Il Sole

L'oggetto più appariscente del cielo diurno è certamente il Sole. Non ci interessa tanto la sua struttura interna, quanto il percorso giornaliero e annuale attraverso il cielo; tuttavia, ricordiamo brevemente gli elementi essenziali della sua struttura e della sua evoluzione. Il sole è una stella - una stella media o medio-piccola - e questo significa che, come tutte le altre stelle, trae la sua energia dalle reazioni nucleari (per la cronaca, 4 atomi di idrogeno si uniscono per formare un atomo di elio. In questa operazione c'è un minuscolo eccesso di energia, nel senso che 4 protoni pesano più [il 7 per mille in più!] di un nucleo di elio e questa massa in eccesso si trasforma in energia [ricordate: E=mc2] che viene emessa nello spazio: è l'energia del Sole e di tutte le stelle simili. Vedere anche questa foto).

La nostra stella è formata per il 73% di idrogeno, il 25% di elio e il 2% di altri elementi: è quindi una palla gassosa la cui temperatura centrale è di circa 15 milioni ºC mentre quella superficiale è di circa 6000 ºC.
La superficie (si chiama

Cromosfera

strato di circa 15000 km, di colore rosso perchè composto di idrogeno, visibile durante le eclissi. Osservata con forti ingrandimenti appare costituita da lingue di fuoco (sembra una prateria in fiamme) di circa 7000 km di altezza, dette spicole.           

Corona

regione la cui densità è molto bassa (5-10 particelle per centimetro cubo alla distanza della Terra) e che sfuma allontanandosi dal Sole. Si estende per milioni di km e la sua temperatura è compresa tra 1 e 2 milioni di gradi. È possibile vederla durante le eclissi oppure utilizzando uno strumento (detto coronografo) che permette di simulare un'eclissi.

Attorno al Sole ruotano otto pianeti, tra cui la Terra (vedere il progetto Ambinfanzia sul moto dei pianeti , copia locale); poco meno di un centinaio di satelliti; alcune migliaia di pianetini o asteroidi, grossi sassi soprattutto concentrati in zone ben delimitate; un numero imprecisato di comete, definite come "palle di neve sporca", provenienti dagli estremi confini dell'influenza solare, molto oltre il pianeta più lontano. Tra i pianetini, ci sono oggetti (detti NEO, acronimo per "Near Earth Objects"), in genere di piccole dimensioni, le cui orbite li portano ad avvicinarsi alla Terra. Il rischio di urto con la Terra (impatto) li porta ad essere oggetto di periodiche campagne di stampa.
Per una descrizione "seria" e contemporaneamente divulgativa del recente (15 febbraio 2013) impatto di un meteorite in Russia, sugli Urali, si può leggere questo articolo (sito originale).

UdA sul viaggio della cometa di Halley

Tutti questi corpi formano il Sistema Solare ed hanno caratteristiche (composizione chimica, massa, rotazione, inclinazione dell'orbita) diverse ma, grosso modo, possono essere classificati in due grandi gruppi: corpi solidi e corpi gassosi. Se ci riferiamo ai pianeti, i corpi solidi sono quelli più vicini al Sole: Mercurio, Venere, Terra, Marte. I pianeti gassosi sono invece i più grandi e lontani: Giove, Saturno, Urano, Nettuno, sempre in ordine di distanza dal Sole.
Alcuni di loro (Venere, Terra) possiedono un'atmosfera; altri (Giove, Saturno, Urano, Nettuno) mostrano anelli di polvere, variamente articolati, sul piano equatoriale del pianeta.
Le masse dei pianeti si trovano nell'intervallo 0.06 (Mercurio) oltre 300 (Giove) volte la massa della Terra. Ancora una volta Plutone (che, ricordiamo, non è più un pianeta) ha una massa di 0.002 volte quella della Terra, molto al di fuori dai valori dei pianeti.
Sui pianeti e sugli altri corpi del Sistema Solare si ha una grande abbondanza di informazioni, soprattutto da quando è iniziata l'esplorazione spaziale "diretta" di alcuni di questi oggetti celesti, ma per i nostri scopi è sufficiente descrivere il loro moto (che è poi quello della Terra e della Luna) attorno al Sole.

