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Posizione e forma della Terra nella concezione degli antichi - Il reticolo geografico

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Posizione e forma della Terra nella concezione degli antichi

La conoscenza della Terra, della sua forma e delle sue dimensioni, della sua costituzione, della sua posizione nell'ambito del sistema solare e dell'universo, ha attratto l'uomo fin dai tempi più antichi.

I primi studiosi avevano una concezione geocentrica del mondo, pensavano cioè che la Terra fosse immobile al centro del sistema planetario e che attorno ad essa ruotassero tutti gli altri corpi celesti.

Uno dei maggiori sostenitori di questa teoria fu lo scienziato alessandrino Tolomeo. Egli, sulla scia dei filosofi greci, in particolare Aristotele, riteneva che al centro dell'universo ci fosse la Terra e che attorno ad essa ruotassero, compiendo ogni giorno un giro verso occidente, delle sfere concentriche corrispondenti, dall'esterno verso l'interno, al cielo delle stelle fisse e poi a quelli degli altri sette pianeti allora conosciuti. Al Sole, alla Luna ed ai pianeti, però, egli riconosceva anche un secondo movimento, più lento del primo e diretto verso oriente.

Tale modello fu superato nel XVI sec., quando si affermò la concezione eliocentrica, sostenuta da Copernico, il quale dimostrò che al centro del sistema solare c'era il Sole e non la Terra. Tuttavia, egli conservò l'idea di un universo chiuso dalle stelle fisse e continuò a ritenere le orbite dei pianeti perfettamente circolari. La teoria eliocentrica fu poi confermata dalle osservazioni astronomiche di Galilei.



I popoli primitivi avevano idee piuttosto fantasiose anche per quanto riguarda la forma della Terra: i Babilonesi la consideravano come una montagna galleggiante sul mare; i Cinesi e gli Egiziani la immaginavano quadrata, con al centro il proprio paese; i Greci dell'età omerica la ritenevano piana e poco estesa, simile ad un grande disco circondato dall'oceano e limitato superiormente dalla cupola del firmamento.

Queste concezioni furono superate nel VII sec. da Pitagora e la sua scuola, che, partendo dal concetto mitico secondo cui la sfera è una figura perfetta, ipotizzò che la Terra dovesse essere sferica.

Più tardi, questa intuizione fu confermata da varie prove e argomentazioni, quali: 1) la forma circolare dell'orizzonte ed il suo ampliarsi a mano a mano che un osservatore s'innalza sul livello del mare; 2) l'ombra circolare proiettata dalla Terra sulla Luna durante le eclissi (di luna); 3) il fatto che, quando una nave si avvicina verso la costa, com­pare prima l'albero e poi lo scafo; 4) il fatto che il Sole non illumina con­temporaneamente tutta la Terra, come accadrebbe se essa fosse piatta; 5) ed infine, i viaggi di circumnavigazione.

La Terra è un geoide

In realtà, la Terra non è perfettamente sferica. Gli studi sulla accelerazione della gravità terrestre hanno evidenziato che questa non è uguale su tutta la superficie terrestre, ma varia. In particolare essa è più elevata ai poli e più bassa nella zona equatoriale. Di conseguenza all'equatore i corpi pesano di meno e ai poli di più: ciò significa che il centro della Terra è più vicino ai poli che all'equatore. Ne deriva che il raggio polare è più corto del raggio equatoriale.

Quindi, la Terra non è perfettamente sferica, ma schiacciata ai poli e rigonfia all'equatore. Questa deformazione è causata dalla forza centrifuga che si genera per effetto del veloce moto di rotazione attorno al proprio asse.

La forma che ne risulta è poco dissimile da quella di un ellissoide di rotazione, cioè da quella di un solido che si ottiene idealmente facendo ruotare un'ellisse attorno al suo asse minore. Neppure l'ellissoide, tuttavia, esprime la vera forma della Terra, poiché la sua superfice non è liscia, ma fortemente accidentata per la presenza di alte montagne e profonde fosse oceaniche.

