SCIENZE - L'AMBIENTE CELESTE & LA TERRA

Possiamo così considerare la Terra come puntiforme e al centro della sfera celeste.

Quando l'equatore celeste (circolo massimo descritto dalle stelle nell'apparente modo di rotazione della sfera celeste atto 828c29i rno all'asse) non coincide con l'orizzonte celeste (cioè quando lo Zenit non coincide con il Polo Nord celeste), la loro intersezione individua due punti: Est e Ovest, che segnano la posizione in cui sembra sorgere o tramontare un astro che percorra l'equatore celeste. Il meridiano celeste individua altri 2 punti: Nord e Sud.

Per calcolare la posizione di una stella senza che questa dipenda dalla posizione dell'osservatore si usano 2 angoli: uno verticale (altezza) e uno orizzontale (azimut). Considerando la Terra puntiforme (partendo cioè dal suo centro), ci si riferisce all'equatore celeste e al meridiano celeste che passa per la stella Gamma (Ariete).

Le distanze vengono misurate non in Km, ma in:

- unità astronomica (U.A.): corrisponde alla distanza media tra Terra e Sole: (150 milioni di Km);

- anno luce (a.l.): distanza percorsa in un anno dalla luce: 9 miliardi di Km;

- parsec (pc): distanza di un punto dal quale un osservatore vedrebbe il semiasse maggiore dell'orbita celeste sotto l'angolo di 1": 31 miliardi di Km, 3.26 a.l. Non è possibile però determinare la distanza di tutte le stelle per parallasse, ce ne sono alcune troppo lontane.

La stella più vicina alla Terra è Proxima Centauri, a 4.5 a.l., mentre la più vicina visibile ad occhio nudo è Sirio, a 8.7 a.l.

Le stelle che si vedono ad occhio nudo sono circa 6000, e appaiono come punti più o meno luminosi che, nel caso di quelli più splendenti, mostrano colori diversi. L'analisi di stelle con strumenti sempre più raffinati ha permesso di dire che esse sono corpi che si differenziano per dimensioni, massa, temperatura, composizione chimica ecc.

Le stelle si possono differenziare per:

- magnitudine: essa indica il grado di luminosità della stella, che viene misurato attraverso fotometri fotoelettrici. A magnitudo più bassa corrisponde luminosità più alta. Tali differenze di luminosità sono sì dovute all'effettiva luce emessa, ma c'è anche il fattore della distanza dalla Terra. Per questo per conoscere la luminosità intrinseca di una stella si ricorre alla magnitudine assoluta (M), ovvero la luminosità che le stelle mostrerebbero se fossero poste a una distanza di 10 parsec. La magnitudine che non tiene conto della distanza è la magnitudine apparente. Dalla magnitudine assoluta si può risalire anche alla distanza della stella, superando il limite del parsec, conoscendo le classi di appartenenza date dagli spettri;

- stelle doppie e sistemi di stelle: sono due o più stelle che ruotano attorno ad un baricentro comune, e che "eclissandosi a vicenda" aumentano e diminuiscono la luminosità totale del sistema. Dall'analisi delle loro orbite si può risalire alla loro massa, mentre dall'analisi dei periodi di occultamento si può risalire al diametro delle stelle.

- colori, temperature e spettri stellari: attraverso gli spettroscopi è possibile analizzare il fascio emesso da un corpo luminoso, e così vengono originati degli spettri, ovvero una striscia formata da bande con tutti i colori dell'iride, o da una serie di righe la cui posizione e il numero dipendono dalla natura chimica della sorgente. Esaminando gli spettri si possono determinare gli elementi di cui un corpo è formato, o delle masse attraversate dalla luce stessa. Lo spettro però dipende dalla temperatura della stella emittente, che varia da corpo a corpo, come dimostrano i diversi colori con cui esse appaiono. Le diverse temperature delle stelle si traducono in diversi tipi spettrali, e così le stelle vengono classificate secondo classi spettrali, in funzione della temperatura. Le analisi effettuate hanno messo in evidenza una certa uniformità nella composizione chimica delle atmosfere stellari (la parte più esterna dell'ammasso di materia della stella): 80% H, 19% He, 1% altri elementi chimici noti;

- stelle in fuga e in avvicinamento: le stelle si muovono, ma data la grande distanza da noi non ce ne accorgiamo. È possibile affermare ciò affermando la posizione dell'astro rispetto alle stelle circostanti e ripetendo l'osservazione. Se la stella si avvicina o si allontana da noi, per determinare il suo movimento si applica l'effetto Doppler (più aumenta la distanza tra la Terra e la stella, più aumenta la lunghezza d'onda della luce emessa, e così la stella ci appare più rossa di quanto non sia).

Lo spazio tra le stelle è cosparso di polveri finissime e gas. Tale materia prende il nome di nebulosa, dotata (fluorescenza provocato da radiazioni ultraviolette provenienti da una stella vicina) o priva di luce propria (ma che può riflettere quella di stelle vicine).

L'enorme massa di gas ad alte temperature che forma il Sole è in equilibrio meccanico (non si contrae ne si dilata). Più si scende all'interno più aumenta la densità e la pressione dei gas. Grazie a questa pressione, che aumenta con la temperatura e che si oppone alla gravità, il Sole non crolla su sé stesso e sta in equilibrio. All'interno del Sole il gas è formato da elettroni liberi e nuclei di H e He, e a cause delle elevate temperature sono in continuo movimento e, scontrandosi, provocano reazioni di fusione nucleare, che trasforma H in He. Ogni secondo il Sole perde 4.5 milioni di tonnellate di massa che viene convertita in energia.

Ci sono stelle che bruciano il loro materiale molto più velocemente o lentamente del solo, ciò vuol dire che anche le stelle sono soggette ad evoluzione: nuove stelle nascono continuamente da nubi cosmiche di gas e polvere. Gli astronomi Hertzsprung e Russelhanno ideato un diagramma temperature - luminosità nel quale si possono collocare le varie stelle. La maggior parte di esse non si distribuiscono a caso, ma lungo una sequenza principale, mentre altre si dispongono in altri punti specifici. Le fucine delle stelle sono i globuli di Bok, parte delle nebulose, che per moti turbolenti sono costretti ad aggregarsi. Se la massa non è sufficiente a fare innescare reazioni nucleari la contrazione si arresta e il corpo si raffredda: nana bruna. Altrimenti la temperatura arriva a 15 milioni di K e si innesca la reazione H He. Il calore così liberato aumenta la pressione dei gas, che compensano la compressione. Quando la stella raggiunge questa fase di stabilità è nella sequenza principale del diagramma H-R. Quando l'H è quasi terminato il nucleo di He tende a contrarsi su sé stesso, così la temperatura sale a 100 milioni di K e si può innescare il processo He C. La stella appare così come una gigante rossa, che si espande e si contrae per più tempo. Quando però il combustibile nucleare si esaurisce la stella, sotto la pressione del campo gravitazionale non più contrastato, lascia la fase di gigante rossa per avviarsi alla fine:

- se la massa iniziale è minore di quella del Sole le stelle collassato, fino a raggiungere la dimensione della Terra, con densità molto alta e nuclei degli atomi immersi in un mare di elettroni: nane bianche, che prive di una fonte di energia sono destinate a raffreddarsi.

- se la massa iniziale è come quella del Sole finiscono come nane bianche, ma prima attraversano uno stadio intermedio: la gigante rossa perde la parte più esterna, che trascinata via dal vento stellare originano nubi di gas in espansione: nebulose planetarie. Intanto la gigante rossa si riscalda ulteriormente a spese dell'H residuo, e appena esso termina inizierà a raffreddarsi fino a diventare nana bianca.

Altre stelle invece aumentano di splendore anche di 150000 volte, per poi tornare ai livelli originari in un anno. Esse sono dette novae.

- se la massa della stella supera di almeno 10 volte quella del Sole le temperature interne delle stelle arrivano a miliardi di gradi, innescando via via reazioni nucleari, fino alla formazione di un nucleo di ferro circondato da gusci concentrici. A questo punto il collasso è rapidissimo, e libera una enorme quantità di energia che fa esplodere la stella (supernova), lanciandola nello spazio. La parte che non è esplosa collassa per gravità, e così raggiunge una densità enorme: elettroni e protoni si fondono per originare una stella compatta di neutroni.