I corpi del sistema solare si muovono attorno al Sole con moti regolari e prevedibili, seguendo la legge di gravitazione di Newton e le tre leggi di Keplero che dicono:

I)

I pianeti ruotano attorno al Sole su orbite ellittiche delle quali il Sole occupa uno dei fuochi. Questo significa che la distanza tra pianeta e Sole varia in continuazione: esiste allora un "perielio" e un "afelio", cioè un punto (o un istante) di massima vicinanza e uno di massima lontananza, rispettivamente.

II)

Un pianeta percorre in tempi uguali archi di ellisse che delimitano aree uguali (si dice che è costante l'area "spazzata" dal raggio vettore o, in modo più tecnico, che è costante la velocità areolare). Questo significa che la velocità lungo l'orbita non è sempre la stessa (un pianeta è più veloce al perielio e più lento all'afelio come si vede nell'animazione) .

III)

Il semiasse maggiore a dell'orbita di un pianeta e il suo periodo di rivoluzione T (il tempo necessario per compiere un'orbita attorno al Sole) sono legati dalla relazione:

a3 = K T2 con K costante.

Ricordiamo che l'ellisse è il luogo dei punti per i quali è costante la somma delle distanze da due punti, detti fuochi.

La Sfera Celeste

Ogni persona che guarda il cielo da un punto qualunque della superficie terrestre vede se stessa al centro di una sfera, di raggio indefinito, sulla quale si muovono il Sole, la Luna, le stelle. La sfera - della quale l'osservatore vede la metà sopra di lui, limitata dall'orizzonte - è detta sfera celeste.
I corpi celesti, che appaiono "incastonati" sulla sfera celeste, partecipano al suo moto e, in generale, assumono le stesse posizioni ogni 24 ore. Sappiamo che il "moto" della sfera celeste è dovuto alla rotazione della Terra attorno al suo asse. Alcuni corpi, al passare dei giorni e dei mesi, si muovono rispetto alle stelle, che sembrano restare ferme una rispetto all'altra e appaiono quindi "fisse". Questi corpi sono la Luna, i pianeti, il Sole e poi gli asteroidi, le stelle cadenti (meteore e meteoriti), le comete: il Sole, dopo 365 giorni, ritorna nella posizione iniziale. Anche in questo caso il moto è solo apparente: è la Terra a muoversi e a "vedere" il Sole proiettato in posizioni sempre diverse rispetto alle stelle, come è schematizzato nel disegno.

Una prima rappresentazione della sfera celeste è allora quella mostrata a lato, dove PP' è l'asse del mondo e ZZ' la verticale dell'osservatore. Lungo l'orizzonte sono anche indicati i punti cardinali. Da un punto di vista osservativo, il punto P può essere identificato con la stella Polare. Se l'osservatore si trova esattamente al polo nord terrestre, il polo nord celeste si osserva sulla sua verticale, cioè allo zenit; se l'osservatore si trova all'equatore, il polo e lo zenit sono perpendicolari tra loro e il polo si osserva all'orizzonte. Si può dedurre da questa semplice constatazione (e dal disegno che segue) che l'altezza del polo celeste sull'orizzonte fornisce la latitudine geografica del luogo di osservazione, indicata nei disegni della sfera celeste con l'angolo . La misura della latitudine geografica del luogo di osservazione può essere eseguita facilmente, anche tramite il semplice strumento descritto nella scheda 17. La misura dell'altra coordinata, la longitudine, è invece più complessa e implica la costruzione di orologi precisi e stabili. Se necessario, si può leggere un breve approfondimento, oppure si possono leggere le pagine web cui si fa riferimento nell'approfondimento.

