Tempo solare

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Differenza tra il tempo solare e iltempo siderale:il giorno solare ha una durata maggiore rispetto a quello siderale.

Iltempo solareè un sistema di calcolo deltempoche si basa sulla posizione apparente delSolenelcielo.Questo metodo antico è stato utilizzato come riferimento primario per la misurazione del tempo prima dell'arrivo degliorologi meccanicie degli standard di tempo internazionali.[N 1] L'unità di misuraprincipale del tempo solare è ilgiorno,che deriva dalla rotazione della Terra attorno al suoasse.

Introduzione

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L'immagine mostra l'eccentricità della Terra e del Sole. I pallini blu agli estremi dell'ellisse sono ilperielio(147 milioni di km) e l'afelio(152 milioni di km). (Per approfondire:leggi di Keplero.)

Posizionando un palo verticalmente rispetto al terreno, quest'ultimo proietta un'ombra in qualsiasi momento della giornata, oppure scomparirà se il Sole è posizionato esattamente sopra il paletto. L'istante in cui l'ombra proiettata punta esattamente aNordo aSudè chiamato mezzogiorno apparente locale o dodicesima ora apparente locale, ed il ciclo si ripete ogni 24 ore circa. Questo periodo di tempo è chiamatogiorno solare,mentre quando il Sole percorre 15° nel cielo passa un'ora solare (360°/24h).

Questo calcolo è però impreciso per via dell'orbita ellitticadellaTerra[N 2]e dellapendenza dell'asse terrestre,infatti il calcolo della giornata solare può avere 21 secondi in meno o 29 secondi in più rispetto agli orologi standard.

Gli orologi che funzionano a velocità costante, come unorologio a pendolo,dato che non possono seguire il Sole reale ne seguono uno immaginario chiamato Sole medio. Il Sole medio si sposta lungo l'equatorea velocità costante corrispondente alla velocità media del Sole reale annuale.

Misura del tempo solare

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Ci sono due tipologie di tempo solare: il tempo solare apparente e il tempo solare medio.

Il tempo solare apparente

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L'inclinazione dell'asse di rotazione terrestre è responsabile distagioni,equinoziesolstizi.

Il tempo solare apparente o reale[1]si basa sul movimento apparente del Sole reale, ovvero sull'arco di tempo che impiega il Sole per ritornare all'osservatore nel giro di un giorno solare apparente, misurabile da unameridiana.[2] La durata di un giorno solare non è costante, infatti durante l'anno può avere cambiamenti stagionali che possono arrivare a 16 minuti dalla media. Questo effetto è causato principalmente da 2 fattori: il primo è l'inclinazione dell'asse terrestre, conosciuto anche comeobliquità dell'eclittica,nonché l'inclinazione dell'asse di rotazione che la Terra possiede rispetto alla sua orbita, di circa 23° 26'. Il secondo fattore è invece l'eccentricità orbitale terrestre,infatti l'orbita della Terra forma un'ellisse dove il punto di maggiore vicinanza al Sole è ilperielioed il punto di maggiore lontananza dal Sole è l'afelio.Durante gliequinozi,quando il Sole attraversa l'equatore, lo spostamento del Sole è angolare rispetto all'equatore, perciò la proiezione dello spostamento del Sole sull'equatore è inferiore alla media annuale, mentre durante isolstizi,quando lo spostamento del Sole da un giorno all'altro è parallelo all'equatore, la proiezione dello spostamento del Sole sull'equatore è superiore alla media.

Il tempo solare medio

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Ilgraficomostra la variazione del tempo medio.

Il tempo solare medio, oppure ora solare media,[1]è l'angolo orariodel Sole medio al quale vengono aggiunte 12 ore, ed è misurato dalla maggior parte degli orologi.[2]Tale aggiunta deriva dalla decisione di fare cominciare il giorno a mezzanotte esatta, mentre ilmeridiano localemisura l'angolo orario. Dal 2009 è realizzato con la scala temporaleUT1,costruita matematicamente da osservazioni interferometriche a base molto lunga dei movimenti diurni di sorgenti radio situate in altre galassie. La durata di un giorno solare medio, a differenza della luce diurna e di un giorno solare apparente, è quasi costante. Infatti il giorno solare apparente può essere 20 secondi più corto o 30 secondi più lungo di un giorno solare medio. Questa differenza aumenta ogni volta che i giorni lunghi o corti si succedono, fino al punto che il tempo apparente è inferiore al tempo medio di circa 14 minuti vicino al 6 Febbraio, mentre intorno al 3 Novembre il tempo apparente è superiore al tempo medio di circa 16 minuti. Questa differenza, che è descritta dall'equazione del tempo,è ciclica e rimane la stessa ogni anno.