- se la massa della stella è decine di volte maggiore di quella del Sole dopo la fase di supernova il collasso gravitazionale è incontrastato: la contrazione prosegue, la densità aumenta e si forma un corpo sempre più piccolo circondato da un intensissimo campo gravitazionale, nel quale tutto ciò che passa viene attirato. Questo è il buco nero, nel quale le leggi dell'universo che conosciamo non esistono.

Le reazioni termonucleari che avvengono nelle stelle non producono solo energia, ma anche nuovi elementi (H He C Fe (che si produce a temperature molto alte, se la massa della stella è maggiore di quella del Sole)). A temperature altissime (derivanti dall'esplosione delle supernove) si formano elementi più pesanti del Fe, e vengono subito dispersi nello spazio a causa dell'esplosione, mescolandosi con la materia interstellare. Lo stesso effetto si ottiene dall'esplosione delle novae e dalla dispersione delle nebulose planetarie. Dato che la materia interstellare può agglomerarsi e formare una nebulosa, se da questa nebulosa nasce una stella gli atomi di materia presenti entrano a fare parte del nuovo astro. Quindi il Sole, come la Terra, che sono nati insieme, sono fatti di polvere di stelle.

Le stelle visibili senza grandi strumenti fanno parte della nostra galassia, quell'insieme di corpi celesti circondato da un vastissimo spazio vuoto, che comprende il Sole (e il suo sistema planetario), le 6000 stelle visibili ad occhio nudo, la Via Lattea e gli ammassi stellari, gruppi di stelle relativamente vicini tra loro che si muovono tutte insieme (aperti con le stelle distribuite in modo irregolare o globulari con le stelle che disegnano una sfera). La galassia ha la forma di un disco centrale da cui si dipartono lunghi bracci a spirale (diametro 100 000 anni luce), e comprende oltre 100 miliardi di stelle. Gran parte degli ammassi si trova al di fuori del disco centrale e forma, con la sua distribuzione, una specie di nuvola sferica molto rarefatta chiamata alone galattico, nel quale non vi sono polveri (non vi si possono formare stelle).

Alcune visibili macchie di luce visibili a occhio nudo sono al di fuori della nostra galassia, e sono altre galassie di varia forma: ellittiche, a spirale, spirale barrata, globulari (stelle più fitte al centro), irregolari, peculiari (un ponte di materia interstellare le collega).

La distanza media tra due galassie è circa 2,5milini di a.l., anche se le galassie tendono ad unirsi in gruppi, detti ammassi galattici (la Via Lattea è nell'ammasso della Vergine). Tali ammassi sono circondati da spazi vuoti e le galassie che li compongono sono legate gravitazionalmente tra loro. Ci sono poi superammassi di galassie che comprendono numerosi ammassi. Gli ammassi, però, sembrano essere distribuiti lungo linee che delimitano regioni di spazio vuoto.

Dallo spazio arrivano onde radio, alcune emesse da supernovae, altre da galassie molto lontane, che emettono getti di materia a seguito di grandi esplosioni. Altri segnali fortissimi arrivano da corpi (di apparenza stellare) al di là delle galassie più lontane, detti quasar. Dai dati che arrivano, il quasar è 1000 miliardi di volte più luminoso del Sole, ma è un corpo molto più piccolo di una galassia. Ma le reazioni nucleari delle stelle non bastano per l'energia prodotta dal quasar, che forse è energia gravitazionale dovuta a un collasso su grande scala, come per i buchi neri.

Ci sono diverse ipotesi sull'origine e l'espansione dell'universo:

- legge di Hubble e l'espansione dell'universo: più un oggetto è lontano, più è antico l'aspetto che ne osserviamo, dato che le radiazioni che ce lo rivelano hanno velocità finita. Il quasar che noi osserviamo, è quello che era 10 miliardi di anni fa, e sicuramente oggi sarà molto diverso. Hubble scoprì attraverso gli spettri di alcune galassie, uno spostamento verso il rosso (effetto Doppler): le galassie si stanno allontanando alla velocità di migliaia di km/s. La legge di Hubble, fatta in base a dati sperimentali, prevede che le galassie si stanno allontanando con velocità tanto più alta tanto quanto più sono lontane (v/d=H). Se lo spostamento del quasar è dovuto all'effetto Doppler, essi si muovono al 90% della velocità della luce. Questo è spiegabile ammettendo che l'universo è in espansione, e che quindi ogni oggetto si allontana dall'altro per il dilatarsi dello spazio. Conoscendo la velocità di allontanamento si può conoscere la sua distanza.

- l'universo stazionario: la fisica propone un principio cosmologico in base al quale l'universo dovrebbe essere immutabile e uniforme. Su tale principio si basa la teoria dell'universo stazionario: il reciproco allontanamento delle galassie (< densità media dell'universo) deve essere compensato da una continua creazione nello spazio di materia, la cui aggregazione formerebbe nuove galassie in sostituzione di quelle ormai lontane. Però no si ha conferma sulla formazione di nuova materia, e l'osservazione dei quasar (quindi l'osservazione del passato) indicherebbe una densità maggiore in epoche più antiche.

- il big bang e l'universo inflazionarlo: questa teoria descrive un universo in continua evoluzione a partire da uno stato primordiale caldo e denso, attraverso un iniziale big bang. All'inizio (15 miliardi d anni fa) l'universo era più piccolo di un atomo ma con una densità infinita e una temperatura di svariati miliardi di gradi, che in un determinato istante si è squarciato con un'esplosione immane. Lo spazio esterno all'atomo si è generato con l'esplosione. Dopo questo scoppio c'è stata una fase brevissima in cui il volume si è moltiplicato miliardi di volte, e la temperatura ha raggiunto quasi lo 0 assoluto, per via di un comportamento anomalo delle forze fondamentali. Poi l'universo è tornato a espandersi lentamente liberando grandi quantità di calore. A 3 minuti dall'inizio, con la temperatura a 10⁹ K, si formarono i primi nuclei atomici (universo= nube di radiazioni e gas ionizzati), e quando la temperatura scese a 3000 K (300 mila anni dopo) gli elettroni furono catturati dai nuclei e si formò un gas neutro (H e He). Si separarono così materia e radiazione, e la luce poté viaggiare liberamente nello spazio. La radiazione emessa dalla sfera di fuoco (fino ai 300 000 anni) si irraggiava in ogni direzione, e ai giorni d'oggi 2 studiosi hanno rilevato questa radiazione, che è quindi l'eco del big bang. Ci sono minuscole variazioni in questa radiazione di fondo, e sono interpretate come disuniformità nella distribuzione della materia dell'universo, dalla quale ha tratto origine l'attuale distribuzione delle galassie, alla periferia di bolle. Dopo il primo miliardo di anni la temperatura dell'universo è quella delle stelle, quando l'idrogeno è più denso condensa in enormi masse, e cominciano a lampeggiare le esplosioni dei quasar. Si fanno poi più comuni le galassie a spirale, formate da miliardi di stelle in evoluzione, dalle cui esplosioni si formano gli elementi chimici più pesanti che si uniscono ad agli elementi delle nebulose per formare altre stelle. Per il futuro si pensa che se il valore di densità fosse quello critico il processo espansionistico rallenti tendendo a 0, senza mai raggiungerlo. Fino ad ora si è giunti al 10% del valore critico, e si pensa che il restante sia dovuto ai neutrini (grande energia e velocità, ma piccola massa). Se la densità è minore del valore critico le stelle esauriranno i loro combustibili e le galassie diventeranno sistemi di corpi freddi e morti. Solo i buchi neri continueranno ad accrescersi, rimanendo le uniche concentrazioni di massa tra 10⁶⁰ anni. Ma sembra che pure loro emettano radiazioni, quindi non ci saranno più tra 10¹⁰⁰ anni. Se invece la densità è superiore a quella critica il processo di espansione diventerà di contrazione (> forza di gravità), le stelle si riaccenderebbero, gli elementi si trasformerebbero in energia e tutto tornerebbe allo stato primordiale.

Il nostro sistema solare è un insieme di corpi diversi tra loro per natura e dimensioni ma accomunati dall'origine e costretti a muoversi in uno spazio ben definito, governato dalla forza gravitazionale del Sole. Esso comprende una stella (che occupa il 99.85 % della massa del sistema), i suoi 9 pianeti, almeno 63 satelliti principali, anelli di materiali in frammenti, che ruotano attorno ai pianeti, asteroidi, concentrati in una fascia che circonda il Sole, frammenti di varia origine o natura (meteore e meteoriti) e masse ghiacciate che si muovono alle estremità del sistema solare e che occasionalmente o periodicamente si avvicinano al Sole (comete). La materia tre questi corpi è la materia interplanetaria: pulviscolo (micrometeoriti), gas  e frammenti subatomici (e^- e p⁺).

