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Gian Carlo PEROSINO

SCIENZE DELLA TERRA

Torino, settembre 2012

II

PRESENTAZIONE

Le Scienze della Terra costituiscono un insieme di discipline (astronomia, geografia

generale fisica e cartografia, geofisica, mineralogia, paleontologia, meteorologia, climatologia,

glaciologia, idrologia, pedologia,...) che hanno, come argomento, lo studio della Terra,

considerata come un sistema complesso, la cui definizione unitaria è considerata obiettivo prioritario del presente testo.

Il presente testo è un manuale scientifico, la cui lettura richiede un livello di prerequisiti

normalmente acquisito nella scuola media e/o nel biennio della superiore. Pur non rinunciando

ai necessari approfondimenti, l’uso di tale testo è accessibile ad un vasto pubblico; infatti le

nozioni di base, riguardanti la matematica, fisica e chimica (propedeutiche alle Scienze della

Terra), non vengono date per scontate, ma sono riprese ed illustrate con facile linguaggio.

L’articolazione dei contenuti consente lo studio di singoli argomenti indipendentemente

dal contesto del libro è costituisce una “raccolta” di dati, fatti e fenomeni che ha, come

obiettivo, la definizione di un modello di funzionamento del nostro pianeta, mediante una

schema di ciclo complessivo della materia a livello globale.

Si sviluppa così un ragionamento che, attraverso lo studio dei fenomeni naturali del

mondo fisico, tiene conto della moderna metodologia delle scienze sperimentali, non

rinunciando a considerare con attenzione anche la “fatica” degli scienziati che, nel passato,

hanno posto le basi per le conoscenza attuali.

Il libro è riccamente illustrato. Gli argomenti trattati necessitano di immagini;

altrimenti riuscirebbe difficile, con il solo testo, immaginare fenomeni in continua evoluzione

e, soprattutto, caratterizzati dalla tridimensionalità. Oltre 600 figure; si tratta di un numero

elevato, tenendo conto che si utilizzano poche fotografie. Si tratta infatti di schemi e

soprattutto di ricostruzioni di paesaggi che hanno permesso di evitare l’abbondanza di

particolari, per mettere in evidenza quelli più utili alla comprensione dei fenomeni.

Si tratta di un corso di geografia generale fisica per le suole medie superiori e/o di

preparazione per l’Università. Dall’indice si può osservare una articolazione di contenuti

rispetto ai quali valgono le seguenti considerazioni:

∞ pur considerando la trattazione dei principali fenomeni dell’Universo, l’astronomia riguarda soprattutto il Sistema Solare in quanto interessa, in modo più diretto, i fenomeni terrestri;

∞ ampio spazio alla geofisica, disciplina che consente un migliore collegamento con le altre

materie scientifiche e molto utile per l’obiettivo primario succitato;

∞ ampliamento dei capitoli riguardanti la meteorologia, la climatologia e la morfologia,

discipline descrittive dei fenomeni più facilmente osservabili;

∞ grande attenzione all’acqua e a tutti i fenomeni ad essa connessi (per esempio un capitolo è

dedicato all’idrologia, generalmente trascurata nei testi tradizionali);

∞ rivalutazione della pedologia in quanto lo studio del suolo (talora trascurato) consente di

comprendere meglio i cicli della materia negli ambienti terrestri;

∞ la storia della vita sulla Terra non viene considerata semplicemente come successione di

eventi biologici sul nostro pianeta, ma viene dato ampio spazio ai metodi di indagine tipici della paleontologia, disciplina votata allo studio degli ambienti del passato (paleoecologia);

IV

SCHEMA DEI MODULI E DEI CAPITOLI Modulo capitolo pag. tab. fig.

I UNIVERSO, SISTEMASOLARE, TERRA

1 La terra nel Sistema Solare 35 9 43 2 Forma, dimensioni e massa della Terra 12 2 13 3 La rappresentazione della Terra 23 0 45 Totali del modulo 70 11 101

II COMPOSIZIONE DELLATERRA

1 Composizione chimica della Terra 19 8 18 2 L’acqua 27 3 46 3 La chimica del silicio 12 0 43 Totali del modulo 58 11 107

III

METEOROLOGIA,

CLIMATOLOGIA ED

IDROLOGIA

1 La macchina del tempo 31 2 52 2 Elementi di climatologia 21 2 24 3 Elementi di idrologia 27 8 24 Totali del modulo 79 12 100

IV

PROCESSI DI

DISFACIMENTO E DI

TRASPORTO

1 Paesaggi disegnati dall’acqua 31 1 71 2 Paesaggi disegnati dal ghiaccio 18 0 29 3 Modellamento dei versanti 11 0 18 Totali del modulo 60 1 118

V

AMBIENTI DI

SEDIMENTAZIONE,

STORIA DELLA VITA

1 Il ciclo sedimentario 18 8 30 2 Elementi di paleocologia 28 1 39 3 Dalla litosfera alla biosfera 26 11 24 Totali del modulo 72 20 93

