corso di scienze
classe I S.Terra sistema solare, terra i
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MODULO1

L'universo

La sfera celeste è come un'enorme sfera cava in apparente rotazione intorno a noi. Osservando il cielo è possibile distinguere le stelle, puntiformi; le galassie, che sembrano delle nubi ma sono aggregati di miliardi di stelle ancora più distanti; i pianeti, in alcuni casi molto ben visibili, che sono corpi celesti opachi appartenenti al sistema solare, e i satelliti che vi ruotano intorno. Le stelle non variano le loro distanze relative e sono perciò dette stelle fisse, mentre i pianeti, il Sole e la Luna cambiano nel tempo la loro posizione. Le costellazioni, insiemi di stelle visibili a occhio nudo, sono apparentemente vicine tra loro per un effetto prospettico.

L’origine dell’Universo: la teoria del big-bang

Una delle teorie più accettate per spiegare la nascita dell’Universo è quella del big-bang: essa sostiene che l’Universo primordiale era condensato tutto in una “palla di fuoco”, con temperatura di qualche milione\miliardo di gradi,di densità enorme e dal diametro di pochi chilometri. Un grande scoppio,il big –bang appunto, avvenuto 15 miliardi di anni fa avrebbe creato gli ammassi di galassie che popolano l’Universo. L’Universo è attualmente in espansione e l’allontanamento delle galassie avverrebbe proprio al seguito del big-bang. Nel 1927 Lemaitre ha formulato la sua ipotesi sull’origine dell’Universo. Egli è partito proprio dal fatto che l’Universo è in espansione che ha immaginato di tornare indietro nel tempo; così facendo noi vedremmo le stelle raggrupparsi in un unico punto detto “atomo primordiale”. Da quest’ipotesi è nata la teoria del big-bang secondo la quale materia ed energia, all’inizio estremamente concentrate cominciano ad espandersi. L’Universo continua ad espandersi come un globo infuocato e opaco per circa centomila anni e la temperatura si abbassa finchè si formano i nuclei degli elementi più semplici. L’Universo diventa trasparente la luce comincia a viaggiare libera. La materia successivamente comincia ad addensarsi dando origine a quasar, galassie, stelle e pianeti. Il modello del big-bang è considerato soddisfacente dagli astronomi poiché spiega l’allontanamento reciproco delle galassie, la produzione primordiale di elio e la cosiddetta radiazione fossile. Secondo le teorie proposte sul futuro dell’universo, l'universo nel futuro potrà continuare a espandersi indefinitamente (universo aperto), oppure comincerà a contrarsi, per tornare a concentrarsi in un punto (universo chiuso) e dare origine a un nuovo Big Bang. Oggi nell’Universo esistono miliardi di galassie. Esse sono formate da milioni o miliardi di stelle. Le galassie non sono distribuite in modo uniforme ma sono riunite in raggruppamenti detti ammassi, che a loro volta formano superammassi. Tutto cio è una conseguenza della legge di gravitazione universale. La Via Lattea è la galassia a cui apparteniamo,ha una forma a spirale e il sistema solare si trova su uno dei bracci. Di galassie ne esistono miliardi nell'universo, con forme differenti: a spirale, a spirale barrata, ellittiche, irregolari. La galassia a noi più vicina è quella di Andromeda. Tutte le galassie ruotano sul proprio asse e al centro o nucleo sono posizionate le stelle più vecchie mentre nei bracci o nelle periferie le più giovani.

LE STELLE

Le stelle sono definite corpi luminosi perché emanano luce propria grazie al processo di fusione nucleare che si verifica nel loro nucleo. Le stelle sono formate da ammassi di gas in prevalenza idrogeno, nei suoi due isotopi trizio e deuterio, elio e in tracce ossigeno, ferro etc.. La reazione di fusione avviene tra atomi di idrogeno che formano elio. Una parte della massa si trasforma in energia secondo l’equazione di Einstein. Le stelle non sono tutte uguali. La classificazione stellareè generalmente basata su:

  • Colore

  • Luminosità

  • Dimensione

La temperatura superficialedelle stelle, che può essere stimata mediante la legge di Wiena partire dalla loro emissione luminosa. La temperatura superficiale è all'origine del colore dell'astro e di diverse particolarità spettrali, che consentono di dividerle in classi, a ciascuna delle quali è assegnata una lettera maiuscola. I tipi spettrali più utilizzati sono, in ordine decrescente di temperatura: O, B, A, F, G, K, M; in lingua ingleseè stata coniata una frase per ricordare facilmente questa scala: OhBeA FineGirl, KissMe. Le stelle di tipo O, di colore blu - azzurro, sono le più massicce e luminose, visibili da grandissime distanze, ma anche le più rare; quelle di tipo M, rosse e solitamente grandi appena da permettere che abbia inizio la fusione dell'idrogeno nei loro nuclei, sono invece le più frequenti. Esistono poi diversi altri tipi spettrali utilizzati per descrivere alcuni tipi particolari di stelle: i più comuni sono L e T, utilizzati per classificare le nane rosse meno massicce più fredde e scure e le nane brune; di grande importanza sono anche i tipi C, R e N, utilizzati per le stelle al carbonio, e W, utilizzato per le caldissime ed evolute stelle di Wolf-Rayet. Ogni tipo spettrale è ulteriormente suddiviso in dieci sottoclassi, da 0 (la più calda) a 9 (la meno calda). Per esempio, il tipo A più caldo è l'A0, che è molto simile al B9, il tipo B meno caldo. Questo sistema dipende strettamente dalla temperatura superficiale della stella, ma perde valore se si considerano le temperature più alte; tant'è che non sembrano esistere stelle di classe O0 e O1. Tale classificazione è detta classificazione spettrale di Morgan-Keenan-Kellman.