Il Sole ha raggio medio 109 volte quello della Terra, volume 1,3x10⁶ volte quello della Terra, densità vicina a quella dell'acqua e accelerazione di gravità 28 volte superiore a quella terrestre. Esso ruota su sé stesso in 25 giorni all'equatore e 30 ai poli (la parte dei poli non è rigida ma si comporta come un fluido), ed è una potentissima fonte di energia, che viene irradiata in tutte le direzioni dello spazio. È possibile suddividere la struttura del Sole in involucri concentrici, anche se, essendo tutti gassosi, non esistono limiti netti:

- l'interno: nel cuore del Sole è in funzione un reattore nucleare a fusione mantenuto stabile dalla forza di gravità (essa è così elevata che contiene le reazioni dovute all'enorme temperatura (15 milioni di gradi). Si individua un nucleo, dove viene prodotta l'energia, in cui aumenta continuamente l'He a spese dell'H. Questa energia viene irradiata alla zona appena più esterna (zona radiativa), nella quale gli atomi dei gas assorbono ed emettono energia ma non riescono, per la temperatura bassa, ad innescare reazioni. A profondità minori, causa la poca pressione, i gas diventano meno stabili e si innescano moti convettivi (la materia sale e scende attraverso moti ciclici per differenti temperature), e il trasporto di energia avviene per convezione (zona convettiva).

Da 5 miliardi di anni  l'H si trasforma in He, ma ce ne vorranno altri 5 miliardi affinché si esaurisca, diventando una gigante rossa.

- la superficie visibile: dopo milioni di anni le particelle prodotte dal nucleo raggiungono la superficie di materia e diventano visibili come fotosfera, cioè l'involucro che irradia quasi tutta la luce solare. Il colore della stella è dovuto alla sua temperatura superficiale (5785 K giallo). Sulla superficie ci sono dei granuli brillanti che evidenziano la parte sommatale dei moti convettivi, e delle macchie, dovute a un calo di 1500 gradi della temperatura in quella zona.

- cromosfera e corona: la cromosfera è un involucro di gas trasparenti che avvolge la fotosfera. È visibile durante le eclissi di Sole, e il suo bordo è sfrangiato in numerose punte luminose dette spicole. La corona è la parte più esterna del Sole ed è formata da gas ionizzati, sempre più rarefatti mano a mano che ci si allontana dal centro. Anch'essa si può osservare solo durante un'eclissi totale di Sole. Le particelle ionizzate, nella parte più esterna, battono la forza di gravità e si disperdono nello spazio come vento solare.

Alcuni aspetti vistosi dell'attività del Sole sono rappresentati dalle macchie, altri sono:

- protuberanze: grandi nubi di H che si innalzano nella cromosfera e penetrano nella corona (hanno temperatura intermedia tra la cromosfera e la corona), hanno forma di immense fiammate, vortici, archi giganteschi.

brillamenti: violentissime esplosioni di energia, lampi di luce intensissimi associati a scariche elettriche. Compaiono in prossimità di grandi gruppi di macchie per poi estinguersi. La temperatura raggiunge milioni di gradi e viene liberata un'enorme quantità di energia con un ampia gamma di radiazioni, che rinforzano la radiazione stazionaria del Sole. Con essi vengono emessi p⁺ e e^-.

Nella vita della nostra stella si alternano periodi di Sole calmo (radiazione stazionaria legata alla temeratura dl Sole, con un vento solare che è la normale perdita di particelle elettricamente cariche), a periodi nel corso dei quali alla radiazione stazionaria si sovrappongono radiazioni ondulatorie (collegate alla comparsa di macchie e brillamenti) e radiazioni corpuscolari (particelle emesse dai brillamenti, che comportano le aurore ai poli terrestri). Tutti i fenomeni che caratterizzano il Sole risultano collegati ai cicli delle macchie solari (11 anni), che a loro volta sembrano condizionate dal campo magnetico solare.

L'interno del Sole è costituito al 98% da H e He allo stato di plasma (miscela di elettroni liberi e nuclei atomici), presenti in quantità uguali. Gli strati più esterni del Sole, sono costituiti all' 85% da H e al 15% da He. La scoperta nel Sole di elementi più pesanti dell'He, la cui formazione può avvenire per reazioni nucleari a temperature più alte di quella solare, fa pensare che la nostra stella sia fatta da materia riciclata (non è stata prodotta nel Sole).

Il Sole è una gigantesca sfera di gas ad elevate temperature, nel nucleo della quale sono in atto reazioni termonucleari che formano una grande quantità di energia. Questa si propaga prima per radiazione, poi per convezione fino alla superficie, per irradiarsi infine nello spazio sia come radiazione ondulatoria che come flusso di particelle ionizzate (vento solare). La parte più esterna del Sole  è caratterizzata da una violenta attività (macchie, protuberanze, brillamenti), dovuta all'iterazione tra moti dei gas e campo magnetico solare.

Struttura e dimensioni del Sole sono il risultato di un delicato equilibrio tra la tendenza all'esplosione per le radiazioni termonucleari e la pressione antagonista della forza di gravità, e sono state condizionate dalla massa di materia iniziale da cui la stella ha tratto origine

Il Sole è il centro del sistema solare: la sua forza di attrazione tiene vincolati in una modesta regione di spazio numerosi altri corpi, verso i quali irradia un continuo flusso di energia. Questi corpi sono differenti dal Sole per aspetto, dimensioni e natura: gli involucri gassosi sono accompagnati o sostituiti da involucri liquidi e solidi, e H e He sono molto meno abbondanti.

Ogni pianeta e satellite ha caratteristiche e aspetti diversi, che suggeriscono storie evolutive differenti anche se inserite nelle vicende comuni della nascita ed evoluzione del sistema solare.

I pianeti visibili ad occhio nudo si distinguono dalle stelle perché cambiano sensibilmente e con regolare periodicità la loro posizione nella vola celeste rispetto agli altri corpi. Il primo a riconoscere che i pianeti ruotano attorno al Sole fu Copernico, ma fu Keplero ad affermare che le orbite che essicompiono intorno alla stella sono ellittiche e non circolari, di cui il Sole occupa uno dei due fuochi. Il moto dei pianeti è regolato dalle 3 leggi di Keplero:

1) i pianeti descrivono orbite ellittiche, quasi complanari, di cui il Sole occupa uno dei due fuochi;

2) il raggio che unisce il centro di un pianeta a quello del Sole descrive superici con aree uguali in tempi uguali. Un pianeta si muove più velocemente quando è più vicino al Sole;

3) i quadrati dei tempi che i pianeti impiegano a percorrere le loro orbite sono proporzionali ai cubi delle loro distanze medie dal Sole.

Fu Newton a intuire l'esistenza di una forza di attrazione tra i corpi e a descriverne gli effetti attraverso la legge della gravitazione universale: a causa della forza di gravità ogni corpo celeste viene attratto (e attrae a sua volta) dalle masse circostanti. Un pianeta riceve perciò una forte attrazione da parte del Sole, relativamente vicino e dotato di grande massa. Tale forza impedisce ai pianeti di muoversi in linea retta e a velocità costante, e lo costringono a una continua ricaduta verso il Sole, il cui risultato è l'orbita ellittica.

I pianeti del sistema solare sono molto diversi tra loro come natura, grandezza e distanza dal Sole. Una della principali conseguenze della distanza dal Sole è la quantità di energia per unità di superficie che raggiunge i singoli pianeti e che ne condiziona la temperatura superficiale. Si passa così dalla superficie infuocata di Mercurio (400° C) a quella di gas congelati di Plutone (-200° C).

Oltre alle temperature anche le masse tra loro differenti hanno condizionato l'evoluzione dei singoli pianeti: ci sono due famiglie:

- pianeti piccoli (Mercurio, Venere, Terra, Marte): piccole sfere di rocce e metalli che orbitano vicino al Sole;

- pianeti giganti (Giove, Saturno, Uranio, Nettuno): formati in prevalenza da H e He, con quantità variabili di ghiacci e materiale roccioso.

