eclittica di circa 20 minuti. Per questo il moto di precessione luni-solare è detto anche precessione degli equinozi.
- Inoltre, a causa dell’attrazione esercitata sulla Terra dagli altri pianeti, l’asse maggiore dell’orbita (o linea degli apsidi) si muove in senso antiorario, e quindi va incontro alla linea degli equinozi. Lo spostamento della linea degli apsidi si combina con la precessione degli equinozi e ne abbrevia il periodo da 26000 a 21000 anni circa. Pertanto gli equinozi e i solstizi invertono la loro posizione, facendo mezzo giro rispetto alla linea degli apsidi, non ogni 13000 anni, ma ogni 10500 anni circa.
- Altri moti millenari sono la variazione dell'eccentricità dell'orbita (è come se l’orbita terrestre diventasse ora più allungata, ora meno) e il mutamento dell'inclinazione dell'asse terrestre.

Variazioni e considerazioni

- Il susseguirsi di età glaciali e di età interglaciali è da mettere in relazione con i principali moti millenari del nostro pianeta e la sua causa non è tanto la variazione dell’insolazione globale della Terra, ma piuttosto dell’insolazione estiva. Infatti alle alte latitudini la neve si accumula facilmente anche durante un inverno relativamente mite, ma se la radiazione solare che le raggiunge è inferiore alla norma durante la stagione estiva, le nevi non riescono a sciogliersi completamente, ma si vanno accumulando di anno in anno e lentamente si trasformano in ghiaccio; quando avviene il contrario, si scioglie una quantità di ghiaccio maggiore di quella che può essere sostituita dalle nevi invernali, i ghiacci si ritirano e sulla Terra si instaura un clima più caldo.
- Poiché la precessione degli equinozi fa variare la posizione della stagioni sull’orbita, ne deriva nel corso dei millenni anche una variabilità della durata delle stagioni astronomiche.
- Se un emisfero ha il suo inverno mentre la Terra è alle minori distanze dal Sole, questo sarà meno freddo che nel caso contrario e, in corrispondenza, la stagione estiva sarà meno calda perché più lontana dal Sole.
- In riferimento alla variazione dell’eccentricità dell’orbita, quando essa è massima, diventa massima anche la differenza tra le distanze Sole-afelio e Sole-perielio, quando è minima, si riduce la differenza tra le loro distanze: questo provoca un mutamento dell’escursione calorica annua.
- Quando l’inclinazione dell’asse terrestre assume i valori maggiori, il contrasto stagionale diventa più marcato.

Per orientarsi sulla Terra si può:
- far riferimento ai punti cardinali, che corrispondono sul circolo dell’orizzonte ai punti in cui il Sole sembra sorgere e tramontare nei giorni degli equinozi: Est/oriente/levante e Ovest/occidente/ponente. Intermedi a questi, sul circolo dell’orizzonte, si trovano il Nord/settentrione/tramontana e il Sud/mezzogiorno/ostro, che sono i punti di intersezione del meridiano passante per il luogo di osservazione con il circolo dell’orizzonte;
- prendere in considerazione l’apparente moto diurno del Sole intorno alla Terra, anche se in realtà esso sorge esattamente a Est e tramonta esattamente a Ovest soltanto nei giorni degli equinozi;
- considerare l’apparente escursione annua del Sole fra i due tropici: nella zona temperata boreale si può determinare la direzione del Sud in tutti i giorni dell’anno. Questa ci viene indicata dalla posizione del Sole a mezzodì. Allo stesso modo gli abitanti della zona temperata australe possono fissare la direzione del Nord;
- considerare, di notte, la Stella polare, nel nostro emisfero, che indica il Nord, e la stella Octantis, nell’emisfero australe, che indica il Sud (ma anche la Costellazione della Croce del Sud, che, però, è molto più distante dal Polo sud celeste, di circa 30°);
- usare la bussola, costituita da un ago magnetizzato, libero di ruotare in un piano orizzontale. Per effetto del campo magnetico terrestre, quest’ago si dispone sempre secondo una direzione tale da indicare con la sua punta annerita o colorata la posizione del Nord e con quella chiara la posizione del Sud sul circolo dell’orizzonte. In effetti, la direzione segnata dall’ago della bussola non coincide esattamente con la direzione del meridiano geografico del luogo, ma forma con questa un angolo, detto declinazione magnetica, che varia da luogo a luogo e, per una stessa località, muta anche con il tempo. Essa è dovuta al fatto che i poli magnetici della Terra non coincidono con i poli geografici, e inoltre essi non sono diametralmente opposti come i poli geografici e non sono dei veri e propri punti geometrici, ma zone di estensione variabile, che mutano la loro posizione col tempo.