La Terra, dunque, ha una forma del tutto propria e particolare, cui è stato dato il nome di geoide, dal greco geoides ® "simile alla Terra". Teoricamente, il geoide può essere immaginato come la figura che la Terra assumerebbe se il livello medio del mare si estendesse in continuità anche laddove si trovano le terre emerse, colmando eventuali depressioni e spazzando via tutti i rilievi. Esso ha come caratteristica essenziale quella di essere in ogni punto perpendicolare alla direzione del filo a piombo.

La differenza che esiste tra il raggio maggiore, quello equatoriale, e il raggio minore, cioè il raggio polare, si chiama schiacciamento polare e corrisponde ad appena 21,5 Km.

Per questi motivi nella terminologia geografica si continua a considerare la Terra come se fosse un corpo sferico.

Il reticolo geografico

Sulla superficie terrestre, considerata come sferica, è possibile tracciare idealmente alcune linee che sono di notevole utilità per localizzare con precisione gli elementi naturali e umani che si trovano sulla Terra; queste linee immaginarie sono i paralleli e i meridiani, che formano il reticolato geografico.

I paralleli sono circonferenze determinate dall'intersezione con la superfice terrestre di piani paralleli tra loro e perpendicolari all'asse terrestre. La circonferenza massima, originata dal piano passante per il centro della Terra, è denominata Equatore, dal latino aequare ® "uguagliare", perché ha tutti i punti equidistanti dai poli, e divide il globo terrestre in due emisferi: quello settentrionale o boreale dalla parte del Polo Nord, e quello meridionale o australe dalla parte del Polo Sud.

Gli altri piani perpendicolari all'asse, ma non passanti per il centro della Terra, formano circonferenze di raggio sempre più piccolo, ma di uguale ampiezza angolare (360°), che ai poli si riducono ad un punto.

I meridiani, dal latino meridies ® "mezzogiorno", perché un luogo ha il mezzogiorno quando il Sole passa per il suo meridiano, sono circonferenze determinate dall'intersezione di piani paralleli all'asse terrestre, e quindi perpendicolare al piano equatoriale, e a differenza dei paralleli, sono tutte uguali tra loro. I meridiani geografici, però, non rappresentano l'intera circonferenza, ma sola la semicirconferenza compresa fra un polo e l'altro; la semicirconferenza opposta è detta antimeridiano.

Si dice invece "meridiano locale" quello passante per il luogo di osservazione o per il suo zenit.

Teoricamente si può tracciare un numero infinito di paralleli e meridiani, trattandosi di linee immaginarie. Tuttavia, per convenzione, essi si tracciano a distanza di un grado l'uno dall'altro. Perciò se consideriamo che l'equatore ha un'ampiezza di 360°, si hanno 360 circoli meridiani, e cioè 180 meridiani e altrettanti antimeridiani. E se consideriamo che il valore dell'arco di meridiano compreso tra l'equatore e il Polo Nord e l'equatore e il Polo Sud, è di 90°, si hanno 90 paralleli nell'emisfero boreale e altrettanti nell'emisfero australe, per un totale di 180 paralleli; anche se in realtà sono 178, poiché quelli dei poli si riducono ad un punto.

Il movimento di rotazione e le sue conseguenze

La Terra compie due movimenti principali: uno di rotazione e l'altro di rivoluzione, i quali comportano notevoli conseguenze.

Il  movimento di rotazione è quello che la Terra svolge intorno al proprio asse da ovest ad est, in un arco di tempo chiamato giorno sidereo o giorno solare a seconda che, per calcolare un giro completo della Terra attorno al proprio asse, si assume come punto di riferimento una stella, dal latino sidus, oppure il Sole.

Il giorno sidereo è di 23h, 56m e 4s; il giorno solare invece ha una durata di circa 24h, ossia è più lungo di quasi 4m, poiché, insieme col movimento di rotazione, la Terra compie anche quello di rivoluzione, spostandosi di un certo tratto lungo la sua orbita, pertanto per rivedere il Sole nella stessa posizione occorre che essa compia un supplemento di rotazione corrispondente all'arco percorso sull'orbita.



Il  movimento di rotazione provoca due importanti conseguenze: l'alternanza del dì e della notte e la deviazione dei corpi in movi­mento sulla superficie terrestre.