Plutone non rientra in queste distinzioni.

La differenza più evidente tra le due famiglie sta nelle dimensioni, altra caratteristica che accentua la differenza tra i due gruppi è la densità (quella dei pianeti terrestri è molto maggiore), che dipende dalla natura dei materiali che costituiscono i pianeti: gas (soprattutto H e He), sostanze rocciose (silicati e ferro metallico) e ghiacci (CH₄, H₂O, CO₂). Inoltre i pianeti terrestri hanno atmosfere tenui o ne sono privi, mentre i gioviani hanno atmosfere molto dense. Questa è una conseguenza della massa e della distanza dal Sole: la grande massa dei pianeti gioviani trattiene più facilmente le molecole dei gas, le quali (per le basse temperature (per la distanza dal Sole)) non raggiungono alte velocità come quelle sui pianeti terrestri; così questi riescono a trattenere soltanto le molecole più pesanti. Infine i pianeti terrestri hanno pochi o nessun satellite, mentre quelli gioviani ne hanno numerosi, oltre a strutture particolari come gli anelli.

Pianeti e satelliti non sono gli unici componenti del sistema solare, ma ci sono innumerevoli altri corpi minori strettamente legati tra loro per l'origine e l'evoluzione, i quali si possono suddividere, per l'aspetto con cui ci si rivelano, in:

- asteroidi: localizzati in gran parte lungo la fascia degli asteroidi (tra Marte e Giove). Hanno dimensioni medie di decine di Km, la loro superficie è segnata da numerosi crateri da impatto. Oltre a quelli nella fascia degli asteroidi ce ne sono alcuni, Troiani, che ruotano con stabilità attorno all'orbita di Giove.

L'origine degli asteroidi si crede che sia planetesimale (graduale aggregazione di corpi minori), come quella degli altri pianeti. Tale aggregazione, però, sarebbe stata interrotta nella fascia degli asteroidi per via delle perturbazioni gravitazionali provocate da Giove. Il materiale degli asteroidi è quindi ciò che di più simile ci sia al materiale originario del sistema solare.

Gli asteroidi sono imparentati anche con le comete:uno di essi, con l'orbita estesa oltre Urano, ha cominciato a manifestare segli di attività cometaria (espulsione di gas) avvicinandosi al Sole.

- meteoroidi: innumerevoli frammenti di materiale extraterrestre sparsi nel sistema solare in orbita attorno al Sole, troppo piccoli per essere chiamati asteroidi o comete. Quando un meteorite si avvicina l'orbita della Terra può essere attratto e attraversare l'atmosfera: se il corpo è abbastanza grande da non venire consumato del tutto per attrito si parla di metorite, in caso contrario di meteora (stella cadente).

A intervalli regolari si hanno sciami di meteore, e ciò avviene quando la Terra attraversa il pulviscolo disseminato da una cometa pungola sua orbita.

Esistono poi micrometeoriti, cioè particelle piccolissime che possono attraversare l'atmosfera senza venir bruciate.

Le meteoriti maggiori raggiungono la superficie con impatti violentissimi, che producono nel suolo una cavità semisferica che prende il nome di cratere da impatto. La maggior parte di esse proviene dalla fascia degli asteroidi, dove continue collisioni scagliano numerosi frammenti in ogni direzione.

In base alla composizione mineralogica le meteoriti si dividono in

- lititi: simili a rocce, comprendono le condriti, derivate dal rapido raffreddamento di gocce fuse della nebulosa da cui è nato il sistema solare, hanno 4.5 miliardi di anni (come il sistema) e non mostrano segni di trasformazione materiale da cui si è originato il sistema solare;

- sideriti: metalliche (ferro in lega con nichel), probabilmente derivate da asteroidi completamente frantumati (sono metalliche come il nucleo) o da qualche collisione;

- sideroliti: materiale roccioso e metallico

- comete: formate da gas e vapori congelati, misti a piccoli frammenti di rocce e metalli. Si muovono lungo orbite molto allungate, e quando si avvicinano al Sole, le radiazioni fanno subliminale i gas congelati, che trascinano con sé le polveri imprigionate nei ghiacci. Attorno ad un nucleo si forma un alone rarefatto e luminoso, la chioma, le cui dimensioni sono prossime a quelle di Giove. In quasi tutte le comete si sviluppa la coda, provocato dal pulviscolo spinto dalla luce solare in direzione radiale.

Ad ogni passaggio attorno al Sole, una cometa perde una parte di massa, e col tempo diventa meno luminosa, fino ad estinguersi. Dal nucleo parte anche una seconda coda (azzurra) formata da gas ionizzati che vengono incanalati e trascinati via dal campo magnetico solare.

Lungo la loro orbita le comete lasciano una lunga scia di pulviscolo.

Ci sono comete a lungo periodo (> 200anni), e Oort ipotizzò che tali corpi siano distribuiti nello spazio a formare una specie di alone sferico intorno al Sole e ai pianeti: la nube di Oort. Questi corpi si muovono su orbite lontanissime dal Sole, ma quando passano vicino a una stella, per la piccola forza di gravità, il loro moto viene perturbato e così si avvicinano al Sole o partono verso lo spazio interstellare.

Le comete a breve periodo, invece, provengono dalla parte più interna della nube, la fascia di Kuiper. I corpi che la disegnano ruotano in prossimità del medesimo piano ideale su cui si muovono le orbite dei pianeti.

Si ritiene che le comete si siano formate nella fascia tra Giove e Nettuno, che li avrebbero scagliati verso la periferia del sistema solare.

Le comete possono entrare in collisione con un pianeta, ed è così che la Terra ha acquistato le sue riserve. Inoltre le polveri cometarie sono ricche di composti organici.

Visto dall'esterno l'universo ci appare come uno spazio sferico percorso da miliardi e miliardi di corpi, in massima parte minuscoli granuli di polvere, pochi altri grandi come pianeti, tenuti insieme da forze gravitazionali e costretti a ruotare intorno al centro della sfera, dove è concentrata quasi tutta la massa del sistema, che alimenta la fornace nucleare del Sole. Intorno ad esso ruotano i pianeti con i loro cortei di satelliti e anelli e con uno stuolo di asteroidi: tutti si muovono in pratica su un piano. Oltre all'ultimo pianeta inizia la fascia di Kuiper, con miliardi di nuclei ghiacciati, e poi si passa gradualmente alla sfera della nube di Oort, dove miliardi di nuclei ghiacciati costituiscono un'enorme riserva di elementi volatili, che essi lentamente restituiscono al sistema planetario tornandovi sotto forma di comete.

Tutti i frammenti cosmici che sono giunti in nostro possesso hanno dato un'età massima di 4.6 miliardi di anni, e quindi il sistema solare andrebbe collocato 10 miliardi di anni dopo il big bang.

Nascita del sistema solare: fino a poco tempo prima di 4.6 miliardi di anni fa nella regione di spazio che ora occupa il sistema solare doveva esserci una grande nebulosa (una fredda e rarefatta nube di gas e polveri finissime). La composizione chimica di tale nebulosa doveva comprendere H, He e una certa quantità di tutti gli altri elementi che oggi ritroviamo. A causa di reazioni nucleari avvenute in stelle più antiche del Sole, parte dei loro resti si sono via via aggiunti alla composizione originaria della nebulosa, che continuò ad arricchirsi di elementi pesanti fino a quando una causa sconosciuta e perturbò la struttura, costringendo una vasta porzione della nube a collassate su sé stessa in un vortice gigantesco. Nella progressiva rotazione la nube, a causa della velocità di rotazione, assunse una forma di disco appiattito.

All'interno del disco, ripetute collisioni tra granuli di ghiacci e polveri portarono all'aggregazione di corpi via via maggiori.

Il riscaldamento progressivo del proto-Sole (al centro del disco) impedì l'accumulo di ghiacci nei corpi più vicini: i pianeti interni si crebbero soprattutto per l'aggregazione di rocce e metalli; invece a distanze maggiori quantità sempre maggiori di ghiacci si aggiunsero ai materiali rocciosi. Giove e Saturno raggiunsero una massa critica capace di catturare e trattenere giganteschi involucri di gas.