Misurare il tempo

Uno dei moti fondamentali a cui si può far riferimento per la misura del tempo è quello che la Sfera celeste compie intorno all’asse del mondo, giornalmente, assieme al Sole. Poiché questo movimento non è che una apparenza dovuta alla rotazione terrestre, in definitiva possiamo assumere proprio il moto rotatorio della Terra come base per le nostre misure e ci permette di fissare una delle principali unità di misura del tempo, il giorno. Il movimento di rivoluzione che la Terra compie intorno al Sole ci permette di fissare un’altra e più grande unità di misura del tempo: l’anno.
Però bisogna distinguere tra:
- Giorno sidereo: rappresenta la durata effettiva della rotazione terrestre e ha una durata di 23h 56m 4s. esso corrisponde al tempo trascorso tra due passaggi successivi di una stella su un determinato meridiano della superficie terrestre;
- Giorno solare: corrisponde al tempo trascorso tra due culminazioni consecutive del Sole sullo stesso meridiano, cioè due passaggi successivi del Sole alla sua massima altezza sul piano dell’orizzonte di un dato luogo. Il giorno solare ha una durata leggermente maggiore di quello sidereo, cioè dura circa 24h.
Questa differenza esiste perché, mentre la Terra compie una rotazione, si muove anche di un certo tratto lungo la propria orbita attorno al Sole.
Il giorno sidereo rappresenta il vero periodo della rotazione terrestre e quindi può considerarsi di durata praticamente costante.
La durata del giorno solare, invece, non è sempre la stessa nel corso dell’anno, poiché la Terra descrive la sua orbita intorno al Sole con velocità variabile.
Per ovviare all’inconveniente della diversa durata del giorno solare nei vari periodi dell’anno, ci serviamo del giorno solare medio.
Il secondo è l’unità fondamentale di intervalli di tempo in tutti i principali sistemi di misura. Però nel Sistema Internazionale è stato adottato un secondo campione definito come la durata di 9192631770 oscillazioni della radiazione emessa dall’atomo di cesio 133.

Lo stesso vale per l’anno, che può essere:
- Anno sidereo: è il periodo della rivoluzione terrestre. Esso corrisponde all’intervallo di tempo che passa fra due ritorni consecutivi del Sole nella stessa posizione fra le stelle, e ha una durata di 365d 6h 9m 10s.
- Anno tropico (o solare): è il tempo che intercorre fra due passaggi successivi del Sole allo Zenit dello stesso tropico, cioè fra due solstizi (o equinozi) dello stesso nome. La sua durata è di 365d 5h 48m 46s, circa 20 minuti più breve di quella dell’anno sidereo. Questa differenza è dovuta alla precessione degli equinozi.
Generalmente, quando si usa la parola anno, ci si riferisce all’anno tropico o solare, poiché esso indica il periodico susseguirsi delle stagioni a cui sono collegati molti dei fenomeni fisici e biologici che si svolgono sulla superficie terrestre, comprese le stesse attività umane. Però, nella pratica comune non è possibile utilizzare l’anno tropico con la sua durata effettiva, dato che essa non corrisponde ad un numero intero di giorni. Per ovviare a questo inconveniente, si è resa necessaria l’introduzione dell’anno civile, formato appunto da un numero non frazionato di giorni: su questa unità di misura convenzionale sono basate le divisioni del tempo adottate dai vari popoli per poter fissare le epoche di determinati avvenimenti naturali o umani, cioè i calendari.

Nel periodo di un giorno il Sole passa davanti a tutti i meridiani geografici, impiegando un’ora per spostarsi di 15° in longitudine. Perciò ogni meridiano ha il suo proprio tempo vero: tutti i punti che si trovano sullo stesso meridiano hanno il mezzodì solare nel medesimo istante, mentre nei luoghi posti a Est il mezzodì è già passato e in quelli a Ovest deve ancora venire.
Per evitare inconvenienti, ad un certo momento diversi Stati decisero di adottare per tutto il loro territorio un’ora convenzionale unica, detta ora nazionale, corrispondente a quella vera del meridiano passante per la capitale.
Tuttavia, per gli usi civili è necessario adottare un sistema più pratico, ormai adottato quasi universalmente: la superficie terrestre è divisa in 24 spicchi, detti fusi orari, limitati da meridiani distanti 15° in longitudine e quindi con differenze di 1h l’uno dall’altro. Per tutti i luoghi situati entro un determinato fuso si assume convenzionalmente, come tempo civile, quello che corrisponde al meridiano centrale del fuso.
Viene considerato come riferimento il tempo civile di Greenwich, detto tempo universale (T.U.): in tutti i luoghi compresi nel fuso di Greenwich si segna contemporaneamente il mezzogiorno quando il Sole culmina sul meridiano fondamentale.
In certi tratti i limiti effettivi dei fusi orari non sono segnati dai meridiani geografici, ma seguono i confini politici. Vi sono però anche Stati che, per la loro notevole estensione in longitudine, comprendono più fusi orari.
Nel corso delle due Guerre mondiali gli Stati europei, tra i quali l’Italia, introdussero l’ora estiva, che durante l’estate anticipava il tempo civile, in modo da usufruire più a lungo della luce solare a avere un minor consumo di energia elettrica.
La linea internazionale del cambiamento di data divide il tredicesimo fuso in due parti aventi la stessa ora, ma giorno diverso. Il suo antimeridiano segna la mezzanotte: per esempio tra domenica e lunedì se si viaggia da Ovest verso Est, tra sabato e domenica se si viaggia da Est verso Ovest. Tale linea corrisponde all’antimeridiano di Greenwich; se si attraversa tale linea occorre ripetere la data del giorno in corso se si è diretti verso Est, mentre bisogna spostare la data al giorno successivo se si procede verso Ovest.