1) L'alternanza del dì e della notte, cioè di un periodo di luce, il , con un periodo di oscurità, la notte, nell'arco della giornata, deriva dal fatto che la Terra, a causa della sua forma sferica, durante la rotazione, espone al Sole solo una metà della sua superficie, mentre la metà opposta resta al buio.

Se la Terra fosse immobile, o anche se il suo moto di rotazione avesse la stessa durata del moto di rivoluzione intorno al Sole, metà della sua superfice sarebbe sempre nell'oscurità e avrebbe una temperatura bassissima; la rotazione si compie, invece, in un tempo molto più breve dell'intera rivoluzione intorno al Sole e ciò fa sì che sulla superfice terrestre si alternino un periodo di illuminazione e un periodo di oscurità.

L'emisfero illuminato è diviso da quello in ombra da un circolo mas­simo che va spostandosi di continuo, detto circolo di illuminazione. Esso in realtà non separa nettamente la parte illuminata da quella buia, cioè non è costituito da una linea, ma piuttosto da una fascia di una certa ampiezza. Il passaggio dal dì alla notte, dunque, non è brusco ma graduale, a causa della presenza dell'atmosfera, i cui alti strati sono attraversati dai raggi solari un po' prima che il Sole tramonti; attraversando l'atmosfera i raggi solari subiscono il fenomeno della rifrazione e quindi vengono deviati dalla loro posizione originaria, riuscendo a colpire parti della superficie terrestre che dovrebbero essere nell'oscurità completa, e dando luogo al crepuscolo, che, quindi, rappresenta l'intervallo di tempo tra la scomparsa effettiva e quella apparente del Sole dall'orizzonte. In tal modo il Sole, anche quando è già declinato dietro l'orizzonte, continua ad illuminare la Terra per qualche tempo.

2) La deviazione delle masse libere in movimento costituisce un'altra conseguenza molto importante della rotazione del nostro pianeta. Essa deriva dal fatto che durante il moto di rotazione della Terra tutti i punti della sua superficie, esclusi i poli, in un giorno compiono un intero angolo giro: un punto situato all'Equatore, quindi, compie un giro molto più lungo di uno situato presso i poli, pur impiegando lo stesso tempo, pertanto ha una velocità di rotazione maggiore. Ne deriva che la velocità di rotazione sulla Terra non è uguale: essa va diminuendo dall'Equatore verso i poli, dove è nulla.

A causa di questa differente velocità lineare (distanza percorsa da un punto nella unità di tempo), che non ci sarebbe se la Terra non fosse dotata del moto di rotazione, i corpi in moto sulla superfice terrestre vengono deviati, come è stato efficacemente espresso dalla cosiddetta legge di Ferrel, la quale dice: «a causa della rotazione terrestre, un corpo qualsiasi che si muova liberamente sulla Terra viene deviato dalla sua posizione iniziale verso destra se si trova nell'emisfero boreale e verso sinistra se si trova nell'emisfero australe».

Il fenomeno si spiega col fatto che un corpo in movimento tende, per inerzia, a conservare la velocità lineare di rotazione che aveva nel punto di partenza. Quindi, se esso si sposta verso i poli, andrà verso punti che hanno velocità lineari di rotazione sempre più piccole rispetto a quella del punto di partenza e, di conseguenza, sarà in anticipo su di essi; se, invece, il corpo si muove verso l'equatore, andrà verso punti che hanno velocità sempre maggiori e perciò si troverà in ritardo rispetto ad essi. In entrambi i casi sembrerà che i corpi abbiano subito uno spostamento, verso destra nell'emisfero settentrionale, e verso sinistra nell'emisfero meridionale.

La forza deviante prodotta dal movimento di rotazione della Terra, è detta forza di Coriolis, e varia in rapporto alla latitudine alla quale avviene lo spostamento e alla velocità con cui il corpo si muove.

Bisogna osservare però che lo spostamento del corpo è solo apparente, ciò che realmente si sposta, al di sotto del corpo in moto, è la Terra che ruota con velocità lineare maggiore o minore a seconda della latitudine.