Nell'immagine viene mostrata la mappa suddivisa nelle proprie zone orarie.

Il tempo universale

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Lo stesso argomento in dettaglio:Tempo coordinato universale.

Il tempo universale è una scala di tempo basata sul moto di rotazione della Terra rispetto al Sole, ovvero il tempo solare medio. Il Tempo Universale 1 (UT1) del 1955 corregge il movimento dei poli della Terra mentre ruota, una definizione leggermente diversa. La differenza tra il tempo solare medio corretto e iltempo coordinato universale(UTC),[3]determina la necessità di unsecondo intercalare.[4]Il secondo intercalare è un aggiustamento temporale periodico aggiunto al tempo coordinato universale per mantenere l'allineamento con il tempo solare medio, riflettendo le irregolarità nella rotazione terrestre. Introdotto nel 1972, viene applicato ogni pochi anni, il 30 giugno o il 31 dicembre, quando la discrepanza tra UTC e il Tempo Universale 1 supera 0,9 secondi. I secondi intercalari garantiscono che gliorologi atomicirimangano sincronizzati con il giorno solare, essenziale per la precisione innavigazione,telecomunicazionie altre tecnologie.

Storia

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Lo stesso argomento in dettaglio:Storia della misurazione del tempo.
In foto l'Obelisco di Luxor,un obelisco egiziano alto 23 metri risalente al1200 a.C.

Il Sole ha rappresentato per millenni il fulcro del tempo solare apparente, un metodo di misurazione del tempo molto utilizzato nell'antichità. Sono stati usati numerosi strumenti nel corso dei secoli per osservare e registrare il movimento del Sole nel cielo, offrendo così un riferimento temporale essenziale per le civiltà antiche.

Alcuni tra i più antichi strumenti utilizzati sono unobeliscoegiziano risalente al3500 a.C.(che fungeva da gnomone naturale indicando i momenti cruciali della giornata in base all'ombra proiettata), unognomonecinese databile al2300 a.C.(utilizzato per tracciare l'ombra solaree determinare l'ora locale) e unameridianain Egitto risalente al1500 a.C.,che forniva un mezzo per monitorare l'andamento del Sole nel cielo durante il corso della giornata.[5]

In foto uno gnomone a Pechino, Cina.

Questi strumenti antichi testimoniano l'importanza cruciale che il Sole e il suo movimento hanno avuto nel tracciare il tempo per le antiche civiltà. Grazie alla loro ingegnosità e alla comprensione delle dinamiche solari, queste culture hanno potuto organizzare le loro attività quotidiane e celebrare eventi importanti basandosi sul ciclo naturale del giorno e della notte.

Grazie a una tavoletta del649 a.C.è noto che gli astronomi babilonesi utilizzavano un rapporto 2:1 per il giorno più lungo rispetto al giorno più corto, utilizzando una funzione lineare a zigzag per ricavare una stima della variazione. Non è ancora chiaro se fossero a conoscenza dell'equazione del tempoe di conseguenza della variazione della lunghezza del giorno solare.

Il miglioramento degli orologi meccanici e l'aumento del commercio fece diventare l'ora solare apparente gradualmente meno utile, dato che le nuove tecnologie fecero scomparire quel metodo di misurazione. La prima volta in cui venne introdotto il tempo solare medio fu nel 1834 negli almanacchi inglesi e in quelli francesi nel 1835. Data la difficoltà di osservazione diretta del Sole a causa delle sue dimensioni, il tempo solare medio venne calcolato tramite un rapporto fisso del tempo osservato dalle stelle con osservazioni puntiformi. Lo standard per misurare il tempo solare medio a partire dalla mezzanotte è stato chiamatotempo universale.