Con l'aumento della massa e del proprio campo gravitazionale, i singoli pianeti ripulirono ognuno un ampio corridoio di spazio lungo la loro orbita; la maggior parte delle polveri e dei gas finì però per andare ad accrescere la massa del proto-Sole, nel cui interno la continua contrazione fece crescere la temperatura fino al punto di innescare le prime reazioni nucleari, con le quali nacque la nuova stella. Alla sua accensione, il Sole emise una gigantesca esplosione di energia, durante la quale un vento stellare spazzò nello spazio interstellare i gas e le polveri residue, insieme a parte della massa del Sole.

I pianeti erano ormai formati, e le migliaia di frammenti che oggi formano la fascia degli asteroidi sarebbero un pianeta mancato, a causa del campo gravitazionale di Giove. Giove, inoltre, costrinse numerosi asteroidi  a seguire orbite che li portavano all'interno del sistema, provocando un bombardamento cosmico, che formò i crateri di impatto. Al bombardamento parteciparono pure le comete, che riportarono sui pianeti interni l'acqua, che era stata soffiata via dal vento solare quando ancora i pianeti si stavano aggregando. E così iniziò l'evoluzione dei singoli pianeti: quelli interni, a causa del calore generato dagli impatti con gli asteroidi e per quello liberato dal decadimento dei materiali radioattivi arrivarono ad una fusione quasi totale, e gli elementi più pesanti sprofondarono verso il centro dove formarono nuclei metallici.

Nella fase di fusione e riscaldamento si liberarono anche grandi quantità di materiali gassosi e di vapori, che si unirono a quelli liberati dagli impatti con le comete.

Le atmosfere dei pianeti più interni sostituirono in modo decisivo i componenti più leggeri della nebulosa, che i proto-pianeti avevano raccolto e che il vento solare aveva spazzato via. Queste atmosfere, però, non saranno quelle definitive.

A causa delle distanze dal Sole, Giove e Saturno ebbero un'evoluzione differente: le loro masse raccolsero quantità maggiori di ghiacci e aumentarono così fino a poter trattenere gli elementi più leggeri. Evoluzione analoga ebbero anche Uranio e Nettuno, anche se per le loro dimensioni trattennero meno He.

Su Plutone si è formato un involucro di ammoniaca e metano solidi, ma a causa della massa molto ridotta non si è conservata traccia di atmosfera.

Anche la schiera dei satelliti sembra aver seguito l'evoluzione di pianeti a cui sono legati. Tale processo deve essersi verificato per aggregazione di materiali costretti a ruotare, dalla forza di attrazione, intorno a corpi cresciuti più rapidamente.

Lontano dal Sole, dove il vento solare aveva spinto i materiali meno densi, insieme ai pianeti giganti si andavano aggregando nello spazio miliardi di nuclei ghiacciati. La forza dei pianeti giganti influenza la rotta di quei nuclei, attirandone alcuni e scagliandone altri verso l'esterno, dove si accrebbe via via la fascia di Kuiper e la nube di Oort.

La Terra

I primi a pensare alla possibile forma della Terra furono i greci, che conclusero che essa ha una forma piana e poco estesa, simile ad un gran disco circondato dall'oceano e limitato superiormente dalla cupola del firmamento. Il prima a suggerire una forma sferica per il nostro pianeta fu Pitagora.

L'area che riusciamo ad abbracciare con lo sguardo è sempre limitata da una linea grossolanamente circolare, detto orizzonte sensibile, lungo la quale sembra che la volta celeste si congiunga col mare.

La sfericità del nostro pianeta è ormai documentata da fotografie eseguite da sonde spaziali. Quando si parla di sfericità della Terra non si tengono conto delle irregolarità della superficie come le montagne.

Se la Terra fosse omogenea e immobile essa avrebbe la forma di una sfera perfetta, ma non è omogenea ed è dotata di un moto di rotazione attorno a sé stessa che produce una accelerazione centrifuga, la quale ha progressivamente deformato la Terra schiacciandola ai poli e rigonfiandola sull'equatore. La forma che si ottiene è quella di un'elissoide di rotazione, ovvero la forma di un'ellisse che si muove attorno al suo asse minore. Però il nostro pianeta non ha proprio la forma di un'elissoide di rotazione, e lo si capisce dall'accelerazione di gravità, che non è uguale in tutti i punti della superficie, quindi la superficie della Terra presenta curvature diverse.

La forma non è quindi quella di un solido geometrico e non può essere definita matematicamente: è una forma del tutto propria e particolare. Si è così pensato di identificare la forma del nostro pianeta con un solido la cui superficie è perpendicolare in ogni suo punto alla direzione del pendolo a piombo: il geoide. La superficie del geoide è equipotenziale, in tutti i suoi punti l'accelerazione di gravità non è uguale, ma è uguale il lavoro necessario per portare un oggetto da questa superficie a distanza infinita.

La conoscenza della forma precisa e delle esatte dimensioni della Terra, di cui si occupa la Geodesia, è necessaria per la costruzione delle carte geografiche e per l'esecuzione delle grandi opere infrastrutturali.

Numerosi sono stati fin dall'antichità i tentativi eseguiti per determinare le dimensioni del nostro pianeta. Il più vicino a scoprire le dimensioni del meridiano terrestre fu Eratostene, che si basò sulla distanza tra le città di Alessandria e Siene.

Lo schiacciamento polare della Terra era stato messo in evidenza da Richer attraverso lo studio del moto del pendolo: un pendolo regolato a Parigi sul secondo, in una locazione più vicina all'equatore presentava oscillazioni più lente. Questo perché il periodo di oscillazione di un pendolo è inversamente proporzionale all'accelerazione di gravità, e quindi la forza di gravità all'equatore diminuiva, in quanto si trova più lontano dal centro della Terra rispetto ai poli, e ciò è confermato dalla legge di Newton.

Le dimensioni della Terra costituiscono la base del Sistema metrico decimale, fissato nel 17893 dall'Accademia delle scienze di Parigi. Questa ha decretato, dopo aver fatto misurare il meridiano terrestre, come unità di misura il metro, ovvero la 40milionesima parte del meridiano terrestre.

I vari meridiani non sono perfettamente uguali tra loro e la lunghezza di un meridiano nel tempo non si mantiene costante a causa dei continui cambiamenti alla forma della Terra. Più recentemente si è definito il metro come la distanza percorsa dalla luce nel vuoto in 1/300 000 secondi.

Considerando la sfera terrestre è possibile tracciare 2 serie di linee per risolvere alcuni problemi geografici, come localizzare gli oggetti che si trovano sulla Terra. Con lo stesso criterio, se si considera la sfera celeste, è possibile pensare ad un insieme di linee a cui riferire la posizione dei vari corpi nell'universo.

Immaginando un piano perpendicolare all'asse terrestre che passi per il centro del pianeta, esso divide la sfera in due emisferi (boreale al nord e australe a sud) e determina sulla superficie sferica una circonferenza massima equidistante dai poli: l'equatore. I circoli che intersecano altri piani perpendicolari all'asse terrestre e la superficie della sfera, si chiamano paralleli; i circoli massimi passanti per i poli si chiamano meridiani. Essendo linee immaginarie, paralleli e meridiani sono in un numero infinito. Si prendono in considerazione quelli tracciati a un grado di distanza l'uno dall'altro: avremo così 360 meridiani e 180 paralleli.

La rete dei meridiani e dei paralleli tracciabili sulla sfera celeste si chiama reticolato geografico. Esso ci consente di determinare la posizione assoluta di un punto sulla superficie della Terra. Bisogna così definire le coordinate geografiche:

- latitudine (ordinata): distanza angolare di un punto dall'equatore;

- longitudine (ascissa): distanza angolare di un punto da un meridiano di riferimento (Greenwich).

Queste coordinate vengono espresse in grado e funzioni di grado.

Per fissare la posizione assoluta delle stelle e degli altri corpi sulla sfera celeste si usano le coordinate celesti:

- declinazione celeste: distanza angolare tra l'astro e il piano dell'equatore;

- ascensione retta: distanza angolare dell'astro dal meridiano celeste di riferimento.

Se si considera che i vari corpi celesti non si trovano su una sfera, bisogna considerare anche la loro distanza dal nostro pianeta, come bisognerebbe conoscere anche l'altitudine di un oggetto sulla Terra.

Il nostro pianeta si muove in maniera complessa nello spazio, essendo dotato di diversi moti simultanei, che si effettuano con velocità e durate differenti.

Fondamentale è il moto di rotazione che la Terra compie attorno al proprio asse, da ovest a est (opposto all'apparente moto del Sole). La durata di questo evento è detta giorno sidereo: 23^h56^m4^s.

