Capitolo 4 - Il Tempo e la sua Misura

Comunemente per Giorno si intende il periodo di Tempo che la Terra impiega per compiere una rotazione intorno al suo asse: però a seconda che tale rotazione venga computata facendo riferimento alle stelle oppure al Sole, si deve fare una distinzione tra Giorno sidereo e Giorno solare, che sono di durata leggermente diversa.

Figura 4.1 - Il Tempo secondo Salvator Dalì
Figura 4.1 - Il Tempo secondo Salvator Dalì


Per ovviare all'inconveniente della durata variabile del Giorno nei vari periodi dell'Anno, ci serviamo del Giorno solare medio, che risulta dalla media delle durate di tutti i giorni dell'Anno e corrisponde a 24 ore esatte. Su di esso sono regolati i nostri orologi, ed il secondo, che è la 1/86.400 parte del Giorno medio viene assunto come unità di misura (Figura 4.2).

Figura 4.2 - Giorno Sidereo e Giorno Solare
Figura 4.2 - Giorno Sidereo e Giorno Solare

L'angolo misurato in Tempo tra il Sole medio e il Sole vero è ricavabile da apposite tabelle o grafici, che riportano i valori della cosiddetta equazione del Tempo (Figura 4.3).

Figura 4.3 - Analemma
Figura 4.3 - Analemma


In pratica, a causa dell’ellitticità dell’orbita terrestre e dell’inclinazione dell’asse, se ogni giorno alla stessa ora osservassimo la posizione del sole noteremmo che questa non è corrispondente all’ora indicata dall’orologio (Figura 4.4).

Figura 4.4 - Mezzogiorno medio-vero
Figura 4.4 - Mezzogiorno medio-vero
Figura 4.5 - Analemma
Figura 4.5 - Analemma

Sarebbe inoltre possibile osservare che nel corso dell’anno la posizione del sole cambierebbe formando una grande figura a forma di 8, l’analemma. Per approfondimenti e belle animazioni www.analemma.com

Nella Figura 4.6 si immagina di osservare la sfera terrestre dalla verticale del polo Nord. L'antimeridiano del punto A è evidenziato con linea tratteggiata.

Figura 4.6 - Ora Vera Locale
Figura 4.6 - Ora Vera Locale

In entrambi i casi l'angolo viene misurato a partire dall'antimeridiano dell'osservatore in senso orario; nel caso dell'Ora vera locale, l'angolo è quello riferito al Sole vero, nel caso dell'Ora media locale l'angolo è riferito al Sole medio.

Figura 4.7 - Ora Media Locale
Figura 4.7 - Ora Media Locale

Dl = DT

Figura 4.8 - Differenza di Ora Vera Locale
Figura 4.8 - Differenza di Ora Vera Locale
Figura 4.9 - Greenwich Mean Time
Figura 4.9 - Greenwich Mean Time

 

Figura 4.10 - illustrazione dell'esempio 1 per il punto A
Figura 4.10 - illustrazione dell'esempio 1 per il punto A

tB = 12:00 + 03:26 = 15:26

Figura 4.11 - Illustrazione dell'esempio 1 per il punto B
Figura 4.11 - Illustrazione dell'esempio 1 per il punto B
Figura 4.12 - Tempo Medio Locale
Figura 4.12 - Tempo Medio Locale

LMT del punto B = 10:00 - 03:00 = 07:00


In tutti i punti situati all’interno del fuso, gli orologi saranno regolati in modo da segnare contemporaneamente mezzogiorno quando il Sole medio culmina sul Meridiano fondamentale (Figura 4.13).

Figura 4.13 - 12:00 GMT
Figura 4.13 - 12:00 GMT
Figura 4.14 - Fusi Orari
Figura 4.14 - Fusi Orari


La velocità di rotazione della Terra infatti a causa delle perturbazioni gravitazionali subisce delle leggere variazioni, dell'ordine del millisecondo al giorno; inoltre la velocità di rotazione decresce lentamente per effetto dell'energia dissipata con i moti legati ai fenomeni di marea provocati dalle forze gravitazionali del Sole e della Luna. In un giorno molto lontano anche la Terra si fermerà, così come ha già fatto la Luna da epoche remote.

 

L'antimeridiano di Greenwich divide il suo Fuso in due parti, aventi la stessa Ora ma data diversa (Figura 4.15).

Figura 4.15 - Linea Cambiamento data
Figura 4.15 - Linea Cambiamento data

La linea cambiamento data coincide solo in parte con questo in quanto il suo andamento è stato modificato in modo da farla passare sempre su zone marine o disabitate (Fig.4.16).

Figura 4.16 - Linea Cambiamento Data
Figura 4.16 - Linea Cambiamento Data

Quando il Sole medio passa per il Meridiano di Greenwich, alle 12:00 UTC, tutto il mondo ha la stessa data (Figura 4.17).

Figura 4.17 - 12:00 UTC
Figura 4.17 - 12:00 UTC

Con il passare delle ore la situazione si modifica così come rappresentato in Figura 4.18 alle ore 18:00 UTC

Figura 4.18 - 18:00 UTC
Figura 4.18 - 18:00 UTC

Alle ore 00:00 UTC la situazione è quella di Figura 4.19.

