Il cielo dei navigatori - Note 4 - Cronologia

Pasqua: /* Strabone */

2010-12-04T16:54:41Z

Strabone

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	= Strabone =		= Strabone =

-	Strabone (nato ad Amasia, Asia minore, nel 64/63 a.C. e morto ad Amasia nel 25 d.C.) apparteneva ad una famiglia di notevole ricchezza. Di formazione culturale greca, nel 44 a.C. si trasferì a Roma per studiare Geografia. In seguito viaggiò molto, visitò Creta, Corinto, e trascorse cinque anni ad Alessandria. Da questa città, lungo il Nilo, arrivò a Syene (l'attuale Assuan), raggiungendo poi i confini dell'Etiopia. Dei molti lavori che deve avere scritto ci è rimasta solo la "Geografia". Molto del materiale che vi troviamo raccolto deve essere stato attinto da fonti greche e solo in piccola parte è probabilmente frutto dell'esperienza di viaggio dello stesso Strabone. Per quello che possiamo leggere, Strabone ha scritto un eccellente trattato sull'Europa occidentale, sull'Asia Minore e sull'Egitto. La sua descrizione dell'Inghilterra si basa soprattutto su Giulio Cesare, perché non aveva molta stima di Pitea, che fu il primo a descrivere la parte settentrionale dell'Europa. Strabone ci parla anche dell'Africa, che però situava tutta a Nord dell'Equatore, e dell'Asia che era già nota fino alle coste occidentali dell'India e Ceylon. Sulla struttura generale del mondo (detto anche Ecumene), Strabone segue il geografo alessandrino Eratostene, secondo il quale le terre emerse si trovavano solo nell'emisfero Nord, mentre il resto della Terra era coperto da un grande Oceano. Le misure delle terre emerse sarebbero state di 7.000 miglia tra la Spagna e l'India e 3.000 lungo il meridiano di Rodi. È molto interessante notare che Strabone parla anche di fenomeni di sollevamento delle terre e, a conferma dell'ipotesi che tutte le terre emerse una volta erano sotto il mare, portava la presenza di conchiglie marine sulle montagne. Strabone raccomandava di rappresentare la Terra come una sfera di circa tre metri di diametro; su questa sfera le terre emerse avrebbero occupato una superficie minore di un quarto di quella della sfera. Partendo da questa constatazione, Strabone affermava che le terre emerse potevano essere disegnate anche su fogli di carta piani, senza distorcere in maniera significativa la forma delle coste. In termini moderni questo significa che Strabone consigliava di disegnare delle carte geografiche adottando una scala di 1 a 4 milioni, in cui cioè un centimetro corrispondeva a 40 chilometri. Strabone conosceva bene il concetto di latitudine e di longitudine e raccomandava di utilizzare le eclissi di Luna per determinare le longitudini dei luoghi.	+	Strabone (nato ad Amasia, Asia minore, nel 64/63 a.C. e morto ad Amasia nel 25 d.C.) apparteneva ad una famiglia di notevole ricchezza. Di formazione culturale greca, nel 44 a.C. si trasferì a Roma per studiare Geografia. In seguito viaggiò molto, visitò Creta, Corinto, e trascorse cinque anni ad Alessandria. Da questa città, lungo il Nilo, arrivò a Syene (l'attuale Assuan), raggiungendo poi i confini dell'Etiopia. Dei molti lavori che deve avere scritto ci è rimasta solo la "Geografia". Molto del materiale che vi troviamo raccolto deve essere stato attinto da fonti greche e solo in piccola parte è probabilmente frutto dell'esperienza di viaggio dello stesso Strabone.
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		+	Per quello che possiamo leggere, Strabone ha scritto un eccellente trattato sull'Europa occidentale, sull'Asia Minore e sull'Egitto. La sua descrizione dell'Inghilterra si basa soprattutto su Giulio Cesare, perché non aveva molta stima di [[Il_cielo_dei_navigatori_-_Note_4#Pitea.2C_esploratore_avventuroso_.28e_fantasioso.29_del_IV_secolo_a.C.\|'''Pitea''']], che fu il primo a descrivere la parte settentrionale dell'Europa. Strabone ci parla anche dell'Africa, che però situava tutta a Nord dell'Equatore, e dell'Asia che era già nota fino alle coste occidentali dell'India e Ceylon. Sulla struttura generale del mondo (detto anche Ecumene), Strabone segue il geografo alessandrino Eratostene, secondo il quale le terre emerse si trovavano solo nell'emisfero Nord, mentre il resto della Terra era coperto da un grande Oceano. Le misure delle terre emerse sarebbero state di 7.000 miglia tra la Spagna e l'India e 3.000 lungo il meridiano di Rodi.
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		+	È molto interessante notare che Strabone parla anche di fenomeni di sollevamento delle terre e, a conferma dell'ipotesi che tutte le terre emerse una volta erano sotto il mare, portava la presenza di conchiglie marine sulle montagne. Strabone raccomandava di rappresentare la Terra come una sfera di circa tre metri di diametro; su questa sfera le terre emerse avrebbero occupato una superficie minore di un quarto di quella della sfera. Partendo da questa constatazione, Strabone affermava che le terre emerse potevano essere disegnate anche su fogli di carta piani, senza distorcere in maniera significativa la forma delle coste. In termini moderni questo significa che Strabone consigliava di disegnare delle carte geografiche adottando una scala di 1 a 4 milioni, in cui cioè un centimetro corrispondeva a 40 chilometri. Strabone conosceva bene il concetto di [[Il_cielo_dei_navigatori_-_Note_3#Latitudine\|'''latitudine''']] e di [[Il_cielo_dei_navigatori_-_Note_3#Longitudine\|'''longitudine''']] e raccomandava di utilizzare le eclissi di Luna per determinare le longitudini dei luoghi.