La velocità angolare di rotazione è identica in tutte le latitudini, fatta eccezione per i poli, dove è nulla. Questo perché ogni punto della Terra compie in un giorno 360°. La velocità lineare invece varia con la latitudine: maggiore all'equatore e diminuisce verso i poli, dove è nulla.

Fondamentale è anche il moto di rivoluzione, che la Terra compie con un orbita ellittica intorno al Sole in senso antiorario (guardandolo dall'alto). La distanza tra Terra e Sole varia a seconda che la Terra si trovi in perielio (più vicino al Sole, 152 milioni di km, primi di gennaio) o in afelio (più lontano, 147 milioni di km, primi di luglio), e quella media è di 150 milioni di km, circa.

L'orbita terrestre attorno al Sole è di un ellisse poco schiacciata, quasi una circonferenza, e viene percorsa a una velocità variabile (velocità media 29.8 km/s). L'effettiva durata della rivoluzione terrestre è di 365^g6^h9^m10^s.

Il sistema Terra-Sole si muove in realtà attorno ad un baricentro comune che si trova sulla linea che unisce i due astri. Ma è praticamente coincidente con il Sole, data l'attrazione dovuta alle 2 masse, e quella del Sole è molto maggiore di quella terrestre.

La Terra compie anche movimenti secondari in tempi molto lunghi, detti moti millenari, e sono principalmente perturbazioni di quelli principali: sono dovuti alla differente azione gravitazionale che Luna e Sole (in particolare) esercitano sul nostro pianeta e sulle sue varie parti.

Altri moti coinvolgono la Terra in quanto facente parte del sistema solare, della galassia e dell'universo: il moto di traslazione che la Terra esegue assieme agli altri corpi del sistema solare in direzione della costellazione di Ercole; la partecipazione al moto di regressione della galassia, cioè alla probabile espansione dell'universo.

I nostri sensi non possono avere percezione del moto di rotazione della Terra, ma ci sono numerose prove di questo movimento. Una di queste è l'apparente spostamento diurno dei corpi celesti da est a ovest. Dato che i vari corpi non sono fissati su una sfera ma si trovano a distanze diverse da noi, bisognerebbe ammettere se vogliamo che siano questi a girare intorno alla Terra, che essi abbiano velocità proporzionali all'asse terrestre, se no non li vedremmo muovere solidalmente. I corpi più lontani dovrebbero così avere velocità maggiori di quella della luce: impossibile. È quindi la Terra che ruota attorno al proprio asse. Inoltre tutti i pianeti mostrano un evidente moto assiale.

Alcune prove si possono osservare pure sulla Terra, come la caduta libera dei corpi: un corpo lasciato cadere dall'alto devia dalla verticale e cade spostato verso est moto rotatorio della Terra da ovest a est. Questo perché il corpo conserva la sua velocità lineare di partenza che è maggiore di quella d'arrivo.

Come ulteriori prove del moto di rotazione della Terra è possibile infine considerare qualsiasi altra conseguenza prevedibile di tale movimento. Una di queste conseguenze è lo schiacciamento polare, un'altra è la legge di Ferrel: un corpo qualsiasi che si muova liberamente sulla Terra viene deviato dalla sua direzione iniziale verso destra se si trova nell'emisfero boreale, verso sinistra se si trova in quello australe (ammenochè esso non si sposti su punti dello steso parallelo). Questo perché il corpo conserva la velocità lineare del punto di partenza, che però verso i poli diminuisce negli altri punti, e quindi sarà in anticipo. Lo spostamento è solo relativo (cioè che si sposta in realtà è la Terra), quindi la forza che lo provoca (Carolis)è apparente.

Altra conseguenza del moto di rotazione è l'alternarsi del dì e della notte. A causa della forma quasi sferica della Terra, i raggi solari illuminano solo la parte di superficie che è rivolta verso il Sole, lasciando l'altra parte oscurata. Dato che la Terra ruota su sé stessa si alternano periodi di illuminazione (dì) e di oscurità (notte). Il circolo di illuminazione è il circolo massimo che separa di continuo la superficie illuminata da quella oscura. Esso più che una linea è una fascia: il passaggio dal dì alla notte è graduale, a causa dell'atmosfera, i cui strati sono penetrati un po' prima del sorgere del Sole e un po' dopo il tramonto.

Esaminando il Sole rispetto a noi e alle stelle, sembra che esso si muova interno alla Terra da ponente a levante. Lo sfondo celeste che fa da scenario al Sole cambia da un giorno all'altro e sembra che il Sole percorra un circolo massimo chiamato eclittica. O ci muoviamo noi attorno al Sole o il Sole attorno a noi. Si può avvalorare la prima ipotesi indirettamente, notando che tutti gli altri pianeti si muovono attorno al Sole e la periodicità annua di gruppi di stelle cadenti. La prova diretta del moto orbitale della Terra fu data da Bradley con l'aberrazione della luce proveniente dagli astri: quando osserviamo una stella, la direzione secondo cui la vediamo non è quella effettiva ma è apparente, questo perché la luce della stella impiega un certo tempo a percorrere l'asse ottico del telescopio fino ad arrivare al nostro occhio, e intanto noi c spostiamo in un punto successivo dell'orbita terrestre.

Ci sono altre prove del moto di rivoluzione terrestre, ma bisogna tener conto di 2 fatti importanti:

- l'asse terrestre è inclinato di 66°33' rispetto al piano dell'orbita;

- l'asse terrestre si mantiene parallelo a sé stesso durante il tragitto dell'orbita della Terra attorno al sole.

Se l'asse fosse perpendicolare all'orbita, il circolo di illuminazione passerebbe per i poli, e così per tutto l'anno il dì e la notte avrebbero durata di 12 ore, senza l'alternarsi delle stagioni. Inoltre la quantità di luce e calore ricevuta dipenderebbe soltanto dalle inclinazioni dei raggi solari e quindi sarebbe minore più ci riavvicina ai poli, e sarebbe uniforme tutto l'anno.

Però questo fatto accade solo il 21 marzo e il 23 settembre, mentre negli altri giorni solo i punti sull'equatore hanno dì e notte sempre uguali. Il Sole sembra che giri attorno alla Terra percorrendo l'eclittica, inclinata di 23°27' rispetto all'equatore celeste. I punti in cui la traiettoria solare attraversa l'equatore celeste sono gli equinozi (21/3 e 23/9). Le massime elevazioni rispetto al piano equatoriale terrestre il Sole le raggiunge in due posizioni dette solstizi (21/6 e 22/12). In questi 2 giorni dell'anno i raggi solari risultano perpendicolari alternativamente a 2 paralleli che si trovano ad una latitudine di 23°27' nord e sud, e tangenti a 2 paralleli che distano 66°33': circolo polare artico e antartico.

Nel solstizio d'estate (quando il Sole è allo zenit sul tropico del Cancro), tutti i punti a nord dell'equatore restano per un tratto più lungo nella parte illuminata, quelli a sud nella parte oscura e i luoghi compresi tra il circolo polare artico e il polo nord rimangono sempre illuminati, mentre quelli tra il circolo polare antartico e il polo sud restano al buio. Nel solstizio d'inverno accade il contrario.

Sull'orbita terrestre, la linea che congiunge i punti in cui i raggi solari sono allo zenit rispetto all'equatore è detta linea degli equinozi, quella perpendicolare ad essa è la linea dei solstizi (Sole alla massima elevazione rispetto al piano equatoriale). Durante la rivoluzione si passa gradualmente dall'una all'altra queste situazioni, e siccome la quantità di calore ricevuta da ciascun punto della Terra dipende dalla sua posizione, si ha l'alternazione delle stagioni.

Le stagioni astronomiche non coincidono del tutto con quelle meteorologiche, cioè con il reale andamento del tempo meteorologico del clima, questo perché l'atmosfera immagazzina e cede calore con un certo ritardo. Si è così stabilito che le stagioni meteorologiche incominciano con il primo giorno del mese in cui cade l'equinozio o il solstizio.

Tropici e circoli polari sono importanti per le condizioni di illuminazione e inclinazione dei raggi solare nel corso dell'anno. Essi dividono la superficie terrestre in 5 parti:

- zona torrida: limitata dai 2 tropici;

- zona temperata boreale: compresa tra il tropico del cancro e il circolo polare artico;

- zona temperata australe: compresa tra il topico del capricorno e il circolo polare antartico;

- calotta polare artica: compresa tra il polo nord e il circolo polare artico;

- calotta polare antartica: compresa tra il circolo polare antartico e il polo sud.