Il movimento di rivoluzione e le sue conseguenze

Il movimento di rivoluzione è quello che la Terra compie intorno al Sole in senso antiorario, in 365 giorni e circa 4 ore, descrivendo un'orbita ellittica, detta eclittica, perché è sul suo piano che si verificano le eclissi, lunga 940 milioni di Km.

Il moto di rivoluzione della Terra intorno al Sole è regolato dalle Leggi di Keplero.

Infatti, dalla "I legge di Keplero", sappiamo che la distanza tra la Terra e il Sole non è sempre la stessa, ma varia a seconda che la Terra si trovi in afelio, dove è maggiore (2 luglio), o in perielio, dove la distanza Terra-Sole è minore (2 gennaio).

Mentre dalla "II legge di Keplero", sappiamo che l'intero percorso orbitale viene compiuto dalla Terra con velocità variabile a seconda che essa si trovi in afelio o in perielio.

Durante il movimento di rivoluzione l'asse terrestre è inclinato di 23° 27' rispetto al piano dell'equatore, e di 66° 33' rispetto al piano dell'eclittica.

Ciò determina due conseguenze molto importanti: la diversa durata del dì e della notte nel corso dell'anno e l'alternarsi delle stagioni.

Infatti, se l'asse terrestre fosse perpendicolare al piano dell'eclittica, il circolo d'illuminazione passerebbe per i poli e coinciderebbe sempre con un meridiano, tagliando i paralleli tutti a metà, così che ogni punto della Terra per tutto l'anno avrebbe 12 ore di luce e altrettante di oscurità, e in nessun luogo si verificherebbe l'alternarsi delle stagioni.

In realtà, tali condizioni si riscontrano solo all'Equatore, dove il periodo d'illumi­nazione in ogni giorno dell'anno è più o meno sempre uguale a quello di oscurità e dove non esistono cambiamenti stagionali.

Nelle altre parti della superficie terrestre, solo in due giorni, il 21 marzo e il 23 settembre, il circolo di illuminazione coincide con il meridiano passante per i poli, e, quindi, tutti i punti della Terra hanno la durata del dì uguale a quella della notte. Ciò si deve al fatto che il Sole, nel suo apparente moto di rivoluzione attorno alla Terra, viene a trovarsi in posizione perpendicolare all'Equatore. In tali giorni, perciò, si hanno gli equinozi, dal latino aequae noctes = "notti uguali"; il dì e la notte hanno uguale durata in tutti i punti della superfice.

Il 21 marzo rappresenta l'e­quinozio di primavera, il 23 settembre l'equino­zio di autunno.




Dopo gli equinozi, il Sole sembra spostarsi, ma in realtà è la Terra che si sposta, alternativamente da un emisfero all'altro, restando per sei mesi nell'emi­sfero settentrionale e per altri sei mesi in quello meridionale. Durante questi spostamenti esso culmina, ossia cade in posizione perpendicolare, su un parallelo che di giorno in giorno è sempre più lonta­no dall'Equatore, così che il circolo di illuminazione si discosta gradualmente dai poli e taglia i paralleli in archi disuguali. Ne deriva che in un emisfero il dì diventa gradualmente più lungo della notte, mentre nell'emisfero opposto accade il contrario.

Nella sua apparente migrazione da un emisfero all'altro il Sole si allontana, al massimo, fino ai due paralleli che sono situati a 23° 27', dove viene a trovarsi solo due volte l'anno: il 21 giugno ed il 22 dicembre. Poi sembra fermarsi per invertire il proprio cammino. Queste due posizioni massime vengono dette solstizi, dal latino solis statio = "fermata del sole": il 21 giugno segna il solsti­zio d'estate, il 22 dicembre rappresenta il solstizio d'inverno.

I due paralleli sui quali il Sole sembra invertire il suo corso, si chiamano tropici, dal greco trepo = "capovolgo", e, dalle costellazioni in corrispondenza delle quali essi si trovano, sono denominati Tropico del Cancro, quello a nord, e Tropico del Capricorno, quello a sud dell'Equatore.