Caratteristiche delle differenti classi spettrali nella sequenza principale [52]

Classe

Temperatura (K)

Colore

Massa (M)

Raggio (R)

Luminosità (L)

Linee di assorbimento

Esempio

O

28 000 - 50 000

Blu-azzurro

16 - 150

15

fino a 1 400 000

N, C, He e O

10 Lacertae

B

9 600 - 28 000

Bianco-azzurro

3,1 - 16

7

20 000

He, H

Regolo

A

7 100 - 9 600

Bianco

1,7 - 3,1

2,1

80

H

Altair

F

5 700 - 7 100

Bianco-giallastro

1,2 - 1,7

1,3

6

Metalli: Fe, Ti, Ca, Sr e Mg

Procione

G

4 600 - 5 700

Giallo

0,9 - 1,2

1,1

1,2

Ca, He, H e altri

Sole

K

3 200 - 4 600

Arancione

0,4 - 0,8

0,9

0,4

Metalli + TiO2

α Centauri B

M

1 700 - 3 200

Rosso

0,08 - 0,4

0,4

0,04

Come sopra

Stella di Barnard

Le stelle possono essere anche suddivise in gruppi in base agli effetti, strettamente dipendenti dalle dimensioni spaziali dell'astro e dalla sua gravitàsuperficiale, che la luminosità sortisce sulle linee spettrali. Identificate da numeri romani, le classi di luminosità sono comprese tra la 0 (ipergiganti) e la VII (nane bianche), passando per la III (giganti) e la V (la sequenza principale, che comprende la maggior parte delle stelle, tra cui il Sole); tale classificazione è detta classificazione spettrale di Yerkes.Laclassificazione di certe stelle richiede l'uso di lettere minuscole per descrivere alcune situazioni particolari rilevate nei loro spettri: ad esempio, la "e" indica la presenza di linee di emissione, la "m" indica un livello straordinariamente alto di metallie "var" indica una variabilità nel tipo spettrale.[Le nane bianche godono di una classificazione a parte. Indicate genericamente con la lettera D (che sta per l'inglese dwarf, nano), sono a loro volta suddivise in sottoclassi che dipendono dalla tipologia predominante delle linee riscontrate nei loro spettri: DA, DB, DC, DO, DZ e DQ; segue poi un numero che identifica la temperatura del corpo celeste.

Le fasi della vita di una stella

Le stelle si originano da enormi nubi di gas e polveri che si contraggono sotto l'effetto della forza gravitazionale esercitata dai materiali che le costituiscono. Se nelle regioni centrali della nebulosa la temperatura raggiunge i 10 milioni di gradi, hanno inizio le reazioni di fusione dell'idrogeno, che si trasforma in elio con produzione di energia contrazione ed espansione si bilanciano e la stella è stabile. Quando la stella ha consumato tutto l'idrogeno del nucleo, comincia a contrarsi per l'effetto della gravità, la temperatura sale e l’elio comincia trasformarsi in carbonio. La stella comincia una nuova fase di stabilità che è quella della gigante rossa, ha un colore rosso data la superficie superficiale bassa. A questo punto in base alla sua massa la stella può diventare alla fine una nana bianca e poi spegnersi oppure una stella di neutroni o un buca nero.

 