L'azione gravitazionale degli altri corpi del sistema solare sulla Terra provocano variazioni nella posizione del nostro pianeta nello spazio, dando luogo a movimenti molto più lenti di quelli di rotazione o rivoluzione. La loro esistenza è provata da minuziosi studi astronomici ed è testimoniata dalla tracce glaciali che si rinvengono in luoghi della Terra dove oggi i ghiacciai non ci sono più. Questi si potevano estendere nel passato a causa di variazioni avvenute nell'insolazione della superficie terrestre.

La direzione dell'asse terrestre, se si considerano tempi molto lunghi, non rimane parallela a sé stessa nel corso della rivoluzione. Questo perché l'attrazione combinata Sole-Luna è più incisiva sul piano equatoriale rispetto alle altre parti della superficie terrestre, e questo sposta il piano equatoriale verso il piano dell'orbita terrestre. La rotazione della Terra, però, si oppone a questo movimento, tenendo costante la posizione dell'asse. La composizione di queste 2 forze fa descrivere all'asse terrestre 2 coni con vertice al centro dal pianeta. Questo moto doppi-conico è detto precessione luni-solare, avviene in senso opposto a quello della rotazione terrestre e con un periodo di 26000 anni.

Il fatto che le orbite della Terra e della Luna siano ellittiche fa variare continuamente la distanza tra Sole Terra e Luna, e così il moto di percezione viene perturbato periodicamente: nutazioni, che fanno compiere all'asse terrestre coni leggermente ondulati e non circolari. Ma a causa di questo cambio nella posizione dell'asse cambia il piano equatoriale e così gli equinozi e i solstizi anticipano tutti gli anni la loro posizione sull'eclittica. Per questo la precessione luni-solare è anche detta precessione degli equinozi (gli equinozi ogni anno sidereo arrivano 20 minuti prima).

In conseguenza a tale precessione col tempo cambia la posizione che il sole assume nei vari momenti dell'anno rispetto alle costellazioni dello zodiaco.

Anche gli altri pianeti del sistema solare  esercitano attrazione sulla Terra; tale attrazione agisce sull'orbita terrestre, determinando una rotazione dall'asse maggiore dell'orbita (spostamento linea degli apsidi) con un periodo di 117000 anni. Questo spostamento avviene in senso antiorario e quindi va in contro alla precessione luni-solare, riducendone il periodo a 26000 anni.

Un altro moto millenario dovuto all'iterazione gravitazionale degli altri pianeti, che modificano la forma dell'orbita terrestre oltre che la sua posizione, è la variazione dell'eccentricità dell'orbita: nel corso degli anni la linea degli apsidi si allunga e si restringe (da 16 a 1 milione di km).

Un altro movimento millenario consiste nel mutamento dell'inclinazione dell'asse terrestre, ossia nella variazione dell'angolo che l'asse di rotazione della Terra forma con la perpendicolare al piano dell'orbita. Varia da un massimo di 24°20' a un minimo di 21°15 (ora è 23°27').

Il metodo più usato per la determinazione della latitudine consiste nel misurare l'altezza di una stella sul piano dell'orizzonte del luogo considerato.

La determinazione della longitudine si esegue basandosi sull'apparente movimento diurno di una stella attorno al nostro pianeta. Dalla differenza che si ha tra l'ora locale (determinata col passaggio del Sole sul meridiano del luogo) e l'ora di Greenwich si può ricavare la longitudine del luogo in cui si trova l'osservatore: se l'ora locale è maggiore di quella di Greenwich vuol dire che nel luogo considerato il Sole è sorto prima che a Greenwich e quindi esso si trova ad est del meridiano fondamentale.

Dato che la superficie terrestre presenta rilievi e depressioni, per fissare esattamente la posizione di un punto sulla superficie terrestre è necessario conoscere, oltre latitudine e longitudine, anche l'altitudine, cioè la sua distanza verticale dal livello medio del mare. Questa quota può ottenersi mediante l'altimetro, o mediante la triangolazione.

Oggi si sta diffondendo un sistema per la rapida determinazione della posizione di punti sulla superficie: il sistema di posizionamento globale, il GPS.

Il tempo viene misurato, fin dall'antichità, in base al moto di rotazione della Terra: esso è l'orologio più naturale che abbiamo, e ci permette di fissare il giorno. Il moto di rivoluzione della Terra intorno al Sole, invece, ci permette di fissare come unità di misura l'anno.

A seconda che si faccia riferimento anche al moto di rivoluzione il giorno si divide in giorno sidereo e giorno solare, che sono di durata leggermente diversa.

La durata effettiva della rotazione terrestre è il giorno sidereo: 23^h56^m4^s, si ottiene vedendo quando una stella passa sopra a un meridiano in 2 giorni successivi.

Se invece si prende il Sole come riferimento, si ottiene un tempo leggermente maggiore, di circa 24^h: questo è il giorno solare.

Questa differenza sta nel fatto che oltre al moto di rotazione, la Terra ne compie anche uno di rivoluzione: per rivedere il Sole nella stessa direzione, dopo che la Terra ha fatto un giro completo intorno al proprio asse, deve compiere un supplemento di rotazione.

La durata del giorno sidereo è praticamente costante, quella del giorno solare è invece più variabile a causa della diversa velocità della Terra nel percorrere la sua orbita. Questa velocità è massima nel perielio e (giorno solare di poco maggiore di 2h ore) e minima nell'afelio (giorno solare poco minore di 24 ore).

Noi utilizziamo il giorno solare perché è il Sole che regola la nostra vita, e a causa della sua variabilità ci serviamo del giorno solare medio: 24 ore precise.

Anche per l'anno bisogna fare una distinzione a seconda di come si considera il movimento di rivoluzione.

Per anno sidereo si intende il periodo della rivoluzione terrestre: 365^g6^h9^m10^s, 2 ritorni consecutivi del sole nella stessa posizione tra le stelle.

L'anno solare è il tempo che intercorre tra 2 solstizi con lo stesso nome (passaggi successivi dal Sole allo zenit del tropico). Dura 365^g58^h48^m46^s.

La loro differenza è dovuta alla precessione degli equinozi.

Di solito ci si riferisce all'anno solare perché regola le stagioni, ma non è esattamente così nella pratica perché non è costituito, come si vede, da un numero intero di giorni. Si introduce così l'anno civile, sul quale si basano i calendari.

Per effetto della rotazione terrestre il Sole impiega un'ora per spostarsi di 15° di longitudine (4^m per grado). Per questo motivo ogni meridiano ha il suo proprio tempo vero. Tutti i punti che si trovano sullo steso meridiano hanno i mezzodì solare nel medesimo istante, mentre nei luoghi posti ad est di questi il sole è già passato, e in quelli ad ovest deve passare. L'ora locale non è però adatta a regolare i rapporti tra i vari paesi.

Per ovviare a questi problemi gli Stati decisero di adottare per tutto il loro territorio un'ora nazionale: l'ora locale della capitale. Però passando da uno Stato ad un altro si potevano avere differenze d'ore, minuti e secondi.

Filopanti inventò così un sistema che divide la superficie terrestre in 24 spicchi, detti fusi orari, limitati da meridiani distanti 15° di longitudine (1 ora tra l'uno e l'altro). Per tutti i luoghi situati entro un determinato fuso si assume come tempo civile quello che corrisponde al meridiano centrale del fuso. Il primo meridiano si estende per 7°30' ad est e 7°30 ovest dal meridiano di Greenwich. Il tempo universale è quello che passa da questo meridiano. Tutti i paesi situati ad est del meridiano di Greenwich sono in anticipo rispetto ad esso, quelli ad ovest in ritardo.

Come linea di cambiamento di data è stato scelto l'antimeridiano di Greenwich, perché corre prevalentemente sul pacifico, modificandone l'andamento in modo da passare sempre su zone marine o regioni disabitate. Nell'attraversare tale linea occorre ripetere la data del giorno in corso se si è diretti verso est, mentre spostare la data al giorno successivo se si è diretti verso ovest.