Nel solstizio d'estate, che cade il 21 giugno, i raggi solari sono perpendicolari al Tropico del Cancro: l'illuminazione ed il riscaldamento sono maggiori nel nostro emisfero. Nel solstizio d'inverno, che si verifica il 22 dicembre, il Sole è allo zenit sul Tropico del Capricorno, pertanto, l'illuminazione e il riscaldamento sono maggiori nell'emisfero australe.

In entrambi i casi il circolo di illuminazione è tangente a due paralleli che distano dall'Equatore 66° 33' e che vengono chiamati Circolo Polare Artico, quello dell'emisfero boreale, e Circolo Polare Antartico quello dell'emisfero australe.

Durante il solstizio d'estate sul circolo polare artico il Sole non tra­monta per tutto l'arco del giorno e, via via che si procede verso il Polo Nord, il periodo di illuminazione si allunga, tanto che in prossimità del Polo si avrà un periodo di illuminazione di circa sei mesi caratterizzato da luce continua, che è detto grande giorno. Al contrario nell'emisfero australe il periodo di oscurità cresce dal circolo polare antartico verso il Polo Sud, pres­so il quale per circa sei mesi si avrà un periodo di buio ininterrotto che viene detto grande notte.

Le stagioni astronomiche

Durante il suo moto di rivoluzione intorno al Sole, la Terra viene diversamente riscaldata dai raggi solari, per cui nel volgere dell'anno, nei vari luoghi della Terra si susseguono periodi più caldi e periodo più freddi: si ha cioè l'alternarsi delle stagioni.

La diversa quantità di calore che differenti parti della superfice terrestre ricevono è dovuta alla diversa inclinazione con cui i raggi solari cadono al suolo, risultando maggiore dove i raggi cadono perpendicolarmente, e minore dove vi giungono obliquamente, poiché, in quest'ultimo caso, l'energia calorica si distribuisce su aree più estese.

Non incide, invece, sulla diversa insolazione della Terra, la sua maggiore o minore distanza dal Sole, poiché l'orbita terreste è quasi circolare ed il Sole è molto lontano: tant'è vero che attualmente nel nostro emisfero l'inverno cade quando la Terra è in perielio, e quindi più vicina al Sole.

La forma dell'orbita, cui è connessa la diversa velocità della Terra, influisce, invece, sulla durata delle stagioni: infatti, nell'emisfero settentrionale il semestre estivo è di 7 giorni più lungo di quello invernale, poiché la Terra trovandosi in afelio ha una velocità più lenta rispetto a quando si trova in perielio; mentre una situazione contraria si verifica nell'emisfero australe, che però riceve una maggiore quantità di calore annua.

Le stagioni astronomiche, ossia i periodi di tempo compresi tra un equinozio ed il solstizio che lo segue, o tra un solstizio e l'equinozio successivo, sono quattro: primavera, estate, autunno e inverno; esse naturalmente risultano invertite nei due emisferi.

Occorre osservare, però, che le stagioni astronomiche, pur costituendone la causa primaria, non coincidono del tutto con le stagioni meteorologiche, cioè con il reale andamento del tempo meteorologico che noi possiamo direttamente osservare, perché l'atmosfera, l'idrosfera e la litosfera terrestri, immagazzinano e cedono calore sempre con un certo ritardo, impedendo così di percepire subito gli effetti delle varie inclinazioni dei raggi solari. Pertanto, per motivi pratici, esse si fanno iniziare con il primo giorno del mese in cui cadono gli equinozi ed i solstizi.

Alla successione delle stagioni ed alla loro diver­sa durata sono legati, diretta­mente e indirettamente, parte dei fenomeni fisici, umani ed economici che si svolgono sulla superficie terrestre.

Basti pensare alla diversa distribuzione della flora e della fauna e alle forme di utilizzazione del suolo, che appaiono molto complesse nelle regioni intertropicali, mentre si semplificano a mano a mano che si pro­cede verso i poli. Importanti riflessi di ordine economico sono determi­nati anche dall'inversione delle stagioni nei due emisferi, poiché i prodotti dell'agricoltura maturano in tempi diversi nelle due parti del globo e generano, quindi, attivi scambi commerciali.

La ripartizione della Terra in zone astronomiche

I tropici e i circoli polari dividono la superficie terrestre in cinque parti, caratterizzate da condizioni diverse di riscaldamento, chiamate zone astronomiche.

