Precessione degli equinozi
Da Wikipedia, l'enciclopedia libera.
La precessione degli equinozi è un movimento della Terra che fa cambiare in modo lento ma continuo l'orientamento del suo asse di rotazione rispetto alla sfera ideale delle stelle fisse.
L'asse terrestre subisce una precessione (una rotazione dell'asse attorno alla verticale, simile a quella di una trottola) a causa di una combinazione di fattori: la sua forma non perfettamente sferica (è uno sferoide oblato, che sporge all'equatore) e le forze gravitazionali della Luna e del Sole che agiscono sulla sporgenza equatoriale cercando di riportarla sul piano dell'eclittica. Il risultato è una precessione che compie un giro ogni 25.800 anni circa, durante i quali la posizione delle stelle sulla sfera celeste cambia lentamente. La precessione non è perfettamente regolare, perché la Luna e il Sole non si trovano sempre nello stesso piano e si muovono l'una rispetto all'altro, causando una variazione continua della forza agente sulla Terra. Questa variazione influisce anche sul moto di nutazione terrestre.
Poiché la direzione dell'asse terrestre cambia, così fa anche la posizione dei poli celesti. Infatti, tra circa 13000 anni, sarà Vega e non la Stella Polare ad indicarci il nord.
Indice |
[modifica] Precessione planetaria e lunisolare
La Terra è un pianeta soggetto come tutti i corpi celesti dell'Universo alla legge della gravitazione universale: dunque il suo baricentro descrive un'ellisse di cui il Sole occupa uno dei fuochi. Il piano di questa ellisse, cioè il piano orbitale terrestre, prende il nome di eclittica.
Se la Terra fosse una sfera perfetta ed omogenea, cioè con uguale distribuzione di massa, la sua rotazione continuerebbe indefinitamente intorno al suo diametro senza effetti perturbativi dovuti alle forze gravitazionali dei corpi celesti a lei vicini; ma, dato che la Terra ha la forma di un ellissoide appiattito, tale assunto non è valido. Il moto giroscopico della Terra assume i connotati classici di moto giroscopico perturbato da forze esterne, e dunque entrano in gioco tutte le proprietà giroscopiche, fra cui anche la precessione.
Sia il punto G il baricentro della Terra; da esso originano gli assi x y z a formare un triedro trirettangolo. L'asse Gz' è l'asse di rotazione terrestre. Il piano dell'eclittica coincide con il piano su cui poggia l'asse y, mentre il piano obliquo è il piano equatoriale, cioè il piano ortogonale all'asse di rotazione terrestre Gz'.
L'asse GI è invece la proiezione dell'asse Gz' sul piano dell'eclittica.
L'angolo φ (phi) costruito tramite Gx e GI, e l'angolo η (eta), costruito tramite Gz e Gz', permettono di poter determinare la posizione esatta dell'asse Gz' rispetto ai due piani fondamentali del movimento terrestre intorno al Sole. In particolare, η e' costante, mentre φ varia in maniera proporzionale al tempo.
Cosa rappresentano i due angoli φ e η ?
L'angolo φ rappresenta l'inclinazione, rispetto al piano dell'eclittica, dell'asse di rotazione terrestre, e vale circa 23,5º (23° 4'). Questa inclinazione, detta obliquità, varia leggermente in lunghi periodi di tempo. Essa, tra l'altro, è la causa delle stagioni.
L'angolo η è invece l'angolo descritto dalla rotazione di precessione della Terra sul piano dell'eclittica; tale angolo varia proporzionalmente al tempo, in quanto il moto di precessione tende a spostare l'asse z' rispetto ai due piani fondamentali proprio come si sposta l'asse di rotazione di una trottola rispetto all'asse verticale.
La rotazione di precessione dell'asse z' attorno all'asse z causa conseguentemente la rotazione intorno a z del piano equatoriale che, ricordiamo, è il piano ortogonale a z'. Tale piano forma con z un angolo sempre costante che, come è facilmente verificabile dalla figura, è sempre pari a (π/2)-η.
La retta passante per i punti C e C', intersezione dei due piani fondamentali, è la linea degli equinozi; la rotazione del piano equatoriale appena introdotta, causata dalla precessione, causa dunque anche la rotazione di CC' sul piano dell'eclittica, rotazione compiuta integralmente nell'arco di 26000 anni circa. Tale rotazione è l'effetto della precessione più marcato e visibile dagli spettatori terrestri, che assistono ad una progressiva ciclica traslazione della linea equinoziale in senso retrogrado rispetto allo sfondo delle stelle visibili, ed in particolare rispetto alle costellazioni nell'intorno del piano dell'eclittica; questo effetto li ha portati a chiamare l'intero fenomeno precessione degli equinozi.