La Luna

La Luna è l'unico satellite naturale della Terra ed anche il più interno tra tutti i satelliti del sistema solare. È priva di luce propria, è costituita da materiale solido e ha massa pari a 1/81 di quella terrestre. Rapportando il valore di queste 2 masse si ottiene il numero più alto di tutto il sistema solare, e questo è uno dei motivi che può far considerare la Luna come un piccolo pianeta.

La forma lunare è pressoché sferica, caratteristica non comune a tutti i satelliti del sistema solare; il raggio della Luna è circa 1738 km, ¼ di quello terrestre; la sua densità è 3.3  g/cm³; l'accelerazione gravitazionale è 1/6 di quella terrestre, a causa della massa più piccola e delle minori dimensioni lunari.

Le osservazioni e le esplorazioni della Luna hanno dimostrato che essa non presenta atmosfera gassosa ne acque come quelle terrestri. Supponendo che la Luna abbia avuto un'atmosfera in epoche passate, è facile capire che ad alte temperature le particelle gassose raggiungevano velocemente la velocità di fuga, che era piccola a causa della poca forza di attrazione gravitazionale. La mancanza d'acqua si può spiegare allo stesso modo: quella presente sarebbe sottoposta a continua evaporazione, come sulla Terra, e quindi ogni molecola che evapora si disperderebbe nello spazio. L'acqua si potrebbe conservare allo stato solido solo in zone protette dall'insolazione.

A causa dell'assenza di atmosfera, sulla Luna si passa bruscamente dal dì alla notte; inoltre il suolo lunare trattiene solo poca parte dell'energia che arriva dal sole, e si passa così da 110°C a -150°C.

Il sistema Terra-Luna non si trova isolato nello spazio: oltre a girare attorno al Sole e a partecipare ai movimenti dell'universo, esso si muove subendo numerose perturbazioni a causa dell'attrazione gravitazionale degli altri astri. I principali movimenti simultanei della Luna sono:

- moto di rotazione: si compie attorno all'asse lunare da ovest verso est (come per la Terra). La velocità angolare media è 13° al giorno, così che la durata della rotazione è di 27^g7^h43^m12^s, come quella del moto di rivoluzione. Ed è per questo che la Luna rivolge alla Terra sempre la stessa faccia.

La rotazione lunare non è uniforme, perché la sua forma non è perfettamente sferica a causa dell' attrazione terrestre, che la fa rigonfiare nella zona equatoriale, e questo provoca delle oscillazioni nella rotazione dette librazioni.

- moto di rivoluzione: si effettua in senso antiorario lungo un orbita ellittica di cui la Terra occupa uno dei 2 fuochi. Il punto dell'orbita più vicino alla Terra è detto perigeo, quello più lontano apogeo. Il piano su cui giace l'orbita solare non coincide con quello dell'orbita terrestre, ma è inclinato rispetto a questo di 5°09'. L'orbita lunare interseca così quella terrestre in 2 punti detti nodi, e la linea che li interseca è detta linea dei nodi, ossia la linea di intersezione tra il piano dell'orbita terrestre e quella lunare.

La velocità con cui la Luna ruota attorno alla Terra è di circa 1 km/s ma è maggiore sull'perigeo e minore sul apogeo. Anche in questo caso la durata della rivoluzione ha 2 tempi diversi:

- mese sidereo: riferito a una stella della sfera celeste, dura 27^g7^h43^m12^s;

- mese sinodico: riferito all'allineamento Terra-Sole, dura 29^g12^h44^m3^s.

Il motivo di questa differenza sta nel fatto che quando la Luna ha completato una rivoluzione effettiva attorno alla Terra (siderea) si è anche spostata intorno al Sole, e per occupare di nuovo il punto di partenza (alienazione Terra-Luna-Sole) ci mette altri 2 giorni.

Esaminando gli spostamenti della Luna rispetto alla Terra si deve tenere conto delle reciproche influenze gravitazionale tra questi 2 corpi. Terra e Luna si muovono in realtà attorno allo stesso baricentro che, a causa della maggiore massa della Terra rispetto alla Luna, si trova all'interno della stessa Terra. Il fatto che questo baricentro non coincida esattamente col centro della Terra comporta il fenomeno delle maree, determinato sì dall'attrazione gravitazionale della Luna e del Sole, ma anche alla forza centrifuga connessa al moto di rivoluzione del sistema.

- moto di traslazione: la Luna si sposta anche attorno al Sole, nello stesso senso e con la stessa velocità angolare con cui la Terra compie il suo moto di rivoluzione. La traiettoria lunare riferita al Sole è un ovale deformata, che interseca la traiettoria della Terra 24 o 25 volte, detta epicicloide, che presenta la caratteristica non comune di rivolgere sempre la sua concavità verso il Sole.

Altri importanti moti lunari, però più lenti, sono perturbazioni dovute alla forza attrattiva del Sole:

- regressione della linea dei nodi: la linea dei nodi non rimane fissa nello spazio, ma ruota in senso orario con un periodo di 18,6 anni, comportando la nutazione dell'asse terrestre e la ciclicità delle eclissi.

- rotazione dell'asse maggiore dell'orbita lunare: la linea che congiunge apogeo con perigeo ruota in senso antiorario (come la linea tra afelio e perielio) compiendo un giro completo in 8,85 anni.

Altre perturbazioni sono dovute ai vari pianeti, le cui attrazioni gravitazionali agiscono sulla Luna non solo direttamente, ma anche indirettamente: fanno spostare la Terra e così il movimento della Luna.

Altri moti a cui la Luna è soggetta sono la rotazione della galassia e la sua recessione, ovvero l'espansione dell'universo.

Gli aspetti delle fasi lunari si ripetono con la stessa successione ogni mese sinodico; essi sono dovuti alle varie posizioni che la Luna assume nel corso della sua rivoluzione rispetto alla Terra e al Sole che la illumina.

Quando la Luna si trova in congiunzione (dalla stessa parte del Sole rispetto a noi) la faccia che ci rivolge non è illuminata Luna nuova; quando la Luna si trova in opposizione (dalla parte opposta) la faccia che ci rivolge è anche quella che rivolge al Sole Luna piena.

Altre 2 posizioni sono le quadrature, cioè quando Luna Terra e Sole occupano i vertici di un triangolo rettangolo (Terra angolo retto), e noi vediamo solo la metà della faccia rivolta verso di noi primo quarto e ultimo quarto.

Tra queste 4 combinazioni (separate da 7^g9^h11^m) vi sono tutte quelle possibili.

Dal novilunio al plenilunio la Luna sorge e tramonta dopo il Sole, ed il margine esterno della falce illuminata da a ovest. Dal plenilunio al novilunio successivo la Luna sorge e tramonta prima del Sole e la convessità dalle falce è rivolta verso est.

La luce cinerea che rischiara la Luna nei giorni di novilunio è il riflesso della luce del Sole che colpisce la Terra, che a sua volta torna indietro per riflessione.

Se nelle posizioni di sizigie Terra, Luna e Sole si trovassero sulla stessa retta, durante la fase di plenilunio il la Terra impedirebbe ai raggi solari di arrivare alla Luna eclissi lunare. Nella fase di novilunio, invece, sarebbe la Luna a impedire ai raggi solari di arrivare alla Terra eclissi solare. Ma i piani di rivoluzione non sono coincidenti, ma sono inclinati di 5°09', quindi l'allineamento Terra, Lune e Sole avviene solo lungo la linea dei nodi. Le eclissi si verificano perciò quando, oltre ad essere nella fase di plenilunio o novilunio, la Luna si trova su uno dei nodi ( eclissi totali) o nelle vicinanze ( eclissi parziali

Le eclissi di Luna possono essere totali anche quando essa passa nei dintorni di un nodo; infatti anche in questo caso il può succedere che essa passi entro il cono d'ombra della Terra.

Le eclissi lunari sono spesso totali e si osservano contemporaneamente da tutti i luoghi della Terra nei quali la Luna si trova al di sopra dell'orizzonte.

A causa delle grandi dimensioni del Sole e della limitata estensione del cono d'ombra lunare, le eclissi totali di Sole interessano zone piuttosto ristrette della superficie terrestre, ma sono però osservabili come eclissi parziali in tutte le altre zone della Terra investiti dalla penombra.

Le eclissi anulari di Sole si verificano quando la Luna è su uno dei nodi e contemporaneamente in apogeo: in queste condizioni il cono d'ombra della Luna non tocca la superficie terrestre, e quindi essa non occulta completamente il Sole, del quale si può vedere solo la parte periferica (anello).