VI

CICLO DELLE ROCCE E

TETTONICA A PLACCHE

1 Interno della terra, equilibri ed energia 14 2 22 2 Vulcani, magmatismo e metamorfismo 18 4 31 3 I movimenti della crosta terrestre 39 1 67 Totali del modulo 71 7 120 SCIENZE DELLA TERRA TOTALI DEL TESTO 410 62 639

INDICE

I - UNIVERSO, SISTEMA SOLARE, TERRA

1 - LA TERRA NEL SISTEMA SOLARE

1.1 - Osservando il cielo

1.2 - Il moto apparente dei corpi celesti

1.3 - Meteoriti e comete

1.4 - La Terra ed il Sole

1.5 - la Terra e la Luna

1.6 - I pianeti

1.7 - Il Sistema Solare nell’Universo

1.8 - Le stelle

SCHEDA 1.1 - Orientamento sulla sfera celeste SCHEDA 1.2 - I contributi di K EPLERO , G ALILEO E N EWTON SCHEDA 1.3 - Prove della rotazione terrestre SCHEDA 1.4 - Altri movimenti della Terra SCHEDA 1.5 - Il calendario SCHEDA 1.6 - Crateri lunari SCHEDA 1.7 - Il mese sinodico SCHEDA 1.8 - Descrizioni dei pianeti SCHEDA 1.9 - L’Universo in espansione

V

SCHEDA 1.10 - Processi di fusione e di fissione nucleari

SCHEDA 1.11 - Evoluzione dell’Universo

SCHEDA 1.12 - La materia oscura

SCHEDA 1.13 - Origine del sistema solare

2 - FORMA, DIMENSIONI E MASSA DELLA TERRA

2.1 - La forma della Terra

2.2 - La Terra e le stelle

2.3 - Orientamento (localizzazione di un punto sulla Terra)

2.4 - È realmente sferica la Terra?

2.5 - Dimensioni e massa della Terra

2.6 - Densità della Terra

SCHEDA 2.1 - Che ora è? SCHEDA 2.2 - Un po’ di geometria con Eratostene SCHEDA 2.3 - Un po’ di fisica: massa e peso SCHEDA 2.4 - Perché gli oggetti cadono? SCHEDA 2.5 - Esempi di calcoli con le masse

3 - LA RAPPRESENTAZIONE DELLA TERRA

3.1 - Geografia e carte geografiche

3.2 - La fotografia dall’alto

3.3 - Le carte topografiche

3.4 - La rappresentazione del rilievo

3.5 - L’Istituto Geografico Militare (I.G.M.)

3.6 - Le carte geografiche generali

3.7 - Il sistema U.T.M. e reticolo chilometrico

3.8 - Coordinate spaziali di un punto

SCHEDA 3.1 - Gli enti cartografici italiani SCHEDA 3.2 - Proiezioni prospettiche o azimutali SCHEDA 3.3 - Proiezioni di sviluppo SCHEDA 3.4 - Esempi di applicazioni in cartografia

II - COMPOSIZIONE DELLA TERRA

1 - COMPOSIZIONE CHIMICA DELLA TERRA

1.1 - Di che cosa e’ fatta la Terra

1.2 - Elementi della biosfera, atmosfera ed idrosfera

1.3 - Elementi della litosfera e della terra profonda

1.4 - Una breve sintesi

1.5 - Sostanze organiche, inorganiche: il ciclo del carbonio

1.6 - Il carbonio inorganico

1.7 - Il quarto elemento della biosfera: l’azoto

1.8 - Il fosforo

SCHEDA 1.1 - Un po’ di chimica: atomi ed elementi SCHEDA 1.2 - Classificazione degli elementi dei viventi SCHEDA 1.3 - Un po’ di termodinamica: il gas aria SCHEDA 1.4 - Sostanze elementari e composte, miscugli SCHEDA 1.5 - L’esperienza di Miller SCHEDA 1.6 - L’eutrofizzazione: un processo naturale

2 - L’ACQUA

2.1 - L’acqua ed il sale

2.2 - L’acqua e l’ossigeno

2.3 - Stati della materia

2.4 - Cambiamenti di stato

2.5 - La trasparenza dell’acqua

VII

2.2 - Le regioni climatiche

2.3 - Il clima in Italia

2.4 - Il clima cambia

2.5 - Le glaciazioni

SCHEDA 2.1 - Storia della meteorologia SCHEDA 2.2 - L’importanza della meteorologia SCHEDA 2.3 - Diagrammi termo-pluviometrici SCHEDA 2.4 - Clima e storia SCHEDA 2.5 - La dendroclimatologia SCHEDA 2.6 - Il plancton SCHEDA 2.7 - Il ghiaccio ricorda SCHEDA 2.8 - Metodi palinologici SCHEDA 2.9 - Le varve glaciali SCHEDA 2.10 - Aspetti biologici