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Pasqua il 16:10, 4 dic 2010

2010-12-04T16:10:47Z

Pasqua il 16:08, 4 dic 2010

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Pasqua il 16:04, 4 dic 2010

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	<br>		<br>

-	= Il cielo è diverso ad ore diverse dello stesso giorno =	+	= Il cielo è diverso ad ore diverse dello stesso giorno =

-	Piccoli e grandi cambiamenti del cielo scandiscono il passare del tempo. Per un osservatore attento, a distanza di pochi minuti, sono già osservabili ad occhio nudo, sia nel cielo diurno che in quello notturno, e sono, senza alcun dubbio, evidenti a distanza di qualche ora. Per illustrare tutto ciò useremo delle cartine del cielo. Se ne avete bisogno usate le istruzioni per comprenderle e leggerle.	+	Piccoli e grandi cambiamenti del cielo scandiscono il passare del tempo. Per un osservatore attento, a distanza di pochi minuti, sono già osservabili ad occhio nudo, sia nel cielo diurno che in quello notturno, e sono, senza alcun dubbio, evidenti a distanza di qualche ora. Per illustrare tutto ciò useremo delle cartine del cielo. Se ne avete bisogno usate le [[Il_cielo_dei_navigatori_-_Note_2#Didascalia_delle_nostre_cartine\|'''istruzioni''']] per comprenderle e leggerle.

	[[Image:Ilcielodeinavigatori MAR98D10.GIF\|center]]		[[Image:Ilcielodeinavigatori MAR98D10.GIF\|center]]
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	<br>		<br>

-	Al passare del tempo tutte le costellazioni cambiano posizione, non solo quelle su cui abbiamo puntato la nostra attenzione. Poichè non cambia la forma delle costellazioni nè cambia la distanza tra le stelle, dobbiamo concludere che stelle e costellazioni sono trascinate dal moto del cielo da Est verso Ovest. È da notare che la stella polare, e solo questa stella, a distanza di ore si trova sempre nella stessa posizione. In tutti i luoghi in cui è visibile la troveremo sempre sulla verticale del punto Nord dell'orizzonte, a qualunque ora della notte e in qualunque notte dell'anno.	+	Al passare del tempo tutte le costellazioni cambiano posizione, non solo quelle su cui abbiamo puntato la nostra attenzione. Poichè non cambia la forma delle costellazioni nè cambia la distanza tra le stelle, dobbiamo concludere che stelle e costellazioni sono trascinate dal moto del cielo da Est verso Ovest. È da notare che la stella polare, '''e solo questa stella''', a distanza di ore si trova sempre nella stessa posizione. In tutti i luoghi in cui è visibile la troveremo sempre sulla verticale del punto Nord dell'orizzonte, a qualunque ora della notte e in [[Il_cielo_dei_navigatori_-_Note_4#Il_cielo_.C3.A8_diverso_alla_stessa_ora_di_giorni_diversi\|'''qualunque notte''']] dell'anno.

-	['''Per tornare alla pagina precedente usare il bottone back del browser''']	+	['''Per tornare alla pagina precedente usare il bottone back del browser''']

	= Il cielo è diverso alla stessa ora di giorni diversi =		= Il cielo è diverso alla stessa ora di giorni diversi =

Pasqua: /* Il Sestante */

2010-12-04T15:57:34Z

Il Sestante

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	<br>		<br>

-	= Il Sestante =	+	= Il Sestante =

-	A bordo di una nave, anche con il mare più calmo, gli strumenti terrestri per la misura della posizione di un astro in cielo funzionano male, perchè non c'è nulla di veramente stabile da usare come riferimento, filo a piombo e livella oscillano continuamente attorno ad un'irragiungibile posizione di equilibrio.	+	A bordo di una nave, anche con il mare più calmo, gli strumenti terrestri per la misura della posizione di un astro in cielo funzionano male, perchè non c'è nulla di veramente stabile da usare come riferimento, filo a piombo e livella oscillano continuamente attorno ad un'irragiungibile posizione di equilibrio. <br>

	[[Image:Ilcielodeinavigatori S EVOL.GIF\|center]]		[[Image:Ilcielodeinavigatori S EVOL.GIF\|center]]
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	<br> Lo strumento permette di misurare l'angolo di cui deve essere ruotato uno specchio mobile affinchè la luce proveniente dall'astro risulti, dopo una doppia riflessione, tangente all'orizzonte marino. In pratica basta puntare il mare in lontananza, là dove sembra toccare il cielo e, ruotando la parte mobile dello strumento, portare sull'orizzonte la stella o il disco solare o lunare.		<br> Lo strumento permette di misurare l'angolo di cui deve essere ruotato uno specchio mobile affinchè la luce proveniente dall'astro risulti, dopo una doppia riflessione, tangente all'orizzonte marino. In pratica basta puntare il mare in lontananza, là dove sembra toccare il cielo e, ruotando la parte mobile dello strumento, portare sull'orizzonte la stella o il disco solare o lunare.
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	[[Image:Ilcielodeinavigatori S PARTE.GIF\|center]]		[[Image:Ilcielodeinavigatori S PARTE.GIF\|center]]
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	In realtà quello che si misura non è ancora l'altezza della stella. Il valore ottenuto va corretto per:		In realtà quello che si misura non è ancora l'altezza della stella. Il valore ottenuto va corretto per:

-	La rifrazione atmosferica che fa apparire la stella un po' più alta di quello che è. La correzione dipende dall'altezza della stella, è nulla quando la stella si trova allo zenit e quasi 30' quando si trova sull'orizzonte. La distanza dalla superficie marina che ci fa apparire l'orizzonte tanto più basso quanto più siamo lontani dal pelo dell'acqua. Anche questo effetto contribuisce ad aumentare l'altezza misurata della stella.	+	*La rifrazione atmosferica che fa apparire la stella un po' più alta di quello che è. La correzione dipende dall'altezza della stella, è nulla quando la stella si trova allo zenit e quasi 30' quando si trova sull'orizzonte.
		+	*La distanza dalla superficie marina che ci fa apparire l'orizzonte tanto più basso quanto più siamo lontani dal pelo dell'acqua. Anche questo effetto contribuisce ad aumentare l'altezza misurata della stella.

