Home MateriaAstronomia Storia dei sistemi cosmologici

Storia dei sistemi cosmologici

by Adriana Carelli
Moto Terra

La preistoria

La è una delle problematiche più antiche e complesse che l’uomo fin dalle origini ha dovuto affrontare. Si pensa agli uomini delle caverne che dovevano capire quante ore di luce avevano ancora a disposizione per fare determinate attività diurne di caccia o di cura del bestiame.

L’osservazione e la misura del tempo nei popoli primitivi era direttamente legata alle azioni necessarie alla sopravvivenza personale e del nucleo familiare; nella fase evolutiva di cacciatore-raccoglitore, l’uomo avvertiva la necessità di individuare il momento di massima intensità di luce, ovvero il mezzogiorno, immaginaria linea di confine fra mattino e pomeriggio che consentiva di programmare le attività lavorative, calcolando le ore di luce rimanenti prima del tramonto, al fine di evitare il rischio di essere sorpresi dalle tenebre lontani dal rifugio.

Quando le persone divennero più stanziali la misura del tempo non serviva solo per contare le ore di buio e di luce, ma bisognava anche capire l’avvicendarsi ciclico dei fenomeni stagionali per programmare le coltivazioni e i raccolti, di conseguenza la misura dell’arco temporale divenne più complessa, riguardo alla misura di una sola giornata di luce e buio. Il riferimento per misurare il tempo in queste antiche popolazioni erano gli astri. Infatti questi corpi celesti si muovevano nel cielo insieme all’avvicendarsi delle stagioni. Questo movimento degli astri aveva fermamente convinto le persone riguardo alla centralità delle Terra e al fatto che i corpi celesti ruotassero intorno ad essa.

La geocentrica nell’antichità

I primi popoli che cominciarono ad osservare il cielo e a scoprirne la regolarità dei moti e la correlazione con gli eventi terrestri furono gli Egizi e i Babilonesi; la conoscenza delle posizioni degli astri e la durata dei moti raggiunsero un livello di consapevolezza e precisione ancora oggi sorprendente, ma la corrispondente descrizione dell’Universo era fortemente intrisa di elementi mitologici. I più importanti modelli cosmologici antichi furono dunque geocentrici.

Nell’antichità classica la misura del tempo venne a intrecciarsi con la filosofia e venne adottata come pensiero anche da filosofi famosi come Platone ed Aristotele. Aristotele fece sua la teoria cosmologica di Eudosso, astronomo del 400 a.C. che immaginò che intorno alla Terra esistesse un insieme di sfere concentriche, lungo le quali si muovevano i corpi celesti.

Il sistema di Eudosso fu variato da Tolomeo nel secondo secolo d.C. perché era troppo rigido e non permetteva ai pianeti di compiere moti leggermente irregolari come li conosciamo adesso. Il modello della fissità delle sfere concentriche non corrispondeva alle osservazioni fatte. Tolomeo pertanto introdusse un sistema basato su traiettorie circolari ma più complesso perché permetteva anche movimenti secondari.

Il tempo nell’antica Grecia

Nell’antichità il tempo fu analizzato da filosofi per via della sua duplice natura, di dimensione perpetua a causa della ciclicità ma anche come qualcosa di fuggevole e mutevole, dove ogni attimo rappresenta un frammento di eternità. Il concetto di tempo, insieme a quello di spazio è stato studiato fin dai tempi antichi con lo scopo di capire i fenomeni naturali

L’inizio del

Il era riconosciuto da tutte le culture fino al XVI secolo, fino alle osservazioni dell’astronomo polacco Copernico che aprì la strada agli studi di Galileo e alle leggi di Newton e di Keplero sulla gravitazione e sul moto dei pianeti.

La teoria geocentrica è diventata eliocentrica, il Sole diventa il punto di riferimento per stabilire le traiettorie dei pianeti. Questa rivoluzione fu coraggiosa e comportò scontri di carattere religioso perché toglieva centralità alla Terra e quindi all’uomo.

Geometrie del moto della Terra nel sistema eliocentrico

Il sistema cosmologico eliocentrico descrive il moto della Terra composto da due rotazioni: una su se stessa e l’altra il moto di rivoluzione intorno al Sole.

Per quanto riguarda il moto di rotazione, un esperimento scientifico rilevante fu eseguito da Giambattista Guglielmini:

questo esperimento si basava sulla misurazione della deviazione verso est subita da un grave in caduta libera, rispetto alla verticale del punto di lancio. Il moto di rotazione terrestre, da ovest verso est, se calcolato rispetto al Sole, determina la durata del giorno solare, pari al valore medio di 24 ore: tale moto provoca l’alternarsi del giorno (periodo di luce) e della notte (periodo di buio), la cui reciproca durata varia costantemente durante l’anno.