3 - ELEMENTI DI IDROLOGIA

3.1 - Il bilancio idrologico

3.2 - Regimi idrologici dei corsi d’acqua

3.3 - Portate di piena

3.4 - Portate di magra

3.5 - Bilancio idrologico dei laghi naturali

3.6 - Le acque sotterranee

3.7 - Le sorgenti

3.8 - Il carsismo

SCHEDA 3.1 - Portata idrica e sezione di alveo SCHEDA 3.2 - L’importanza del concetto di bacino imbrifero SCHEDA 3.3 - Afflusi e deflussi SCHEDA 3.4 - Climi, ambienti,... torrenti e fiumi SCHEDA 3.5 - Portate di piena e fasce di pertinenza fluviale SCHEDA 3.6 - L’azione chimica dell’acqua

IV - PROCESSI DI DISFACIMENTO E DI TRASPORTO

1 - PAESAGGI DISEGNATI DALL’ACQUA

1.1 - L’erosione dell’acqua

1.2 - Il reticolo idrografico

1.3 - Gli alvei dei corsi d’acqua e le alluvioni

1.4 - Alcune forme tipiche dell’erosione

1.5 - Meandri fluviali

1.6 - Evoluzione di un bacino imbrifero

1.7 - Erosione del mare

1.8 - Eorfologia costiera

SCHEDA 1.1 - Il fiume cambia da monte a valle SCHEDA 1.2 - L’ingegneria idraulica tradizionale SCHEDA 1.3 - Ponti (attraversamenti o possibili dighe?) SCHEDA 1.4 - L’ingegneria naturalistica SCHEDA 1.5 - Aspetti legati all’evoluzione dei bacini SCHEDA 1.6 - L’azione del moto ondoso SCHEDA 1.7 - Sesse

2 - PAESAGGI DISEGNATI DAL GHIACCIO

2.1 - Il limite climatico delle nevi persistenti

2.2 - I ghiacciai attuali

2.3 - I processi dell’erosione glaciale

2.4 - Le forme glaciali

2.5 - Sistema d’erosione periglaciale

SCHEDA 2.1 - Il destino climatico della Terra

VIII

SCHEDA 2.2 - Il ghiacciaio Morteratsch

SCHEDA 2.3 - Il ghiacciaio Roseg

SCHEDA 2.4 - Il detrito morenico

3 - MODELLAMENTO DEI VERSANTI

3.1 - Non solo acqua

3.2 - I processi termoclastici

3.3 - Paesaggi disegnati dal vento

3.4 - La gravità

3.5 - Le frane

SCHEDA 3.1 - Le piramidi di terra

V - AMBIENTI DI SEDIMENTAZIONE, STORIA DELLA VITA

1 - IL CICLO SEDIMENTARIO

1.1 - Le rocce sedimentarie

1.2 - I processi di diagenesi

1.3 - Le rocce detritiche

1.4 - Le rocce carbonatiche

1.5 - Le rocce piroclastiche

1.6 - Ambienti di sedimentazione continentali

1.7 - Ambienti di sedimentazione marini

1.8 - Ambienti di sedimentazione di transizione

SCHEDA 1.1 - I combustibili solidi SCHEDA 1.2 - I combustibili liquidi e gassosi SCHEDA 1.3 - Le torbiditi

2 - ELEMENTI DI PALEOCOLOGIA

2.1 - Definizione di ecologia

2.2 - La biocenosi

2.3 - La tanatocenosi

2.4 - Stratigrafia e concetto di facies

2.5 - Stratigrafia cronologica con i fossili

2.6 - Scala del tempo geologico

2.7 - Era archeozoica

2.8 - Era paleozoica

2.9 - Era mesozoica

2.10 - Era cenozoica

2.11 - Era neozoica

SCHEDA 2.1 - Esempi di relazioni entro le biocenosi SCHEDA 2.2 - Definizioni utili all’ecologia SCHEDA 2.3 - Datazioni radiometriche

3 - DALLA LITOSFERA ALLA BIOSFERA

3.1 - La pedosfera

3.2 - La componente minerale

3.3 - La componente organica

3.4 - Gli organismi

3.5 - L’acqua

3.6 - L’aria

3.7 - Le proprieta’ del suolo

3.8 - Profilo del suolo

3.9 - La zonazione dei suoli

3.10 - Soprassuolo

3.11 - La deforestazione

3.12 - L’erosione del suolo

Perosino G.C., 2012. Scienze della Terra (presentazione modulo I).

MODULO I:

UNIVERSO, SISTEMA SOLARE, TERRA

Perosino G.C., 2012. Scienze della Terra (presentazione modulo I).

a un punto, nel quale era concentrata un’immane quantità di energia, ebbe

origine, 15 miliardi di anni fa, una gigantesca esplosione ( big bang ). Da quel

“centro” si formò materia in continua espansione, aggregata sotto forma di corpi, da

minuscole dimensioni ad enormi masse, che ancora attualmente si allontanano nello

spazio. È l’ Universo , talmente grande che, per attraversarlo tutto alla fantastica velocità

della luce (circa 300.000 chilometri al secondo), occorrerebbe un tempo di oltre 10

miliardi di anni.