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	= Il cielo è diverso ad ore diverse dello stesso giorno =		= Il cielo è diverso ad ore diverse dello stesso giorno =

Pasqua il 23:13, 1 dic 2010

2010-12-01T23:13:28Z

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-	= I satelliti Giove =	+	= I satelliti Giove =

	Nel 1609 Galileo viene a sapere dall'amico Jacopo Badovere che, a Parigi, era stato costruito uno strumento che consentiva di vedere più vicini gli oggetti lontani. Galileo ha a disposizione una piccola officina in cui costruisce strumenti matematici e si mette subito all'opera per realizzare questo nuovo strumento. Operando, probabilmente, per tentativi successivi, riesce a costruire un canocchiale che ingrandisce di ben trenta volte, piccola cosa rispetto alle prestazioni dei telescopi moderni, ma risultato mirabile per quei tempi.		Nel 1609 Galileo viene a sapere dall'amico Jacopo Badovere che, a Parigi, era stato costruito uno strumento che consentiva di vedere più vicini gli oggetti lontani. Galileo ha a disposizione una piccola officina in cui costruisce strumenti matematici e si mette subito all'opera per realizzare questo nuovo strumento. Operando, probabilmente, per tentativi successivi, riesce a costruire un canocchiale che ingrandisce di ben trenta volte, piccola cosa rispetto alle prestazioni dei telescopi moderni, ma risultato mirabile per quei tempi.
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	[[Image:Ilcielodeinavigatori TELE G.GIF\|center]]		[[Image:Ilcielodeinavigatori TELE G.GIF\|center]]
		+	<center>'''I telescopi di Galileo conservati al Museo di Storia della Scienza di Firenze''' </center>
		+	<br>

-	~~<br> I telescopi di Galileo conservati al Museo di Storia della Scienza di Firenze~~ Dopo aver consegnato dodici canocchiali alla serenissima Repubblica di Venezia per scopi militari, Galileo si apprestò ad osservare il cielo. Nell'opuscolo intitolato "Sidereus Nuncius", Galileo rende note le nuove osservazioni. Tra queste c'è la scoperta che Giove ha quattro satelliti. Scrive Galileo: ......Il giorno 7 Gennaio del corrente anno 1610, alla prima ora della notte seguente, mentre guardavo gli astri celesti con il cannocchiale, mi si presentò Giove; e poiché mi ero preparato uno strumento proprio eccellente, m'accorsi.....che gli stavano accanto tre stelline piccole invero, ma pur lucentissime......essendo io ritornato, non so da quale fato condotto, alla medesima indagine il giorno 8, trovai una disposizione molto diversa.....	+	Dopo aver consegnato dodici canocchiali alla serenissima Repubblica di Venezia per scopi militari, Galileo si apprestò ad osservare il cielo. Nell'opuscolo intitolato "Sidereus Nuncius", Galileo rende note le nuove osservazioni. Tra queste c'è la scoperta che Giove ha quattro satelliti. Scrive Galileo: .....''.Il giorno 7 Gennaio del corrente anno 1610, alla prima ora della notte seguente, mentre guardavo gli astri celesti con il cannocchiale, mi si presentò Giove; e poiché mi ero preparato uno strumento proprio eccellente, m'accorsi.....che gli stavano accanto tre stelline piccole invero, ma pur lucentissime......essendo io ritornato, non so da quale fato condotto, alla medesima indagine il giorno 8, trovai una disposizione molto diversa.....''

-	[[Image:Ilcielodeinavigatori SAT01.GIF\|center]]	+	<br> [[Image:Ilcielodeinavigatori SAT01.GIF\|center]]

	[[Image:Ilcielodeinavigatori SAT02.GIF\|center]]		[[Image:Ilcielodeinavigatori SAT02.GIF\|center]]
-		+	<center>'''Ricostruzione delle posizioni dei satelliti di Giove per i giorni 7 ed 8 Gennaio 1610.'''</center>
-	<br> Ricostruzione delle posizioni dei satelliti di Giove per i giorni 7 ed 8 Gennaio 1610.	+
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	<br> [[Image:Ilcielodeinavigatori AST127.GIF\|center]]		<br> [[Image:Ilcielodeinavigatori AST127.GIF\|center]]
		+	<center>'''Brogliaccio di Galileo conservato presso la Biblioteca Nazionale di Firenze. <br>Nelle prime righe Galileo riporta le posizioni dei satelliti di Giove <br>osservate il giorno 7 ed 8 Gennaio 1610.''' </center>
		+	<br>

-	~~<br> Brogliaccio di Galileo conservato presso la Biblioteca Nazionale di Firenze. Nelle prime righe Galileo riporta le posizioni dei satelliti di Giove osservate il giorno 7 ed 8 Gennaio 1610.~~ Se confrontiamo i disegni di Galileo con le ricostruzioni, si può notare che il giorno 7 Galileo aveva considerato come un unico corpo due satelliti molto vicini ed il giorno 8 non si era accorto di un satellite molto lontano, a sinistra (Est). Tutto ciò è ampiamente giustificato dalla bassa qualità dello strumento utilizzato.	+	Se confrontiamo i disegni di Galileo con le ricostruzioni, si può notare che il giorno 7 Galileo aveva considerato come un unico corpo due satelliti molto vicini ed il giorno 8 non si era accorto di un satellite molto lontano, a sinistra (Est). Tutto ciò è ampiamente giustificato dalla bassa qualità dello strumento utilizzato.

	La fortunata coincidenza che ha favorito la scoperta galileiana è che i periodi dei satelliti sono brevi. Ad esempio "Io", quello più interno, ruota attorno a Giove in poco meno di due giorni e quindi è facile osservarne gli spostamenti su tempi relativamente brevi (anche poche ore). La nostra Luna, per confronto, ha un periodo maggiore (29 giorni circa) di quello del satellite più esterno (e quindi più lento). Se ci fosse stata solo una luna, paragonabile a quella terrestre, il fenomeno non sarebbe stato cosi evidente e la scoperta sarebbe stata, probabilmente, ritardata di qualche anno.		La fortunata coincidenza che ha favorito la scoperta galileiana è che i periodi dei satelliti sono brevi. Ad esempio "Io", quello più interno, ruota attorno a Giove in poco meno di due giorni e quindi è facile osservarne gli spostamenti su tempi relativamente brevi (anche poche ore). La nostra Luna, per confronto, ha un periodo maggiore (29 giorni circa) di quello del satellite più esterno (e quindi più lento). Se ci fosse stata solo una luna, paragonabile a quella terrestre, il fenomeno non sarebbe stato cosi evidente e la scoperta sarebbe stata, probabilmente, ritardata di qualche anno.
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	Altre informazioni su Galileo in rete:		Altre informazioni su Galileo in rete:

-	Le sale Galileiane del Museo di Storia della Scienza di Firenze	+	[http://catalogue.museogalileo.it/room/RoomVII.html '''Le sale Galileiane del Museo di Storia della Scienza di Firenze <br>''']

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	= Settembre =		= Settembre =

Pasqua il 23:08, 1 dic 2010

2010-12-01T23:08:37Z

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-	<br>Per ovviare a ciò la Terra è stata divisa in 24 spicchi meridiani chiamati [[~~Il_cielo_dei_navigatori_~~-~~_Note_2~~#Breve_storia_dei_fusi_orari\|'''Fusi Orari''']]. Si è definito '''Tempo Civile''' di ogni luogo all'interno del fuso, il tempo solare medio, misurato lungo il meridiano centrale del fuso. La differenza tra i tempi locali di due luoghi è pari alla differenza delle loro longitudini, espresse in ore, minuti e secondi di tempo. La tabella indica la differenza di 21 secondi tra i tempi locali di Firenze ed Arezzo. Questo valore deriva dalle loro longitudini; Firenze 11° 15' 19" Est, Arezzo 11° 45' Est.	+	<br>Per ovviare a ciò la Terra è stata divisa in 24 spicchi meridiani chiamati [[Il cielo dei navigatori - Note 2#Breve_storia_dei_fusi_orari\|'''Fusi Orari''']]. Si è definito '''Tempo Civile''' di ogni luogo all'interno del fuso, il tempo solare medio, misurato lungo il meridiano centrale del fuso. La differenza tra i tempi locali di due luoghi è pari alla differenza delle loro longitudini, espresse in ore, minuti e secondi di tempo. La tabella indica la differenza di 21 secondi tra i tempi locali di Firenze ed Arezzo. Questo valore deriva dalle loro longitudini; Firenze 11° 15' 19" Est, Arezzo 11° 45' Est.

	Per la determinazione delle longitudini e per le osservazioni astronomiche si usa il '''Tempo Universale''' (TU), che è il tempo solare medio misurato a Greenwich. L'origine della scala è fissata alla culminazione inferiore (mezzanotte) a Greenwich del sole medio, e l'unità di scala, il secondo, è definita come la 86.400-esima parte del giorno solare medio.		Per la determinazione delle longitudini e per le osservazioni astronomiche si usa il '''Tempo Universale''' (TU), che è il tempo solare medio misurato a Greenwich. L'origine della scala è fissata alla culminazione inferiore (mezzanotte) a Greenwich del sole medio, e l'unità di scala, il secondo, è definita come la 86.400-esima parte del giorno solare medio.
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	[[Image:Ilcielodeinavigatori PASSAG.GIF\|left]]		[[Image:Ilcielodeinavigatori PASSAG.GIF\|left]]

-	<br>A dispetto delle definizioni il tempo universale non viene misurato direttamente; non è facile misurare la posizione del Sole con grande precisione, dal momento che non è non è un oggetto puntiforme. Si preferisce determinare (usando particolari canocchiali chiamati '''strumenti dei passaggi''') l'istante esatto della culminazione meridiana di alcune stelle di cui si conoscono, con grande esattezza, le [[~~Il_cielo_dei_navigatori_~~-~~_Note_2~~#Il_Sistema_Equatoriale_assoluto\|'''coordinate equatoriali''']] che vengono corrette per la [[~~Il_cielo_dei_navigatori_~~-~~_Note_4~~#La_Precessione_degli_Equinozi\|'''precessione''']] altri effetti minori. Alla culminazione l'angolo orario di un corpo celeste è nullo e la sua ascensione retta è uguale al [[A\|'''tempo siderale locale''']]. Da questo si ricava poi, con il calcolo, il tempo universale.<br>Il tempo universale è strettamente legato al tempo siderale e fornisce la posizione della Terra rispetto alla stelle. La sua conoscenza è essenziale in Geofisica, Topografia, Navigazione marittima e spaziale.	+	<br>A dispetto delle definizioni il tempo universale non viene misurato direttamente; non è facile misurare la posizione del Sole con grande precisione, dal momento che non è non è un oggetto puntiforme. Si preferisce determinare (usando particolari canocchiali chiamati '''strumenti dei passaggi''') l'istante esatto della culminazione meridiana di alcune stelle di cui si conoscono, con grande esattezza, le [[Il cielo dei navigatori - Note 2#Il_Sistema_Equatoriale_assoluto\|'''coordinate equatoriali''']] che vengono corrette per la [[Il cielo dei navigatori - Note 4#La_Precessione_degli_Equinozi\|'''precessione''']] altri effetti minori. Alla culminazione l'angolo orario di un corpo celeste è nullo e la sua ascensione retta è uguale al [[Il_cielo_dei_navigatori_-_Note_2#Tempo_siderale_locale_.28TSL.29\|'''tempo siderale locale''']]. Da questo si ricava poi, con il calcolo, il tempo universale.<br>Il tempo universale è strettamente legato al tempo siderale e fornisce la posizione della Terra rispetto alla stelle. La sua conoscenza è essenziale in Geofisica, Topografia, Navigazione marittima e spaziale.