La Terra compie un moto di rivoluzione seguendo un’orbita ellittica dove il Sole occupa uno dei due fuochi. La distanza della Terra dal Sole non è sempre uguale ma assume valori variabili da un minimo di 147 milioni di km (perielio) ad un massimo di 152 milioni di km (afelio).

La durata di un percorso di rivoluzione completo rispetto al Sole è detta anno solare ed è il tempo che intercorre fra due successivi passaggi del Sole allo zenit dello stesso tropico. La sua durata è di 365g 5h 48m.

Solstizi ed equinozi

Il 21 Dicembre avviene il d’inverno, in questo caso il polo sud è rivolto verso il Sole e nell’emisfero nord, detto boreale, si ha la notte più lunga dell’anno e il giorno più corto. Nell’emisfero australe invece avviene il contrario. Nella zona compresa tra il Circolo Polare Artico e il polo Nord, il Sole non sorge e la notte dura 24 ore. Tra il 21 dicembre e il 21 marzo, nell’emisfero boreale, le ore di luce aumentano progressivamente.

Solstizio d'inverno

Solstizio d’inverno

Il 21 marzo di primavera, e il 23 settembre, equinozio d’autunno, il giorno e la notte hanno la stessa durata in tutti i punti della Terra. Ciò accade perché nessuno dei due poli è inclinato verso il Sole e le condizioni di illuminazione sono uguali in entrambi gli emisferi.

Il 21 giugno, giorno del solstizio d’estate, il polo Nord è rivolto verso il Sole: nell’emisfero boreale la superficie illuminata è maggiore di quella in ombra e si hanno il giorno più lungo e la notte più corta dell’anno (esattamente l’opposto invece accade nell’emisfero australe). Nella zona compresa tra il Circolo Polare Artico e il polo Nord, in questo giorno il sole non tramonta e il giorno dura 24 ore.

Solstizio destate

Solstizio destate

Durante l’arco dell’anno varia l’inclinazione dei raggi del Sole sulla superficie Terrestre e questo comporta un diverso riscaldamento. Solo all’equatore, dunque, il giorno e la notte hanno la stessa durata per tutto l’anno.

Le coordinate terrestri

Per individuare in maniera precisa e biunivoca un punto P lungo la superficie terrestre viene usato un sistema di coordinate sferiche, determinato da due misure angolari, latitudine longitudine, rispetto al centro della sfera, e una lineare chiamata altitudine.

La latitudine è la distanza angolare di un punto dall’equatore, lungo lo stesso meridiano e la longitudine è la distanza angolare di un punto da un arbitrario meridiano scelto come riferimento, lungo lo stesso parallelo. Dal 1884 il meridiano fondamentale di riferimento è stato per convenzione fissato a Greenwich, presso Londra e dunque la sua longitudine è 0°. L’altitudine misura la distanza, lungo la verticale passante per il punto considerato, dal livello del mare.

LatitudineLongitudine

Le linee verticali sono dette meridiani e servono a misurare la longitudine, le linee orizzontali sono dette paralleli e servono a misurare la latitudine.

Le coordinate celesti

La posizione di un astro, considerato come oggetto puntiforme della sfera celeste, può essere determinata dalle coordinate astronomiche, che sono differenti a seconda dei sistemi di riferimento. Per la gnomonica si fa particolare riferimento ai sistemi di coordinate azimutali ed equatoriali, entrambi formati da una coppia di angoli, la cui ampiezza permette di determinare in maniera univoca un punto lungo la sfera.

Le coordinate azimutali, chiamate anche coordinate orizzontali, dipendono dalla posizione relativa dell’osservatore rispetto all’astro e sono riferite all’osservatore, presupposto immobile rispetto alla Terra in movimento; quindi, per ogni astro (in movimento relativo rispetto alla Terra), variano continuamente nel tempo.

Il sistema di coordinate equatoriali è invece oggettivo e non dipende dalla posizione dell’osservatore. Gli enti che costituiscono il riferimento di questo sistema sono il piano dell’equatore celeste e l’asse del mondo, passante per i poli nord e sud celesti.

Si definisce declinazione (δ) la distanza angolare dell’astro dall’equatore celeste, positiva nell’emisfero boreale, negativa in quello australe.

Si definisce ascensione retta (a) la distanza angolare tra il meridiano celeste passante per l’astro e il meridiano fondamentale passante per il punto γ. Si misura in senso antiorario partendo dal meridiano fondamentale.

Vedi anche

L’astronomia greca

Immagine di copertina:

Di Tauʻolunga – Opera propria, CC BY-SA 2.5, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=930714

 

POTREBBE INTERESSARTI

Leave a Comment