L’Universo è formato da grandi ammassi di materia, denominati galassie. Una di

queste è la Via Lattea, (insieme di oltre 100 miliardi di stelle) con l’aspetto di un disco

appiattito, di diametro di circa 100.000 anni luce e spessa 10.000 anni luce, 100.

volte più piccola dell’Universo.

Ai margini della Via Lattea (32.600 anni luce dal suo centro) si trova il Sistema

Solare , che rappresenta una piccolissima porzione della galassia. Si tratta di un insieme

di corpi costituiti dal Sole e dai suoi pianeti tra i quali la Terra , il cui diametro risulta

100.000 volte più piccolo del Sistema Solare (viaggiando alla velocità della luce

sarebbe possibile compiere il percorso dell’intero equatore in meno di un decimo di

secondo).

In un punto sulla Terra si trova uno studente , 10 milioni di volte più piccolo del

pianeta su cui abita. Egli vive i suoi giorni con la consapevolezza dell’importanza del

suo “essere” e con l’impegno a conoscere la Terra ed il sistema universale di cui fa

parte, centinaia di milioni di miliardi di miliardi più grande di lui.

Con il Modulo I ( Universo, Sistema Solare, Terra ) si definisce il ruolo del nostro

pianeta nel Sistema Solare e nell’Universo ( capitolo 1 ). Quindi si passa ad una

prima descrizione delle principali caratteristiche della Terra come se fosse vista da

una navicella spaziale in orbita intorno ad essa ( capitolo 2 ). Infine si studiano i

diversi sistemi di rappresentazione della sua superficie sulle carte generali e di

dettaglio ( capitolo 3 ). Si tratta di un percorso basato sull’osservazione e sulla

descrizione che dal cielo, porta l’attenzione al globo terrestre nella sua globalità e

sui modi di rappresentare le irregolarità che ne disegnano la superficie.

D

Perosino G.C., 2012. Scienze della Terra (cap. 1 - modulo I).

Fig. 1.2 - Il Polo Nord Celeste è un punto nella sfera celeste occupato dalla Stella Polare. All’opposto è il Polo Sud Cele - ste. L’ asse del mondo , attorno al quale la sfera celeste sembra compiere un giro completo in 24 ore, congiunge i due poli passando per il centro ( C ) della Terra. Il piano perpendicolare all’asse e passante per C interseca la sfera dando origine all’ equatore celeste.

Fig. 1.3 - Lo zenit è un punto sulla sfera celeste sulla perpendicolare rispetto ad un punto di osservazione P sulla Terra. Il nadir è agli antipodi sulla sfera celeste. L’ orizzonte astronomico del punto P rappresenta il limite al di sopra del quale si trova la mezza sfera celeste visibile (l’altra metà è nascosta dalla Terra). Poli Nord e Sud ed Est e Ovest sono detti punti cardinali.

Fig. 1.4 - A sinistra è rappresentata la volta celeste osservata dal Polo, coincidente con lo Zenit: le stelle non tramontano mai. In centro l’osservatore si trova alla latitudine di 45°, quindi lo stesso angolo tra l’asse di rotazione e la direzione dello Zenit; le stelle più vicine alla Stella Polare ( circumpolari ) non tramontano mai; quelle più distanti ( occidue ) tramontano e sorgono. A destra, presso l’equatore, tutte le stelle tramontano e sorgono.

Fin dall’antichità ci si accorse che cinque “stelle” cambiano lentamente le loro posizioni rispetto alle altre. Esse vennero chiamate pianeti (dal greco antico : errante ). Gli altri corpi celesti furono denominati, per distinzione, stelle fisse. Gli antichi greci diedero ai pianeti i nomi di alcune loro divinità : Mercurio , Venere , Marte , Giove e Saturno. Si deve all’invenzione del cannocchiale la scoperta di altri pianeti : Urano (nel 1781), Nettuno (1846) e Plutone (1930). Anche il Sole e la Luna potrebbero essere definiti “erranti”, in quanto le loro posizioni cambiano rispetto alle stelle fisse.

1.2 - Il moto apparente dei corpi celesti

Le stelle, il Sole e la Luna sembrano descrivere cerchi completi attorno alla Terra in un giorno, mentre i pianeti sembrano compiere movimenti più complessi. I greci antichi, dai dati ottenuti dall’osservazione dei fenomeni celesti, tentarono di spiegare i movimenti degli astri partendo da alcune considerazioni :

• i moti degli astri devono essere spiegati con rigorose regole geometriche;
• gli astri hanno forma sferica ed i loro moti sono circolari ed uniformi;
• l’Universo è limitato nello spazio; in esso gli astri occupano posizioni definite.