Esse sono:

1)  la zona torrida o intertropicale, compresa tra i due tropici del Cancro e del Capricorno e divisa in due dall'equatore. In questa zona il Sole è sempre alto sull'orizzonte e passa allo zenit due volte l'anno, cioè nei due equinozi. I raggi solari, quindi, giungono al suolo verticalmente, per cui le temperature sono costantemente elevate e la durata del dì è uguale a quella della notte.

2)  le due zone temperate, comprese tra i topici ed i circoli polari e denominate zona temperata boreale, quella compresa tra il Tropico del Cancro ed il Circolo Polare Artico, e la zona temperata australe, quella che si estende tra il Tropico del Capricorno ed il Circolo Polare Antartico. In queste zone il Sole non raggiunge mai lo zenit, cioè non assume mai una posizione perpendicolare e i suoi raggi presentano un'inclinazione che aumenta progressivamente dal solstizio d'estate a quello d'inverno, per riprendere poi a diminuire gradualmente. A parte i giorni degli equinozi, in cui il dì e la notte hanno la stessa lunghezza, nelle zone temperate le durate del dì e della notte presenta differenze che vanno aumentando con la latitudine, tanto che sui circoli polari, durante i due solstizi, il dì dura 48 ore ed è seguito da una notte della stessa durata. In conseguenza di ciò, le zone temperate sono riscaldate in maniera assai variabile nel corso dell'anno e sono caratterizzate da forti oscillazioni di temperatura tra una stagione e l'altra come pura tra una località e l'altra.



3)  la zona glaciale artica e la zona glaciale antartica, si estendono, la prima dal Circolo polare artico al Polo Nord, la seconda, dal Circolo polare antartico al polo Sud. In queste zone i raggi del Sole risultano sempre fortemente inclinati ed il loro potere termico è molto limitato. La durata del dì e della notte è ovunque superiore a 24 ore, tanto che ai poli il Sole sorge in un equinozio per tramontare in quello successivo. In tal modo si dovrebbero avere sei mesi di buio e sei mesi di luce; ma in realtà, per la presenza dei lun­ghi crepuscoli dovuti alla rifrazione degli strati elevati dell'atmosfera, l'oscurità completa si riduce ad un centinaio di giorni.

I movimenti millenari della Terra

Oltre ai movimenti principali, quello di rotazione e di rivoluzione, la Terra compie anche numerosi movimenti secondari che sono dovuti all'ef­fetto gravitazionale degli altri corpi celesti e che non mutano sostanzialmente la sua traiettoria, ma la cor­reggono lentamente provocando cambiamenti cli­matici avvertibili solo a distanza di millenni.

Tra i movimenti secondari della Terra, i più significativi sono: la traslazione, la precessione degli equinozi, le nutazioni, lo spostamento della linea degli apsidi, la variazione dell'eccentricità dell'orbita e le variazioni d'inclinazione dell'asse terrestre.

Il movimento di traslazione è quello che la Terra compie, insieme con l'intero sistema planetario, intorno all'asse della nostra galassia, compiendo un giro completo in circa 200 milioni di anni, e dirigendosi verso un punto della costellazione di Ercole, detto "apice solare".

La precessione degli equinozi è dovuta alla forza gravitazionale che il Sole e la Luna esercitano sulla Terra, in modo particolare sull'equatore, tendendo a raddrizzare l'asse terrestre, cioè a far coincidere il piano equatoriale con quello dell'eclittica. A tale forza, però, si oppone la forte velocità di rotazione della Terra, che, per un fenomeno noto in fisica come teorema della trottola, tende a conservare immutata la posizione dell'asse; le due forze si compongono e ne deriva un movimento che fa descrivere all'asse terrestre due coni simmetrici, uno nell'emisfero boreale e l'altro nell'emisfero australe, con il vertice al centro della Terra. Questo moto doppio-conico si svolge in senso orario, cioè in direzione contraria a quella di rivoluzione della Terra, ed attua un giro completo in circa 26.000 anni. Da ciò deriva che la Terra ogni anno viene a trovarsi nell'equinozio di primavera con un certo anticipo, ossia prima d'aver percorso l'intera orbita, rispetto all'anno precedente.