Figura 4.19 - 00:00 UTC
Figura 4.19 - 00:00 UTC

Dopo altre sei ore alle 06:00 UTC la situazione è quella di Figura 4.20.

Figura 4.20 - 06:00 UTC
Figura 4.20 - 06:00 UTC


Ogni osservatore ha un diverso orizzonte, funzione principalmente della sua elevazione sulla superficie terrestre (Figura 4.21).

Figura 4.21 - Orizzonte Geometrico
Figura 4.21 - Orizzonte Geometrico

A causa della rifrazione dei raggi luminosi, determinata dalla differente densità dell'atmosfera alle varie quote, (costantemente decrescente partendo da Terra e muovendosi verso l'alto), i raggi luminosi vengono incurvati leggermente verso il basso; per questo motivo l'orizzonte apparente o ottico è leggermente più alto del corrispondente orizzonte geometrico, ed è possibile osservare punti che si trovano ad una distanza superiore rispetto a quella dell'orizzonte geometrico (Figura 4.22).

Figura 4.22 - Orizzonte geometrico e Orizzonte Ottico
Figura 4.22 - Orizzonte geometrico e Orizzonte Ottico
Figura 4.22 bis - Orizzonte geometrico
Figura 4.22 bis - Orizzonte geometrico

Nella foto qui a fianco, abbiamo un aeromobile in volo all'alba a FL 380, con prua 249 e hud-up display attivato. La linea orizzontale rappresenta il piano orizzontale passante per l'aeromobile. Si vede molto bene che il sole sta sorgendo alcuni gradi sotto il piano orizzontale, e l'effetto è dovuto alla sfaricità della Terra e alla quota dell'aeromobile.

Figura 4.23 - Orizzonte Astronomico
Figura 4.23 - Orizzonte Astronomico
Figura 4.24 - Crepuscoli
Figura 4.24 - Crepuscoli

Il Local Mean Time è uguale al GMT per gli osservatori situati sul Meridiano di Greenwich, e al Tempo Fuso per gli osservatori situati sul Meridiano centrale del Fuso di appartenenza. Per tutti gli altri osservatori occorre effettuare una correzione di orario corrispondente alla differenza di Longitudine tra il Fuso di riferimento e l'osservatore.

Figura 4.25 - Tempo Medio Locale del sorgere del Sole per diversi osservatori
Figura 4.25 - Tempo Medio Locale del sorgere del Sole per diversi osservatori

t = segno negativo per osservatore ad Ovest del meridiano di riferimento

Figura 4.26 - Local Mean Time e Zone Time
Figura 4.26 - Local Mean Time e Zone Time

Al fine del calcolo dell'Ora del sorgere e del tramonto del Sole è possibile usare una tabella semplificata che fornisce dati ad intervalli abbastanza ampi ma validi per tutto l'anno come quella di seguito riportata.

Per un calcolo più accurato vi sono tavole, del sorgere, del tramonto e dei Crepuscoli che riportano gli Orari ad intervalli inferiori.

Il 21 marzo, giorno dell'equinozio di primavera e il 23 settembre, giorno dell'equinozio d'autunno, il Sole si trova sul piano dell'Equatore ed illumina esattamente metà dell'emisfero boreale e metà dell'emisfero australe (Figura 4.27). La durata del Giorno e della Notte è uguale in tutto il mondo ed è pari a 12 ore.

Figura 4.27 - Equinozio
Figura 4.27 - Equinozio

Si parla di "Sole di mezzanotte" nelle zone polari (Figura 4.29), proprio riferendosi al fatto che il Sole è costantemente sopra l'orizzonte, anche quando gli orologi segnano mezzanotte.

Figura 4.28 - Solstizio s'estate
Figura 4.28 - Solstizio s'estate
Figura 4.29 - Sole di mezzanotte
Figura 4.29 - Sole di mezzanotte

Si arriva ad avere ai poli sei mesi di giorno e sei mesi di notte.

Figura 4.30 - Moto orbitale della terra intorno al sole
Figura 4.30 - Moto orbitale della terra intorno al sole

Essi dividono la superficie terrestre in cinque parti caratterizzate da condizioni diverse di riscaldamento, chiamate zone astronomiche (Figura 4.31).

Figura 4.31 - Zone astronomiche della superficie terrestre
Figura 4.31 - Zone astronomiche della superficie terrestre



Vi è riportato il Tempo sidereo, le coordinate di Sole, Luna, Venere, Marte, Giove, Saturno e delle principali stelle, dati sulle eclissi, carte del cielo, e una serie di tavole con le varie correzioni da apportare alle letture delle altezze di Sole, di stelle e pianeti, per tener conto dell'elevazione dell'osservatore, della rifrazione dei raggi luminosi, del diametro del Sole e della Luna, ecc. ( Figura 4.32).

Figura 4.32 - Rifrazione atmosferica dei raggi luminosi
Figura 4.32 - Rifrazione atmosferica dei raggi luminosi

Il calcolo della posizione per mezzo delle stelle è ormai completamente in disuso sugli aerei. Il metodo viene ancora usato da qualche appassionato velico su imbarcazioni da diporto.

Figura 4.33 - Fix astronomico
Figura 4.33 - Fix astronomico