Perosino G.C., 2012. Scienze della Terra (cap. 1 - modulo I).

L’esperienza suggeriva agli antichi che ogni corpo in movimento, non spinto da forze, è destinato a fermarsi. La materia era considerata come naturalmente portata alla quiete. Pertanto per spiegare il perdurare dei movimenti degli astri fu necessario invocare l’azione costante di un “motore esterno”. Occorre aspettare il diciassettesimo secolo, con Galileo GALILEI (1564 - 1642) e Isaac N EWTON (1642 - 1727), per concepire l’idea secondo la quale un corpo, se non soggetto a forze, è in grado di conservare il suo stato di moto indefinitivamente. Se un oggetto non è ostacolato dall’attrito (come succede, nell’esperienza quotidiana, per i corpi sulla superficie terrestre), esso mantiene per sempre la stessa velocità. Un astro, nell’Universo “vuoto”, non ostacolato da forze che lo rallentano, mantiene il suo moto senza bisogno di ricorrere all’idea di un “motore esterno”.

Per capire il ragionamento seguito dai greci conviene citare i loro sistemi più famosi : E UDOSSO, ARISTARCO e T OLOMEO. Il fondatore della cosmologia (la scienza delle leggi generali dell’Universo) può essere considerato Eudosso di Cnido (409 - 356 a.C.), discepolo di Platone. Egli supponeva che i corpi celesti fossero disposti in una serie di sfere concentriche, ruotanti, con velocità diverse, intorno alla Terra. Per interpretare i movimenti del Sole, della Luna e dei pianeti, che si spostano in modo complesso rispetto alle stelle fisse, Eudosso ricorse ad un complicato principio di composizione di movimenti di più sfere. Aristarco (310 - 230 a.C.) collocò il Sole al centro del sistema, ammettendo un moto di rivoluzione annuale della Terra intorno allo stesso (sistema eliocentrico ). A lui dobbiamo il primo tentativo scientifico di determinare le distanze del Sole e della Luna dalla Terra e le loro dimensioni relative. Pur nella approssimazione di quelle misure, notò che la Luna è più piccola della Terra ed il Sole molto più grande; pertanto ritenne improbabile che un corpo grande ruotasse intorno ad uno più piccolo. Sostenendo la quiete del Sole e che tutti gli altri pianeti, tra cui la Terra, ruotano in orbite circolari intorno al Sole stesso, si procurò l’accusa di empietà dai contemporanei. Tolomeo (127 - 150 d.C.), basandosi sulla notevole esperienza dell’importante Scuola di Alessandria d’Egitto, che da tempo tentava di spiegare matematicamente le irregolarità dei movimenti degli astri, formulò alcuni principi fondamentali ( fig. 1.5 ) :

• la Terra si trova, immobile, al centro dell’Universo e le stelle fisse sono sulla sfera celeste che ruota intorno ad un asse passante per i poli celesti, compiendo un giro ogni 24 ore;
• anche il Sole e la Luna ruotano attorno alla Terra secondo circonferenze, ma il loro centro non coincide con quello della Terra stessa;
• i pianeti si muovono lungo circonferenze ( epicicli ) i cui centri non sono fissi, ma percorrono anch’essi circonferenze ( deferenti ) con la Terra al loro interno e in posizione eccentrica rispetto a quest’ultima.

Nel sistema tolemaico , procedendo dal centro verso la periferia, i corpi celesti sono disposti nel seguente ordine : Terra, Luna, Mercurio, Venere, Sole, Marte, Giove, Saturno e stelle fisse. Con tale sistema (detto anche geocentrico perché poneva la Terra al centro) Tolomeo prevedeva, con una certa precisione, il moto degli astri, ma il tutto era talmente complicato che una volta Alfonso X il saggio (1221 - 1284), re di Castiglia, commentò : “ Se l’Onnipotente avesse chiesto il mio parere prima di imbarcarsi nella creazione, io gli avrei consigliato qualcosa di più semplice ”.

Fig. 1.5 - TOLOMEO sviluppa un modello dell’Universo compatibile con i movimenti dei pianeti. Pone ogni pianeta su un piccolo cerchio ( epiciclo ), il cui centro si muove lungo un cerchio più grande ( deferente ). In alto viene rappresentato il risultato ( TT ) della composizio- ne dei due movimenti.

Questo “ qualcosa di più semplice ” fu compreso dall’astronomo polacco COPERNICO nel 1543; nel suo libro ( De revolutionibus orbium coelestium ) propose un nuovo sistema, con il Sole al centro dell’Universo (sistema eliocentrico). La Terra è il terzo pianeta in ordine di sequenza dall’astro solare; essa ruota su se stessa ( rotazione ) in 24 ore e intorno al Sole ( rivoluzione ) in un anno; la Luna ruota intorno alla Terra; la sfera delle stelle fisse è

Perosino G.C., 2012. Scienze della Terra (cap. 1 - modulo I).