Questo fenomeno comporta l'anticipo delle stagioni astronomiche di un giorno ogni 72 anni e, nel corso dei millenni, provoca una variazione della loro durata e delle loro condizioni termiche.

Il graduale cambiamento di direzione dell'asse terrestre comporta anche il progressivo spostamento dei poli e, per conseguenza, del Nord, che se attualmente è indicata dalla Stella Polare, tra 12-13.000 anni sarà dato dalla Stella Vega, appartenente alla Costellazione della Lira.

Le nutazioni, dal latino nutare = "ondeggiare", sono delle oscillazioni verticali dell'asse terrestre, dovute alla diversa intensità con cui il Sole e la Luna, in funzione della loro variabile distanza dalla Terra, esercitano la loro forza di attrazione. Ciascuna oscillazione dura 19 anni, e, per effetto di queste, l'asse terrestre invece di descrivere coni circolari descrive archi ondulati.

A causa dell'attrazione esercitata sulla Terra dagli altri pianeti del sistema solare, l'asse maggiore dell'orbita terrestre, cioè l'asse che unisce il perielio all'afelio, detta linea degli apsidi, si muove in senso antiorario, ossia nello stesso verso della rivoluzione terrestre, con una velocità angolare di circa 11'' d'arco all'anno.

Questo spostamento, sommandosi a quello della linea degli equinozi, fa in modo che ogni anno equinozi e solstizi arrivino con circa 20 minuti d'anticipo rispetto all'anno precedente.

La linea degli apsidi si sposta di un intero giro in 117.000 anni e, andando incontro alla linea degli equinozi, ne accorcia il periodo che le occorre per una rotazione completa da 26.000 a 21.000 anni.

La precessione degli equinozi comporta l'anticipo delle stagioni astronomiche di un giorno ogni 72 anni e, nel corso dei millenni, determina anche una variazione della loro natura.

Infatti, attualmente il semestre primaverile-estivo nell'emisfero boreale è di una settimana più lungo rispetto a quello autunno-invernale, mentre tra 10.500 anni, quando la linea equinoziale avrà percorso mezzo giro, la situazione si invertirà. Ciò dipende dal fatto che attualmente esso cade nel settore dell'orbita terrestre prossimo all'afelio, dove la Terra ha una minore velocità di rivoluzione, mentre in futuro cadrà nel tratto dell'orbita più vicino al perielio, in cui la Terra è sottoposta ad una maggiore accelerazione. Nell'emisfero australe, ovviamente, il processo seguirà il corso opposto.

Insieme con la durata dei due semestri interver­ranno anche cambiamenti nelle loro condizioni ter­miche, sia pure in misura non eccessiva, in quanto il periodo primaverile-estivo, sarà più caldo del solito, perché la Terra sarà in perielio e, quindi, risentirà della maggiore vicinanza al Sole; mentre il seme­stre autunno-invernale, risulterà più freddo del solito, nonostante la sua maggiore lunghezza, poiché la Terra si troverà in afelio e beneficerà in misura più ridotta del suo irraggiamento. In sostanza nel corso dei millenni, a causa della precessione degli equinozi, si alternano periodi caratterizzati da estati più brevi e più calde con periodi contraddistinti da inverni più lunghi e più rigidi.

Altri movimenti della Terra che agiscono come fattori climatici sono la variazione del­l'eccentricità dell'orbita, la quale può allungarsi o alternativamente assumere una forma quasi circolare con conseguente variazione della lontananza della Terra dal Sole; e la variazione dell'inclinazione dell'asse terrestre, ossia la variazione dell'angolo che l'asse di rotazione della Terra forma con il piano equatoriale; questo angolo che attualmente è di 23° 27', non è costante nel tempo, ma cambia in un periodo medio di circa 40.000 anni.

Ciò comporta una variazione della quantità di radiazione solare nei solstizi e negli equinozi, poiché le varie parti della superfice terrestre nel corso dei millenni riceveranno i raggi del Sole ora in maniera più diretta ed ora in maniera più obliqua.







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