	<br>		<br>

-	Contrariamente al Sole, le stelle sembrano trascinate dal moto regolare della sfera celeste, dovuto a quello di rotazione della Terra. Il tempo che intercorre tra due culminazioni successive di una qualsiasi stella prende il nome di '''Giorno siderale''' e, da un giorno all'altro, appare essere assolutamente costante. Per millenni il moto di rotazione apparente della sfera celeste, e per secoli quello reale della Terra, sono stati considerati assolutamente uniformi. Ma non è così: la Terra sta rallentando e la [[A\|'''durata''']] del giorno siderale aumenta di '''due millesimi di secondo ogni 100 anni'''. Eulero lo sospettò fin dalla fine del XVIII secolo per ragioni teoriche e nel 1936 lo si dimostrò, ricalcolando le date e gli orari di antiche eclissi e confrontando i risultati con le testimonianze storiche. Diverse sono le cause che rendono non uniforme la rotazione della Terra. L'attrito delle maree è il maggior responsabile: una parte dell'energia meccanica della rotazione viene dissipata sotto forma di calore. Spostamenti di grandi masse di acqua e di aria causano variazioni stagionali della sua velocità. A tutto questo si aggiunge poi una variabilità accidentale, talvolta positiva, talvolta negativa.<br>Non esiste una soddisfacente descrizione quantitativa di tutte queste cause, per cui non è possibile correggere a priori le osservazioni, in modo da rendere uniforme la scala di tempo universale. Per questo motivo l'unità di scala, il secondo di tempo universale, non è più in vigore dal 1956, quando fu sostituito dall'unità di una scala [[A\|'''non rotazionale''']]: il secondo del Tempo delle Effemeridi<br> <br>	+	Contrariamente al Sole, le stelle sembrano trascinate dal moto regolare della sfera celeste, dovuto a quello di rotazione della Terra. Il tempo che intercorre tra due culminazioni successive di una qualsiasi stella prende il nome di '''Giorno siderale''' e, da un giorno all'altro, appare essere assolutamente costante. Per millenni il moto di rotazione apparente della sfera celeste, e per secoli quello reale della Terra, sono stati considerati assolutamente uniformi. Ma non è così: la Terra sta rallentando e la [[Il_cielo_dei_navigatori_-_Note_4#Rallentamento_della_velocit.C3.A0_di_rotazione_della_Terra\|'''durata''']] del giorno siderale aumenta di '''due millesimi di secondo ogni 100 anni'''. Eulero lo sospettò fin dalla fine del XVIII secolo per ragioni teoriche e nel 1936 lo si dimostrò, ricalcolando le date e gli orari di antiche eclissi e confrontando i risultati con le testimonianze storiche. Diverse sono le cause che rendono non uniforme la rotazione della Terra. L'attrito delle maree è il maggior responsabile: una parte dell'energia meccanica della rotazione viene dissipata sotto forma di calore. Spostamenti di grandi masse di acqua e di aria causano variazioni stagionali della sua velocità. A tutto questo si aggiunge poi una variabilità accidentale, talvolta positiva, talvolta negativa.<br>Non esiste una soddisfacente descrizione quantitativa di tutte queste cause, per cui non è possibile correggere a priori le osservazioni, in modo da rendere uniforme la scala di tempo universale. Per questo motivo l'unità di scala, il secondo di tempo universale, non è più in vigore dal 1956, quando fu sostituito dall'unità di una scala [[Il_cielo_dei_navigatori_-_Note_3#Scale_non_rotazionali\|'''non rotazionale''']]: il secondo del Tempo delle Effemeridi<br> <br>

-	['''Per tornare alla pagina precedente usare il bottone back del browser''']~~</center>~~	+	['''Per tornare alla pagina precedente usare il bottone back del browser''']

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Pasqua il 23:05, 1 dic 2010

2010-12-01T23:05:32Z

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-	<br>Con la rivoluzione industriale esigenze civili e tecnico-scientifiche impongono che il secondo sia rigorosamente costante. Nel 1700 viene introdotto, anche nella vita civile, un artificio astronomico-matematico: [[~~Il_cielo_dei_navigatori_~~-~~_Note_2~~#Sole_medio\|'''Sole medio''']]. Si tratta di un corpo fittizio che percorre l'equatore celeste con velocità angolare costante, nello stesso tempo in cui il Sole vero percorre l'eclittica. [[L'angolo orario del sole medio, contato a partire dall'antimeridiano locale, prende il nome di '''Tempo Solare Medio'''. Tra tempo solare vero e tempo solare medio vi è una differenza che varia di giorno in giorno, con il sole vero che talvolta segue e talvolta precede il sole medio. Questa differenza prende il nome di [[~~Il_cielo_dei_navigatori_~~-~~_Note_2~~#Equazione_del_Tempo_e_Tempo_civile\|'''Equazione del tempo''']] e può essere calcolata dagli elementi orbitali della Terra, per ogni giorno dell'anno.	+	<br>Con la rivoluzione industriale esigenze civili e tecnico-scientifiche impongono che il secondo sia rigorosamente costante. Nel 1700 viene introdotto, anche nella vita civile, un artificio astronomico-matematico: [[Il cielo dei navigatori - Note 2#Sole_medio\|'''Sole medio''']]. Si tratta di un corpo fittizio che percorre l'equatore celeste con velocità angolare costante, nello stesso tempo in cui il Sole vero percorre l'eclittica. [[L'angolo orario del sole medio, contato a partire dall'antimeridiano locale, prende il nome di '''Tempo Solare Medio'''. Tra tempo solare vero e tempo solare medio vi è una differenza che varia di giorno in giorno, con il sole vero che talvolta segue e talvolta precede il sole medio. Questa differenza prende il nome di [[Il cielo dei navigatori - Note 2#Equazione_del_Tempo_e_Tempo_civile\|'''Equazione del tempo''']] e può essere calcolata dagli elementi orbitali della Terra, per ogni giorno dell'anno.