Sulla Terra, oltre ai meteoriti, giunge, in modo impercettibile, una “pioggia” di materiali molto fini. Si tratta di pulviscolo extraterrestre, facilmente rilevabile sulle nevi dei poli. L’esploratore NORDENSKJOLD, fondendo grandi quantità di nevi della Groenlandia, ottenne un residuo costituito di questo materiale, detto polvere meteorica. Talvolta il fenomeno può essere più vistoso del solito; il 3 maggio 1892, in Svezia, Norvegia, Danimarca e territori vicini, precipitarono circa 500 tonnellate di quella polvere. Si suppone che questa materia derivi dalla disgregazione delle meteore luminose quando entrano nell’atmosfera terrestre, ma non è da escludere che essa sia composta anche da detriti molto fini provenienti dallo spazio celeste ( polvere cosmica ).

1.4 - La Terra ed il Sole

L’anno è l’intervallo di tempo che la Terra impiega per un giro completo intorno al Sole ( fig. 1.7 ). Il nostro pianeta ruota di 360°, nel tempo di un giorno, intorno ad un asse passante per i Poli (rotazione; schede 1.3 , 1.4 e 1.5 ). L’asse non è perpendicolare rispetto al piano dell’orbita, ma inclinato di ~ 23° 5’ rispetto alla sua normale. Se fosse perpendicolare al piano dell’orbita, in tutte le parti del pianeta ogni giorno dell’anno avrebbe 12 ore di luce e 12 ore di buio. In tale situazione le condizioni climatiche degli emisferi Nord e Sud sarebbero uguali. In realtà, come indicato al punto del solstizio d’estate della fig. 1.7 ed a sinistra della fig. 1.8 , l’emisfero boreale è più inclinato verso il Sole e, al contrario di quello australe, ha più di 12 ore di luce; sei mesi dopo la situazione è inversa. I due punti sono i culmini dell’estate ( solstizio d’estate - 21 giugno) e dell’inverno ( solstizio d’inverno - 21 dicembre). Nell’emisfero Nord il 21 dicembre è il giorno con la notte più lunga; con il passare dei mesi il numero di ore di luce aumenta fino al 21 marzo ( equinozio di primavera ) quando il giorno è diviso in 12 ore di luce e 12 ore di buio ( fig. 1.9 ). Successivamente le notti si accorciano ulteriormente fino a raggiungere il minimo il 21 giugno. La durata della luce poi diminuisce fino a una situazione di nuova parità fra buio e luce, il 21 settembre ( equinozio di autunno ); infine le notti si allungano ancora fino a ritornare nuovamente al solstizio d’inverno. Questi quattro momenti dell’orbita terrestre segnano i limiti delle stagioni astronomiche.

Fig. 1.7 - Moto di rivoluzione della Terra e sue posizioni fondamentali rispetto all’equatore ce- leste.

solstizio d’inverno 21 dicembre equinozio di primavera 21 marzo inverno equinozio di primavera 21 marzo solstizio d’estate 21 giugno primavera solstizio d’estate 21 giugno equinozio d’autunno 21 settembre estate equinozio d’autunno 21 settembre solstizio d’inverno 21 dicembre autunno

Il clima cambia a seconda delle stagioni e della distanza dai poli; le stagioni meteorologiche non coincidono con quelle astronomiche (il vero inverno inizia circa un mese prima del 21 dicembre). L’inverno e l’estate sono le stagioni fredda e calda per l’emisfero Nord e viceversa per l’emisfero Sud ( fig. 1.8 ). La Terra è divisa in fasce :

• zona glaciale artica ; tra il Polo Nord e il circolo polare artico ; per sei mesi, tra i due equinozi autunno- primavera, è sempre buio con inverno rigido; nel periodo 21 marzo ÷ 21 settembre il Sole non tramonta mai, rimanendo basso sull’orizzonte; i raggi sono molto inclinati, quasi radenti la superficie terrestre e poco efficaci nel riscaldare la Terra ( fig. 1.10 ); in estate le temperature sono ancora basse (prossime allo 0 °C), tanto che la neve accumulata al suolo nell’inverno non si scioglie completamente, accumulandosi anno dopo anno;
• zona temperata boreale ; tra il circolo polare artico ed il tropico del cancro ; gli inverni sono freddi con notti lunghe; in estate le temperature sono più elevate, con poche ore di buio; il Sole è più alto sull’orizzonte e scalda maggiormente la Terra, sia perché i raggi luminosi sono più “diretti” ( fig. 1.10 ), sia perché la durata della luce prevale su quella del buio; nei mesi caldi fonde la neve caduta nell’inverno (ad eccezione delle più elevate zone

Perosino G.C., 2012. Scienze della Terra (cap. 1 - modulo I).

montuose); nelle stagioni intermedie e in special modo negli equinozi, vi è equilibrio fra luce e buio ed il clima è intermedio rispetto a quelli invernale ed estivo;