Note

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Note al testo

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  1. ^Gli standard di tempo internazionali, come iltempo coordinato universale(UTC) e iltempo atomico internazionale(TAI), assicurano misurazioni temporali precise e sincronizzate globalmente. IlGPSTime, usato daisatelliti,è sincronizzato con il TAI ma senza secondi intercalari. L'ISO 8601standardizza date e orari, e ilNetwork Time Protocol(NTP) sincronizza gli orologi dei computer con l'UTC.
  2. ^L'orbita ellittica terrestreè il percorso che la Terra compie intorno al Sole, descrivendo un'ellisse con il Sole situato in uno dei due fuochi. Questa formaellitticaprovoca variazioni nella distanza tra la Terra e ilSole,influenzando la quantità dienergia solarericevuta e contribuendo aicambiamenti stagionali.L'orbitaha un'eccentricità bassa, quindi è quasi circolare, con una distanza media di circa 149,6 milioni di chilometri. I punti principali dell'orbita sono ilperielio,quando la Terra è più vicina al Sole, e l'afelio,quando è più lontana. La durata di un'orbita completa è di unanno solare,circa 365,25 giorni.

Fonti

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  1. ^abGiorno solare vero – Rete di Eratostene,sueratostene.vialattea.net.URL consultato il 16 maggio 2024.
  2. ^ab(EN) Jonathan D. Betts,Solar time - Equation of Time, Sundial & Clocks,subritannica.com,Enciclopedia Britannica.URL consultato il 15 maggio 2024.
  3. ^(EN)Time Zone Map,sutimeanddate.com.URL consultato il 15 maggio 2024.
  4. ^Claudio Censori,Tempo universale,inEnciclopedia della scienza e della tecnica,Roma, Istituto dell'Enciclopedia Italiana, 2007-2008.URL consultato il 27 maggio 2024.
  5. ^Misurare il tempo: come e perché abbiamo iniziato a farlo,sugeopop.it.URL consultato il 16 maggio 2024.

Bibliografia

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  • Schroeder W.,Astronomia pratica,Milano, Longanesi, 1967.
  • Zagar F.,Astronomia Sferica e Teorica,Bologna, Zanichelli, 1984.
  • Romano G.,Esercitazioni e problemi per lo studio dei fenomeni celesti,inIntroduzione all’Astronomia,Padova, Franco Manuzzio, 1985.
  • (EN) Smart W. N.,Textbook on Spherical Astronomy,6ª, Cambridge, Cambridge University Press, 1986.
  • Fantoni G.,Trattato completo di gnomonica,inOrologi Solari,Roma, Technimedia, 1988.
  • (EN) Pennekoek A.,A history of Astronomy,Mineola NY, Dover, 1989.
  • Flora F.,Navigazione astronomica,inAstronomia nautica,Milano, Hoepli, 1993.
  • (EN) Evans J.,The History & Practice of Ancient Astronomy,New York, Oxford University Press, 1998.
  • (EN) Roy A. E. e Clarke D.,Astronomy Principles and Practice,4ª, Bristol and Philadelphia Institute of Physics Publishing, 2003.
  • (EN) Karttunen et al.,Fundamental Astronomy,5ª, New York, Springer-Verlag Berlin Heidelberg, 2007.
  • (EN) Meeus J.,Astronomical Algorithms,a cura di Richmond, 2ª, Willmann-Bell, 10 Agosto 2009.
  • Franci M.,Astronomia egizia,Firenze, Edarc, 2010.
  • (EN) Duffet-Smith P. e Zwart J.,'Practical Astronomy with your Calculator or Spreadsheet,4ª, New York, Cambridge University Press, 2011.
  • (EN) Urban S.E. e Seidelmann P. K.,The Explanatory Supplement to the Astronomical Almanac,3ª, Mill Valley, California, University Science Books, 2012.
  • (EN) Van Brummelen G.,Heavenly Mathematics, The Forgotten Art of Spherical Trigonometry,Princeton, Princeton University Press, 2013.
  • (EN) Seidelmann P. K.,The History of Celestial Navigation,Springer, Hohenkerk C.Y., 2020.

Voci correlate

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Collegamenti esterni

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