	Il tempo solare medio è un tempo locale e quindi dipende dalla longitudine dell'osservatore; sono sufficienti pochi chilometri per avere differenze apprezzabili. La tabella dà il tempo solare vero locale (TSVL) e quello medio locale (TSML) per Firenze ed Arezzo, nello stesso istante del 26 Novembre 1998, quando gli orologi segnavano le ore 12:00.		Il tempo solare medio è un tempo locale e quindi dipende dalla longitudine dell'osservatore; sono sufficienti pochi chilometri per avere differenze apprezzabili. La tabella dà il tempo solare vero locale (TSVL) e quello medio locale (TSML) per Firenze ed Arezzo, nello stesso istante del 26 Novembre 1998, quando gli orologi segnavano le ore 12:00.
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-	<br>Per ovviare a ciò la Terra è stata divisa in 24 spicchi meridiani chiamati [[A\|'''Fusi Orari''']]. Si è definito '''Tempo Civile''' di ogni luogo all'interno del fuso, il tempo solare medio, misurato lungo il meridiano centrale del fuso. La differenza tra i tempi locali di due luoghi è pari alla differenza delle loro longitudini, espresse in ore, minuti e secondi di tempo. La tabella indica la differenza di 21 secondi tra i tempi locali di Firenze ed Arezzo. Questo valore deriva dalle loro longitudini; Firenze 11° 15' 19" Est, Arezzo 11° 45' Est.	+	<br>Per ovviare a ciò la Terra è stata divisa in 24 spicchi meridiani chiamati [[Il_cielo_dei_navigatori_-_Note_2#Breve_storia_dei_fusi_orari\|'''Fusi Orari''']]. Si è definito '''Tempo Civile''' di ogni luogo all'interno del fuso, il tempo solare medio, misurato lungo il meridiano centrale del fuso. La differenza tra i tempi locali di due luoghi è pari alla differenza delle loro longitudini, espresse in ore, minuti e secondi di tempo. La tabella indica la differenza di 21 secondi tra i tempi locali di Firenze ed Arezzo. Questo valore deriva dalle loro longitudini; Firenze 11° 15' 19" Est, Arezzo 11° 45' Est.

	Per la determinazione delle longitudini e per le osservazioni astronomiche si usa il '''Tempo Universale''' (TU), che è il tempo solare medio misurato a Greenwich. L'origine della scala è fissata alla culminazione inferiore (mezzanotte) a Greenwich del sole medio, e l'unità di scala, il secondo, è definita come la 86.400-esima parte del giorno solare medio.		Per la determinazione delle longitudini e per le osservazioni astronomiche si usa il '''Tempo Universale''' (TU), che è il tempo solare medio misurato a Greenwich. L'origine della scala è fissata alla culminazione inferiore (mezzanotte) a Greenwich del sole medio, e l'unità di scala, il secondo, è definita come la 86.400-esima parte del giorno solare medio.
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	[[Image:Ilcielodeinavigatori PASSAG.GIF\|left]]		[[Image:Ilcielodeinavigatori PASSAG.GIF\|left]]

-	<br>A dispetto delle definizioni il tempo universale non viene misurato direttamente; non è facile misurare la posizione del Sole con grande precisione, dal momento che non è non è un oggetto puntiforme. Si preferisce determinare (usando particolari canocchiali chiamati '''strumenti dei passaggi''') l'istante esatto della culminazione meridiana di alcune stelle di cui si conoscono, con grande esattezza, le [[~~EQ ASS.HTM~~\|'''coordinate equatoriali''']] che vengono corrette per la [[~~PRECESS.HTM~~\|'''precessione''']] altri effetti minori. Alla culminazione l'angolo orario di un corpo celeste è nullo e la sua ascensione retta è uguale al [[A\|'''tempo siderale locale''']]. Da questo si ricava poi, con il calcolo, il tempo universale.<br>Il tempo universale è strettamente legato al tempo siderale e fornisce la posizione della Terra rispetto alla stelle. La sua conoscenza è essenziale in Geofisica, Topografia, Navigazione marittima e spaziale.	+	<br>A dispetto delle definizioni il tempo universale non viene misurato direttamente; non è facile misurare la posizione del Sole con grande precisione, dal momento che non è non è un oggetto puntiforme. Si preferisce determinare (usando particolari canocchiali chiamati '''strumenti dei passaggi''') l'istante esatto della culminazione meridiana di alcune stelle di cui si conoscono, con grande esattezza, le [[Il_cielo_dei_navigatori_-_Note_2#Il_Sistema_Equatoriale_assoluto\|'''coordinate equatoriali''']] che vengono corrette per la [[Il_cielo_dei_navigatori_-_Note_4#La_Precessione_degli_Equinozi\|'''precessione''']] altri effetti minori. Alla culminazione l'angolo orario di un corpo celeste è nullo e la sua ascensione retta è uguale al [[A\|'''tempo siderale locale''']]. Da questo si ricava poi, con il calcolo, il tempo universale.<br>Il tempo universale è strettamente legato al tempo siderale e fornisce la posizione della Terra rispetto alla stelle. La sua conoscenza è essenziale in Geofisica, Topografia, Navigazione marittima e spaziale.

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Pasqua: /* La meridiana */

2010-12-01T23:02:22Z

La meridiana

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	===== La meridiana =====		===== La meridiana =====

-	Il principio di funzionamento della meridiana era sicuramente noto anche ai tempi di Tolomeo, ma non fu utilizzato, fuori dall'ambito strettamente astronomico, perchè in quelle società le ore uguali non erano richieste. Le ore uguali vengono introdotte negli usi civili dalle società mercantili del basso medioevo, quando il tempo di produzione delle merci viene incorporato, come valore aggiunto, nel loro costo.<br>Nell'orologio solare la lancetta è data dall'ombra di uno stilo parallelo all'asse della Terra. ''La direzione dell'ombra di uno stilo parallelo all'asse della Terra, raccolta su una superfice qualsiasi, è sempre la stessa per uguali valori dell' ''[[~~Il_cielo_dei_navigatori_~~-~~_Note_2~~#Il_sistema_di_riferimento_equatoriale_relativo\|'''''angolo orario''''']]''del Sole, in qualunque giorno dell'anno''.<br>Ma anche le ore equinoziali non costituiscono una scala uniforme, in quanto il giorno solare vero non è costante, a causa dell' [[~~Il_cielo_dei_navigatori_~~-~~_Note_2~~#Equazione_del_Tempo_e_Tempo_civile\|'''eccentricità''']] dell'orbita terrestre e dell'inclinazione dell'asse di rotazione sul piano orbitale. <br>Consideriamo a mò di esempio i tempi di culminazione (il mezzogiorno solare vero locale) a Firenze in due giorni del Dicembre 1998.	+	Il principio di funzionamento della meridiana era sicuramente noto anche ai tempi di Tolomeo, ma non fu utilizzato, fuori dall'ambito strettamente astronomico, perchè in quelle società le ore uguali non erano richieste. Le ore uguali vengono introdotte negli usi civili dalle società mercantili del basso medioevo, quando il tempo di produzione delle merci viene incorporato, come valore aggiunto, nel loro costo.<br>Nell'orologio solare la lancetta è data dall'ombra di uno stilo parallelo all'asse della Terra. ''La direzione dell'ombra di uno stilo parallelo all'asse della Terra, raccolta su una superfice qualsiasi, è sempre la stessa per uguali valori dell' ''[[Il cielo dei navigatori - Note 2#Il_sistema_di_riferimento_equatoriale_relativo\|'''''angolo orario''''']]''del Sole, in qualunque giorno dell'anno''.<br>Ma anche le ore equinoziali non costituiscono una scala uniforme, in quanto il giorno solare vero non è costante, a causa dell' [[Il cielo dei navigatori - Note 2#Equazione_del_Tempo_e_Tempo_civile\|'''eccentricità''']] dell'orbita terrestre e dell'inclinazione dell'asse di rotazione sul piano orbitale. <br>Consideriamo a mò di esempio i tempi di culminazione (il mezzogiorno solare vero locale) a Firenze in due giorni del Dicembre 1998.