È facile dedurre da quanto detto - ma si può anche osservare (altra) direttamente - che le stelle si muovono secondo cerchi, paralleli all'equatore celeste, i cui centri si trovano lungo l'asse del mondo (la retta PP'). Alcune traiettorie di stelle sulla sfera celeste, sono mostrate nel disegno a fianco. Le stelle più vicine al polo celeste (1 e 2) mostrano completamente il loro tragitto; per quelle più vicine all'equatore celeste (3), l'orizzonte del luogo di osservazione "oscura" parte del cammino. Le prime sono dette stelle circumpolari mentre le altre sono le normali stelle che sorgono e tramontano. I punti in cui il cammino delle stelle incontra l'orizzonte (l'alba e il tramonto) sono stati evidenziati come due pallini rossi. Tre foto (1, 2, 3) mostrano l'uso di un semplice strumento per visualizzare l'asse polare e le traiettorie delle stelle.

L'Eclittica

La Terra ruota attorno al Sole, ma essendo gli osservatori di questo moto proprio sulla Terra, apparirà loro che a muoversi è il Sole. Infatti lo si vede spostarsi attraverso le stelle nel corso di un anno per poi assumere nuovamente le posizioni precedenti.

La Fisica ci insegna infatti che i moti sono relativi, dipendono cioè dal sistema di riferimento di cui fa parte l'osservatore. Già Galileo intuì questo fatto e le sue conseguenze. Ad esempio, se guardiamo un filare di alberi dal finestrino di un treno in moto, saranno essi ad apparirci, a tutti gli effetti, in movimento. Pertanto, poichè l'uomo osserva il cielo da un corpo in movimento, la Terra, saranno i corpi celesti ad apparire in moto.

Ovviamente è la Terra a muoversi e quindi l'eclittica è il cerchio massimo che rappresenta la sua orbita intorno al Sole (e definisce il piano dell'orbita) ma abbiamo assunto che l'osservatore (la Terra) sia al centro della sfera celeste e quindi descriviamo ciò che viene osservato.

L'eclittica è mostrata nel disegno successivo. L'intersezione con la sfera celeste di un asse perpendicolare al piano dell'eclittica definisce i Poli dell'eclittica ( e '). L'angolo di 23º27' dipende dal fatto che l'equatore è inclinato della stessa quantità rispetto al piano dell'orbita terrestre.

Le stagioni

Nel disegno di Fig.1 si notano i due punti di intersezione tra l'equatore celeste e l'eclittica, indicati con le lettere e e chiamati, rispettivamente, nodo ascendente e nodo discendente dell'eclittica. Gli istanti di tempo in cui il Sole passa per questi due punti definiscono gli equinozi, situazioni in cui sulla Terra la durata del giorno uguaglia quella della notte, indipendentemente dalla latitudine. Ricordando il sistema di coordinate equatoriali, è possibile dare una definizione più "astronomica" del nodo ascendente: è il punto che identifica l'equinozio di primavera, in cui il Sole passa da declinazioni negative a declinazioni positive.
Se si preferisce, il nodo ascendente è il punto (o l'istante di tempo) in cui il Sole ha declinazione pari a zero gradi nel suo moto annuale (cioè lungo l'eclittica): questo significa che nel suo moto diurno, il giorno dell'equinozio, il sole percorre l'equatore celeste.
Il nodo ascendente o punto gamma ha quindi un'importanza notevole, sia nella definizione delle stagioni che come punto da cui si comincia a contare la coordinata orizzontale (l'ascensione retta) nel sistema di coordinate equatoriali: malgrado questa importanza, però, il punto gamma è del tutto anonimo sulla sfera celeste, come di vede da questa immagine tratta da Google sky, dove il quadratino marca la sua posizione. La declinazione del Sole - l'altezza sopra l'equatore celeste - continua a crescere (da cui il nome del nodo) fino a raggiungere un massimo (A, in figura) pari a 23º27': il Sole si trova al solstizio d'estate. Da questo momento la declinazione del Sole inizia a decrescere ma resta positiva fino al nodo discendente - l'equinozio di autunno - al di là del quale diventa negativa e raggiunge il valore minimo di -23º27' nel punto B: si è al solstizio di inverno. Gli equinozi avvengono attorno al 21 marzo e al 21 settembre, mentre i solstizi attorno al 21 giugno e al 21 dicembre.
Questi quattro istanti definiscono l'inizio delle stagioni che verranno ora descritte sommariamente, per l'emisfero nord:

la primavera inizia il 21 marzo e termina il 21 giugno. È caratterizzata da giornate sempre più lunghe e da temperature sempre più miti a causa della posizione del Sole che illumina più direttamente e per più tempo l'emisfero nord;

l'estate inizia il 21 giugno e termina il 21 settembre. È caratterizzata da alte temperature e da giornate lunghe che diventano sempre più brevi. Il 21 giugno il Sole si trova allo zenit dei luoghi posti a latitudine 23º27': l'insieme di questi luoghi definisce un parallelo terrestre, detto Tropico del Cancro;

l'autunno è compreso tra il 21 settembre e il 21 dicembre. Il Sole è sempre più basso sull'orizzonte e le ore di luce sono sempre meno. La temperatura tende a diminuire perché il Sole illumina più direttamente l'emisfero sud, lasciando "al freddo" quello nord.

l'inverno inizia il 21 dicembre e termina il 21 marzo. Le giornate sono brevi, ma tendono ad allungarsi; il Sole è basso sull'orizzonte, ma diventa via via più alto. La temperatura è bassa. Il 21 dicembre il Sole si trova allo zenit dei luoghi posti a latitudine -23º27': l'insieme di questi luoghi definisce un parallelo terrestre, detto Tropico del Capricorno;

Questo aspetto delle variazioni di altezza del sole sull'orizzonte viene illustrato nella UdA preparata per i bambini di prima elementare.

La situazione può essere rappresentata dal disegno successivo, con il Sole al centro e l'osservatore posto lontano dalla Terra,
o dalla sua sezione schematica, relativa ai soli solstizi, in cui è mostrata la linea luce-buio, detta terminatore, perpendicolare ai raggi solari.

Da un punto di vista puramente astronomico, le caratteristiche generali delle stagioni dipendono dalla quantità di calore che la Terra riceve dal Sole giorno dopo giorno. Per questo bisogna tenere conto di due fattori astronomici:

1. Il periodo di tempo in cui, ogni giorno, il Sole è sopra l'orizzonte (la durata del dì).
2. Le varie altezze raggiunte dal Sole durante il giorno, perché, più alto è il Sole sull'orizzonte, maggiore è l'energia ricevuta dal singolo elemento di superficie e meno l'atmosfera assorbe la sua radiazione.

Il dì e la notte

Una foto mostra come varia il punto del sorgere del Sole nel corso dell'anno [Vista completa]; [Vista di insieme].

Il moto del Sole (cioè della Terra) non è regolare e uniforme nel corso dell'anno, come abbiamo visto parlando delle leggi di Keplero: non possiamo quindi utilizzare il Sole come orologio. Al suo posto utilizziamo un astro fittizio - detto Sole medio - che percorre con velocità costante un'orbita circolare; su questo Sole medio costruiamo i nostri orologi. È quindi importante misurare, istante per istante, le differenze di posizione e di tempo tra il Sole "vero" e il Sole "medio" e questa misura avviene tramite un grafico, detto Equazione del tempo, che esula dagli scopi del corso. Da un punto di vista esclusivamente "visivo", invece, si può fotografare il Sole vero ogni giorno sempre alla stessa ora (cioè alla stessa posizione del Sole medio) e quindi registrare la differenza tra i due "Soli" nel corso di un anno, sotto forma di una curva a forma di 8 nota con il nome di analemma (a volte questa curva si vede su antichi mappamondi o su meridiane (Campertongo, Merano). Gli analemmi mostrati sono il risultato di due serie di foto fatte, ogni serie, alla stessa ora nel corso di un anno, ad Atene: le immagini delle rovine del Tholos di Delfi e del Partenone sono state aggiunte successivamente. Per una spiegazione semplice dell'analemma leggere questo testo. Il filmato (.mov) mostra come si forma l'analemma.