[modifica] Effetti della precessione
La precessione dell'asse terrestre fa sì che l'intera volta celeste sembri ruotare lentamente, con un periodo di circa 25.800 anni.
[modifica] Spostamento degli equinozi
La precessione, a rigor di logica, è dell'asse terrestre. Viene però chiamata degli equinozi perché la rotazione della volta celeste fa sì che gli equinozi (definiti come il punto in cui l'equatore celeste e l'eclittica si incrociano) ruotano lentamente attorno al cielo, e cambiano anche di data: durante un periodo di precessione ogni equinozio (e solstizio) anticipa di 1 giorno ogni circa 70 anni, e visita quindi tutti i giorni dell'anno prima di tornare al punto di partenza.
La precessione fa sì che il ciclo delle stagioni (anno tropico) sia circa 20 minuti più breve del periodo necessario alla Terra di ritornare nello stessa posizione rispetto alle stelle (anno siderale). Tener conto di questa differenza è importante nella compilazione di calendari e nelle regole per stabilire gli anni bisestili.
[modifica] Spostamento dei poli celesti
Durante questo periodo il polo nord dell'asse si muove in un cerchio. Oggi il polo nord si trova a meno di 1° dalla stella Polare, la quale però non è molto adatta a questo ruolo: la sua magnitudine apparente è di solo 1,97, piuttosto in basso nella lista delle stelle più brillanti del cielo. D'altra parte, nel 3000 a.C. la stella polare era la debole Thuban nella costellazione del Dragone; con una magnitudine di 3,67 era cinque volte più debole della Polare di oggi, e sarebbe stata del tutto invisibile dalle aree urbane illuminate. La stella più brillante che assumerà il ruolo di stella polare sarà Vega, che lo diventerà attorno all'anno 14000.
Anche oggi, la Polare non si trova esattamente sul polo: una fotografia a lunga esposizione che non segua la rotazione della Terra mostrerà la scia lasciata da questa stella. È però abbastanza vicina da non notare a prima vista la differenza.
Anche il polo sud celeste si muove, perché è sempre perfettamente opposto al polo nord. Il polo sud si trova in una porzione di cielo particolarmente vuota di stelle brillanti. La stella polare sud nominale è σ Octantis che, anche se molto vicina al polo, è di magnitudine 5,5 e quindi a malapena visibile ad occhio nudo anche sotto un cielo molto scuro.
[modifica] Cambiamento delle coordinate delle stelle
La precessione dell'asse terrestre è un effetto molto lento, ma il livello di precisione con cui lavorano gli astronomi è tale che deve essere preso in considerazione, o le posizioni delle stelle risulterebbero sbagliate. Gli astronomi devono quindi riferirsi all' "epoca" a cui le coordinate di un oggetto vengono riferite. Durante la maggior parte del XX secolo è stata usata l'epoca 1950, mentre oggi si usa l'epoca 2000. In pratica, si danno le posizioni delle stelle come erano durante l'anno specificato, e si applica quindi un fattore correttivo (usando formule standardizzate) per tener conto della differenza tra l'anno dell'epoca e la data odierna.
[modifica] Spostamento delle costellazioni zodiacali astrologiche
Un altro campo dove la precessione causa problemi è quello dell'astrologia: poiché da quando questa è stata inventata (alcune migliaia di anni fa) la posizione delle stelle su cui furono "disegnate" le costellazioni si è spostata e non corrisponde più esattamente a quella dei segni zodiacali, definiti come 12 mesi di un calendario zodiacale (solare) che ha come punti di riferimento gli equinozi e i solstizi. Oggi la differenza ammonta a circa un mese.
[modifica] Storia
La prima stima della precessione terrestre fu fatta da Ipparco nell'anno 130 a.C., confrontando le sue osservazioni con quelle babilonesi e caldee dei secoli precedenti effettuate da Timocari e Aristillo. In particolare, essi misurarono la distanza di stelle come Spica dalla Luna e dal Sole in occasione delle eclissi lunari, e poiché Ipparco poteva calcolare la distanza della Luna e del Sole dall'equinozio in quei momenti, si accorse che Spica e le altre stelle si erano spostate nel corso dei secoli. In questo modo Ipparco di Nicea aveva stimato la precessione degli equinozi di 36" d'arco, ora con metodi più accurati e strumenti migliori si è potuto determinare che tale angolo è di 52".