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-	<br>Con la rivoluzione industriale esigenze civili e tecnico-scientifiche impongono che il secondo sia rigorosamente costante. Nel 1700 viene introdotto, anche nella vita civile, un artificio astronomico-matematico: [[A\|'''Sole medio''']]. Si tratta di un corpo fittizio che percorre l'equatore celeste con velocità angolare costante, nello stesso tempo in cui il Sole vero percorre l'eclittica. [[L'angolo orario del sole medio, contato a partire dall'antimeridiano locale, prende il nome di '''Tempo Solare Medio'''. Tra tempo solare vero e tempo solare medio vi è una differenza che varia di giorno in giorno, con il sole vero che talvolta segue e talvolta precede il sole medio. Questa differenza prende il nome di [[A\|'''Equazione del tempo''']] e può essere calcolata dagli elementi orbitali della Terra, per ogni giorno dell'anno.	+	<br>Con la rivoluzione industriale esigenze civili e tecnico-scientifiche impongono che il secondo sia rigorosamente costante. Nel 1700 viene introdotto, anche nella vita civile, un artificio astronomico-matematico: [[Il_cielo_dei_navigatori_-_Note_2#Sole_medio\|'''Sole medio''']]. Si tratta di un corpo fittizio che percorre l'equatore celeste con velocità angolare costante, nello stesso tempo in cui il Sole vero percorre l'eclittica. [[L'angolo orario del sole medio, contato a partire dall'antimeridiano locale, prende il nome di '''Tempo Solare Medio'''. Tra tempo solare vero e tempo solare medio vi è una differenza che varia di giorno in giorno, con il sole vero che talvolta segue e talvolta precede il sole medio. Questa differenza prende il nome di [[Il_cielo_dei_navigatori_-_Note_2#Equazione_del_Tempo_e_Tempo_civile\|'''Equazione del tempo''']] e può essere calcolata dagli elementi orbitali della Terra, per ogni giorno dell'anno.

	Il tempo solare medio è un tempo locale e quindi dipende dalla longitudine dell'osservatore; sono sufficienti pochi chilometri per avere differenze apprezzabili. La tabella dà il tempo solare vero locale (TSVL) e quello medio locale (TSML) per Firenze ed Arezzo, nello stesso istante del 26 Novembre 1998, quando gli orologi segnavano le ore 12:00.		Il tempo solare medio è un tempo locale e quindi dipende dalla longitudine dell'osservatore; sono sufficienti pochi chilometri per avere differenze apprezzabili. La tabella dà il tempo solare vero locale (TSVL) e quello medio locale (TSML) per Firenze ed Arezzo, nello stesso istante del 26 Novembre 1998, quando gli orologi segnavano le ore 12:00.

Pasqua il 22:06, 1 dic 2010

2010-12-01T22:06:39Z

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	[[Image:Ilcielodeinavigatori POLOS.GIF\|center]]		[[Image:Ilcielodeinavigatori POLOS.GIF\|center]]

-	<br> Il Polos della figura è conservato a Roma, in Vaticano. Si riconoscono 11 linee orarie e 7 percorsi diurni, corrispondenti a ciascun mese dell'anno. I mesi simmetrici, rispetto ai solstizi, sono rapprentati dallo stesso percorso, in quanto il Sole assume gli stessi valori di [[a\|'''declinazione''']]: Maggio e Luglio, Novembre e Gennaio ecc.	+	<br> Il Polos della figura è conservato a Roma, in Vaticano. Si riconoscono 11 linee orarie e 7 percorsi diurni, corrispondenti a ciascun mese dell'anno. I mesi simmetrici, rispetto ai solstizi, sono rapprentati dallo stesso percorso, in quanto il Sole assume gli stessi valori di [[Il_cielo_dei_navigatori_-_Note_2#Il_sistema_di_riferimento_equatoriale_relativo\|'''declinazione''']]: Maggio e Luglio, Novembre e Gennaio ecc.

	<br> [[Image:Ilcielodeinavigatori GNOMO.GIF\|center]]		<br> [[Image:Ilcielodeinavigatori GNOMO.GIF\|center]]
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	===== La meridiana =====		===== La meridiana =====