Il mese SINODICO

tempo che intercorre tra due lune piene e nuove. Dura 29,53 gg.

Il mese SIDERALE

tempo necessario alla Luna per tornare nella stessa posizione rispetto alle stelle. Dura 27,32 gg.

Il mese DRACONITICO

l'orbita della Luna interseca l'orbita della Terra (l'eclittica) in due punti, detti nodi (ascendente e discendente). Il mese draconitico è il tempo necessario ad andare da un nodo ascendente all'altro. Il mese draconitico dura 27,21 gg.

Il mese ANOMALISTICO

l'intervallo di tempo tra due passaggi al perigeo. Dura 27,55 gg. L'orbita della Luna attorno alla Terra non è circolare: il punto di massima distanza Terra-Luna si chiama apogeo, quello di minima distanza perigeo.

L'origine della Luna

Sono tre le teorie sull'origine della Luna delle quali è possibile discutere, tenendo presente che nessuna di queste è immune da difetti e da difficoltà interpretative. Non esiste una teoria accreditata, anche se si pensa che la risposta giusta al problema dell'origine della Luna possa essere una variazione delle teorie riportate più in basso o anche qualche loro combinazione.

Fissione: la Terra subito dopo la sua formazione ruota abbastanza rapidamente (con un periodo di 2-3 ore) da generare un forte schiacciamento ai poli; il conseguente rigonfiamento equatoriale è dinamicamente instabile e facilmente si stacca dalla Terra, dando origine alla Luna. Questa teoria non è in grado di spiegare la composizione chimica diversa tra la Terra e la Luna, e cade anche sulla dinamica del sistema Terra-Luna. Infatti richiede che il momento angolare del sistema sia molto più elevato di quanto si osserva ora e non esiste alcun modo di spiegare l'eventuale diminuzione che l'avrebbe portato ai livelli attuali.
Cattura: la Luna si è formata in qualche parte lontana del Sistema Solare; solo per caso si è trovata a passare abbastanza vicino alla Terra da essere catturata dal suo campo gravitazionale. Le difficoltà maggiori di questa teoria riguardano la probabilità molto bassa di un incontro come quello descritto e, soprattutto, il fatto che in questo incontro la traiettoria presumibilmente parabolica della Luna abbia dovuto essere trasformata in un'orbita ellittica attorno alla Terra, con una fortissima diminuzione della velocità orbitale. Non si conosce alcun meccanismo in grado di permettere una simile diminuzione.
Accrescimento: la Luna ha la stessa età della Terra e si è formata per aggregazione di materiale e polveri gravitanti attorno alla Terra. Molti degli specialisti propendono per questa teoria, specialmente se viene connessa con l'urto non frontale tra la Terra e un grande planetesimo (cioè un corpo celeste della consistenza di un asteroide o di un pianeta, vedere la scheda 18): in questo caso i detriti dei due corpi avrebbero orbitato sul piano equatoriale della Terra per poi formare, per aggregazioni successive, la Luna.

Le eclissi

Eclissi di Sole

Disegno schematico di eclissi di Sole. A destra eclissi parziale.

Disegno schematico delle eclissi: se la Luna si trova più lontana dalla Terra (questo fatto è mostrato come una superficie terrestre spostata a destra), l'eclissi può essere anulare.

Eclissi di Luna

È molto raro che durante un'eclissi totale la Luna scompaia completamente; normalmente assume una

debole colorazione ramata, dovuta al fatto che l'atmosfera terrestre assorbe la luce blu proveniente dal Sole e lascia passare, trasmette, quella rossa. Altre sfumature di colore mostrate dalla Luna dipendono dal livello di attività solare al momento dell'eclissi.