• zona torrida ; tra il tropico del cancro e il tropico del capricorno ; è la fascia dove minori sono le differenze fra le stagioni e dove gli inverni non sono mai rigidi (tranne le zone montuose più elevate); il clima generale è caldo in conseguenza della radiazione luminosa che giunge, per molte ore, perpendicolarmente o quasi, alla superficie terrestre ( fig. 1.10 ); presso l’equatore non vi sono differenze stagionali;
• zona temperata australe ; tra il tropico del capricorno e il circolo polare antartico ; analoga alla zona temperata boreale, ma con inverni caldi ed estati fredde;
• zona glaciale antartica ; tra il circolo polare antartico e il Polo Sud; analoga alla zona polare artica, ma con buio fra gli equinozi primavera-autunno.

Fig. 1.8 - Rappresentazione della Terra divi- sa in fasce in funzione dell’illuminazione del Sole nei solstizi d’estate (a sinistra) e d’inverno (a destra).

Fig. 1.9 - Rappresentazione della Terra in funzione della illuminazione del Sole negli equinozi di primavera e di autunno.

Fig. 1.10 - A causa del- la sfericità della Terra, uno stesso fascio di raggi solari illumina su- perfici di diversa esten- sione riscaldandole con diverse intensità.

distanza dalla Terra 150 ⋅ 10 6 km 8 minuti alla velocità della luce raggio 700 ⋅ 10 3 km 109 volte quello della Terra volume 1,41 ⋅ 10 18 km^3 1.304.000 volte quello terrestre superficie 6,12 ⋅ 10 12 km^2 12.000 volte quella terrestre massa 2 ⋅ 10 30 kg 333.000 volte quella terrestre densità media 3,9 1/4 di quella terrestre gravità superficiale 275 m/s 2 28 volte quella terrestre Tab. 1.1 - Caratteristiche del Sole. distanza media dalla Terra 384.403 km circa 30 diametri terrestri distanza massima dalla Terra 405.506 km apogeo distanza minima dalla Terra 363.300 km perigeo raggio 1.738 km poco più di 1/4 di quello terrestre volume 2,20 ⋅ 10 10 km^3 1/49 di quello terrestre superficie 38 ⋅ 10 6 km^2 1/13 di quella terrestre massa (^) 7,4 ⋅ 10 22 kg 1/81 di quella terrestre densità media 336 simile a quella terrestre gravità superficiale 1,62 m/s 2 1/6 di quella terrestre Tab. 1.2 - Caratteristiche della Luna.

Il Sole è immensamente più grande dei pianeti. Il suo diametro è 109 volte più grande di quello terrestre; il suo volume supera enormemente quello di tutti i pianeti messi insieme, 1.300.000 volte quello della Terra ( tab. 1.1 ), dalla quale dista 150 milioni di kilometri, una distanza che la luce (c ≅ 300.000 km/s) percorre in otto minuti.

Perosino G.C., 2012. Scienze della Terra (cap. 1 - modulo I).

Quando la Luna, nel suo moto, si trova fra Sole e Terra (in congiunzione ) si ha la fase di novilunio o Luna nuova (1 in fig. 1.12 ). Il nostro satellite è invisibile dato che ci rivolge la faccia in ombra, poco distinguibile rispetto al cielo notturno; ma la Luna presenta un lieve chiarore (lu- ce cinerea) che la rende percettibile; esso è dovuto alla lu- ce solare riflessa dalla Terra. Dopo poco più di una setti- mana, la Luna si trova a fianco della Terra rispetto al Sole (3 in fig. 1.12 ). Le direzioni Sole-Terra e Terra-Luna for- mano un angolo retto ( quadratura ) per cui è visibile metà della parte illuminata, pari a un quarto di tutta la superfi- cie lunare ( primo quarto ). Dopo un’altra settimana il Sole e la Luna si trovano da parti opposte rispetto alla Terra (in opposizione ); pertanto si vede tutta la faccia illuminata del satellite (5 in fig. 1.12 ) : è la fase del plenilunio (Luna piena). Proseguendo nella sua orbita la Luna, giunta a tre quarti di rivoluzione sinodica, si trova nuovamente in po- sizione di quadratura, ma opposta alla precedente ( ultimo quarto ; 7 in fig. 1.12 ). È la fase che precede il ritorno, dopo poco più di 29 giorni, alla prima fase di novilunio. Le posizioni di Luna nuova e piena sono le sigizie.

La Terra e la Luna sono sfere opache; non emettono luce, ma formano, dalla parte opposta a quella illuminata dal Sole, un cono d’ombra. I piani delle loro orbite non coincidono (fra essi l’angolo è poco più di 5°) altrimenti ad ogni plenilunio il cono d’ombra della Terra oscurerebbe la Luna, e viceversa ad ogni novilunio. Situazioni di perfetto allineamento si verificano solo in certe condizioni; in particolare quando la Luna, in plenilunio o in novilunio, si trova sulla retta di intersezione delle orbite lunare e terrestre ( linea dei nodi ; fig. 1.13 ). Durante la fase di Luna piena si ha l’ eclissi di Luna , mentre durante la fase di Luna nuova si ha l’ eclissi di Sole.