-	Il principio di funzionamento della meridiana era sicuramente noto anche ai tempi di Tolomeo, ma non fu utilizzato, fuori dall'ambito strettamente astronomico, perchè in quelle società le ore uguali non erano richieste. Le ore uguali vengono introdotte negli usi civili dalle società mercantili del basso medioevo, quando il tempo di produzione delle merci viene incorporato, come valore aggiunto, nel loro costo.<br>Nell'orologio solare la lancetta è data dall'ombra di uno stilo parallelo all'asse della Terra. ''La direzione dell'ombra di uno stilo parallelo all'asse della Terra, raccolta su una superfice qualsiasi, è sempre la stessa per uguali valori dell' ''[[A\|'''''angolo orario''''']]''del Sole, in qualunque giorno dell'anno''.<br>Ma anche le ore equinoziali non costituiscono una scala uniforme, in quanto il giorno solare vero non è costante, a causa dell' [[A\|'''eccentricità''']] dell'orbita terrestre e dell'inclinazione dell'asse di rotazione sul piano orbitale. <br>Consideriamo a mò di esempio i tempi di culminazione (il mezzogiorno solare vero locale) a Firenze in due giorni del Dicembre 1998.	+	Il principio di funzionamento della meridiana era sicuramente noto anche ai tempi di Tolomeo, ma non fu utilizzato, fuori dall'ambito strettamente astronomico, perchè in quelle società le ore uguali non erano richieste. Le ore uguali vengono introdotte negli usi civili dalle società mercantili del basso medioevo, quando il tempo di produzione delle merci viene incorporato, come valore aggiunto, nel loro costo.<br>Nell'orologio solare la lancetta è data dall'ombra di uno stilo parallelo all'asse della Terra. ''La direzione dell'ombra di uno stilo parallelo all'asse della Terra, raccolta su una superfice qualsiasi, è sempre la stessa per uguali valori dell' ''[[Il_cielo_dei_navigatori_-_Note_2#Il_sistema_di_riferimento_equatoriale_relativo\|'''''angolo orario''''']]''del Sole, in qualunque giorno dell'anno''.<br>Ma anche le ore equinoziali non costituiscono una scala uniforme, in quanto il giorno solare vero non è costante, a causa dell' [[Il_cielo_dei_navigatori_-_Note_2#Equazione_del_Tempo_e_Tempo_civile\|'''eccentricità''']] dell'orbita terrestre e dell'inclinazione dell'asse di rotazione sul piano orbitale. <br>Consideriamo a mò di esempio i tempi di culminazione (il mezzogiorno solare vero locale) a Firenze in due giorni del Dicembre 1998.

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	= Il cielo è diverso alla stessa ora di giorni diversi =		= Il cielo è diverso alla stessa ora di giorni diversi =

-	Se guardiamo nella stessa direzione alla stessa ora, a distanza di qualche giorno, per esempio verso Sud a mezzanotte, vediamo stelle e costellazioni diverse passare davanti a noi e ritornare nelle stesse posizioni, dopo un anno, alla stessa ora dello stesso giorno. <br><br>	+	Se guardiamo nella stessa direzione alla stessa ora, a distanza di qualche giorno, per esempio verso Sud a mezzanotte, vediamo stelle e costellazioni diverse passare davanti a noi e ritornare nelle stesse posizioni, dopo un anno, alla stessa ora dello stesso giorno. <br><br>

-	[[Image:Ilcielodeinavigatori GEN98S24.GIF\|center]]	+	[[Image:Ilcielodeinavigatori GEN98S24.GIF\|center]] <br>

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-	Guardiamo ora verso Nord, sempre a mezzanotte del giorno 16 di ogni mese dell'anno. Anche in questa direzione le stelle cambiano posizione, in giorni diversi alla stessa ora. Tuttavia Verso Nord alcune stelle non tramontano mai e, durante l'anno, cambiano posizione rimanendo sempre visibili. Si tratta delle circumpolari che sono diverse per le diverse latitudini. <br>	+	Guardiamo ora verso Nord, sempre a mezzanotte del giorno 16 di ogni mese dell'anno. Anche in questa direzione le stelle cambiano posizione, in giorni diversi alla stessa ora. Tuttavia Verso Nord alcune stelle non tramontano mai e, durante l'anno, cambiano posizione rimanendo sempre visibili. Si tratta delle circumpolari che sono diverse per le diverse latitudini. <br>

	In queste cartine è stato disegnato il reticolato delle coordinate equatoriali che visualizza la rotazione della sfera celeste al passare del tempo e permette inoltre di riconoscere le stelle circumpolari (in questo caso per l'orizzonte di Firenze). <br>		In queste cartine è stato disegnato il reticolato delle coordinate equatoriali che visualizza la rotazione della sfera celeste al passare del tempo e permette inoltre di riconoscere le stelle circumpolari (in questo caso per l'orizzonte di Firenze). <br>

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-	= Il cielo è diverso alla stessa ora di giorni diversi =	+	= Il cielo è diverso alla stessa ora di giorni diversi =

-	Se guardiamo nella stessa direzione alla stessa ora, a distanza di qualche giorno, per esempio verso Sud a mezzanotte, vediamo stelle e costellazioni diverse passare davanti a noi e ritornare nelle stesse posizioni, dopo un anno, alla stessa ora dello stesso giorno.	+	Se guardiamo nella stessa direzione alla stessa ora, a distanza di qualche giorno, per esempio verso Sud a mezzanotte, vediamo stelle e costellazioni diverse passare davanti a noi e ritornare nelle stesse posizioni, dopo un anno, alla stessa ora dello stesso giorno. <br><br>

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-	Guardiamo ora verso Nord, sempre a mezzanotte del giorno 16 di ogni mese dell'anno. Anche in questa direzione le stelle cambiano posizione, in giorni diversi alla stessa ora. Tuttavia Verso Nord alcune stelle non tramontano mai e, durante l'anno, cambiano posizione rimanendo sempre visibili. Si tratta delle circumpolari che sono diverse per le diverse latitudini.	+	Guardiamo ora verso Nord, sempre a mezzanotte del giorno 16 di ogni mese dell'anno. Anche in questa direzione le stelle cambiano posizione, in giorni diversi alla stessa ora. Tuttavia Verso Nord alcune stelle non tramontano mai e, durante l'anno, cambiano posizione rimanendo sempre visibili. Si tratta delle circumpolari che sono diverse per le diverse latitudini. <br>

-	In queste cartine è stato disegnato il reticolato delle coordinate equatoriali che visualizza la rotazione della sfera celeste al passare del tempo e permette inoltre di riconoscere le stelle circumpolari (in questo caso per l'orizzonte di Firenze).	+	In queste cartine è stato disegnato il reticolato delle coordinate equatoriali che visualizza la rotazione della sfera celeste al passare del tempo e permette inoltre di riconoscere le stelle circumpolari (in questo caso per l'orizzonte di Firenze). <br>

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