Fig. 1.13 - Rappresentazione della linea dei nodi e dell’inclinazione dell’orbita lunare sul piano dell’or- bita terrestre ( eclittica ). L’angolo fra le due orbite è pari a 5° 9’ (che nella figura è rappresentato con am- piezza esagerata).

L’eclissi di Luna è osservabile dalla porzione al buio della Terra (da due a tre volte all’anno in zone diverse) e può essere totale se il satellite viene interamente oscurato, oppure parziale se solo una parte di esso viene investito dal cono d’ombra ter- restre ( fig. 1.14 ). L’eclissi di Sole è osservabile dalla porzione illuminata della Terra e non determina un oscuramento comple- to di quest’ultima, ma una fascia generalmente inferiore a 275 km. Anche in questo caso si possono distinguere eclissi totali e parziali che possono verificarsi da due a cinque volte l’anno in zone diverse del pianeta ( figg. 1.15 e 1.16 ). Le maree sono conseguenza delle reciproche posizioni del Sole, Terra, Luna. Il mare sale gradualmente per sei ore e un quarto circa, fino a raggiungere un livello massimo ( alta marea ). Suc- cessivamente il livello marino si abbassa raggiungendo un mi- nimo dopo lo stesso intervallo di tempo ( bassa marea ); la dif- ferenza fra i due livelli estremi è detta ampiezza della marea. In 24 ore e 50 minuti (giorno lunare) si verificano due alte e basse maree. Il fenomeno è dovuto alle attrazioni gravitazionali della Luna e del Sole sulla Terra.

Fig. 1.12 - Fasi lunari

Fig. 1.14 - Fase iniziale dell’eclissi di Luna. Si osserva l’avanzare dell’ombra della Terra proiet- tata sulla superficie del satellite.

Perosino G.C., 2012. Scienze della Terra (cap. 1 - modulo I).

Fig. 1.15 - Eclissi di Luna ( A ) di penom- bra ( L1 ), totale ( L2 ) e parziale ( L3 ). Eclissi di Sole ( B ) totale (con il Sole oscu- rato) e parziale (nel cono di penombra). Se la Luna è in apogeo (o in prossimità di esso; C ) il suo diametro apparente è insuf- ficiente a coprire il di-co del Sole ( eclissi anulare ).

Fig. 1.16 - Con l’eclissi solare (a sinistra) la Luna oscura il disco luminoso. Vi sono quindi le con- dizioni migliori per osservare i “pennacchi” ( flare ) dovuti all’atti- vità della corona solare; essi com- portano la dispersione, verso l’esterno, di materia ed energia che si manifesta, in occasione del- le manifestazioni più intense, co- me “ vento solare ” che giunge fino al nostro pianeta. A destra è un’immagine ripresa da satellite che mostra, su una porzione della superficie della Terra, l’ombra generate da un’eclissi solare.

La luna, pur di massa molto infe- riore a quella del Sole, essendo molto più vicina, esercita una at- trazione più che doppia. Questa forza non si avverte sui materiali solidi, ma produce effetti vistosi sulle masse liquide dei mari. Quando la Luna passa su un punto della superficie terrestre, in esso si verifica la massima attrazione (culmine dell’alta marea); contem- poraneamente la forza centrifuga del sistema Terra-Luna raggiunge la massima intensità agli antipodi provocandovi pure un innalza- mento del livello marino. È il motivo per cui in ogni punto degli oceani si susseguono due alte e basse maree ogni giorno.

L’alta marea può essere più o meno elevata a seconda della fase lunare ( fig. 1.17 ). L’ampiezza della marea è poco accentuata nei mari interni. Nel Mediterraneo è di pochi centimetri e raggiunge il massimo nei golfi di Gabes (Piccola Sirte) con 1,5 m (80 cm a Venezia). Nell’oceano Atlantico da uno a tre metri. Nella baia di Fundy (Nuova Scozia) arriva fino a venti metri (ampiezza massima finora riscontrata).

Fig. 1.17 - La fascia azzurra intorno alla Terra rappresenta l’effetto dell’attrazione lunare sulle acque de- gli oceani, mentre la fascia blu rap- presenta l’effetto dell’attrazione so- lare. In opposizione (plenilunio) e in congiunzione (novilunio) Terra , Luna e Sole sono allineati e le forze di attrazione lunare e solare si som- mano determinando le più alte ma- ree. Nelle fasi di quadratura (primo ed ultimo quarto) le forze di attrazio- ne lunare e solare producono effetti opposti anche se le prime preval- gono sulle seconde; quindi le maree sono meno pronunciate.