IL SISTEMA SOLARE

La storia del sistema solare iniziò5 miliardi di anni fa da una nebulosa composta da gas e polveri, che vagava nello spazio cosmico in lenta rotazione su se stessa,per cause non ancora ben definite la nebulosa aumentò la velocità di rotazione e subì una contrazione gravitazionale. Le dimensioni di questa grande nube andarono riducendosi mentre gli urti tra le particelle diventarono sempre più frequenti. Probabilmente le molecole della nube si aggregarono gradatamente e la forza centrifuga causò l’appiattimento della nebulosa formando un disco di massa sempre crescente. Gli aggregati più grandi catturarono quelli più piccoli e impressero lori un moto di rotazione sul proprio asse e di rivoluzione sul piano dell’orbita. Dopo qualche milione di anni dall’inizio del collasso gravitazionale, la massa centrale diventò sempre più calda per la pressione del materiale accumulato, dando origine a una protostella, mentre, al suo interno si formò il nucleo caldissimo in grado di innescare la fusione dei nuclei di idrogeno in elio: era nato il Sole. Nel disco di rotazione contemporaneamente, si andarono addensando corpi di massa minore che diventarono pianeti e satelliti. Il sistema solare è un insieme di corpi celesti che comprende il Sole, otto pianeti, 3 pianeti nani e almeno 54 satelliti principali, migliaia di asteroidi e una grande quantità di frammenti rocciosi e ammassi di ghiaccio meteore e comete. I pianeti che compongono il sistema solare sono: Mercurio, Venere, Terra e Marte, detti pianeti di tipo terrestri; Giove, Saturno, Urano e Nettuno detti pianeti di tipo gioviano e, in fine, Plutone, Cerere ed Eris detti pianeti nani. La fascia di asteroidi si trova tra il gruppo di pianeti terrestri e quello dei pianeti giovani, si pensa nasca dai resti di un pianeta mancato a causa della vicinanza di Giove che con la sua massa notevole ha impedito la condensazione. Un'altra fascia di asteroidi è detta fascia di Kuiper, si trova oltre Nettuno. Oggi Plutone è considerato un pianeta nano. Oltre alle stelle e ai pianeti possiamo trovare: le comete costituite da un nucleo solido di poche decine di km di diametro, contenente frammenti rocciosi, metalli, metano, acqua e anidride carbonica congelate, si rendono quindi visibili ad occhi umani quando si avvicinano al sole, hanno spesso orbite ellittiche. Spesso descritte come "palle di neve sporche", le comete quando sono in prossimità del Solea causa dell’evaporazione dei gas formano la chiomae la coda. Le meteore o "stelle cadenti" sono fenomeni luminosi provocati dall'impatto con l'atmosfera di frammenti di comete o di asteroidi che si incendiano per l'attrito, consumandosi completamente. Il moto dei pianeti intorno al Sole è spiegato dalle leggi di Keplero. Le leggi di Keplero spiegano i movimenti dei pianeti intorno al sole, ma non il perché. Si deve a Newtonil merito di aver compreso come nel Sistema Solare i corpi che ruotano sottostanno a un’unica legge, la legge della gravitazione universale. Le leggi di Keplero:

I legge: i pianeti descrivono intorno al Sole orbite a forma d ellisse in cui il Sale occupa uno dei fuochi. Per cui i pianeti sono a volte più vicini al Sole (perielio), a volte più lontani (afelio).

II legge: il segmento che unisce il centro del Sale al centro di pianeta, descrive aree uguali in tempi uguali. A causa della gravità i pianeti si muovono più velocemente se vicino al sole, più lentamente se sono lontani

III legge: il quadrato del tempo impiegato da un pianeta a percorrere la sua orbita intorno al Sole è proporzionale al cubo della sua distanza media dal Sole. Più un pianeta è lontano dal sole più lentamente descrive la sua orbita


 

Il Sole

Il Sole è la stella madre del sistema solare, attorno alla quale orbitano gli otto pianeti principali, i pianeti nani, i loro satelliti, innumerevoli altri corpi minori e la polvere diffusa per lo spazio, che forma il mezzo interplanetario; la sua luce impiega circa 8 minuti per arrivare sul nostro pianeta. Il Sole è formato principalmente da idrogeno ed elio. Nel sole si distingue, dall’interno verso l’esterno, il nucleo, la zona radiativa, di notevole spessore, la zona convettiva, e quindi la fotosfera, formata da gas caldi che salgono all’esterno a causa dei violenti moti convettivi per poi risprofondare verso l’interno. Attorno alla fotosfera c’èl’atmosfera solare, formata da una parte inferiore sottile e densa, la cromosfera, e da una parte superiore, più estesa, detta corona solare. Il nucleo è la zona centrale dove avvengono i processi di fusione nucleare. La zona radiativa assorbe l'energia prodotta dal nucleo trasmettendola verso l'esterno; nella zona convettiva il trasporto di energia avviene per mezzo di moti convettivi. La fotosfera è costituita da gas e in essa sono presenti le macchie solari. La cromosfera è visibile unicamente durante le eclissi di Sale e in essa si osservano protuberanze,getti di materia incandescente, e avvallamenti. La corona solare, costituita da gas rarefatti, disperde nello spazio il vento solare, flusso di cariche di elettroni e protoni. Quando il vento solare lascia la corona arriva oltre l’orbita di Nettuno. Fortunatamente la Terra riesce a respingere tutte le particelle scagliate dal Sole, grazie al suo campo magnetico, altrimenti la vita sulla Terra sarebbe impossibile. Il Sole è considerato una stella di medie dimensioni. È una stella ancora giovane, ha percorso solo la metà della sua vita. Prima di spegnersi diventerà una gigante rossa, poi una nana bianca ed in fine una nana nera.

LA TERRA E I MOTI LUNARI

La Terra è un pianeta di forma approssimativamente sferica; le prove, di tale conformazione, sono: l'aumento della circonferenza; l'orizzonte in relazione all'altezza cui si trova l'osservatore, la comparsa graduale degli oggetti all'orizzonte, la diversa altezza della Stella Polare a differenti latitudini, la forma circolare dell'ombra della Terra durante le eclissi di Luna. La Terra è descrivibile matematicamente come un ellissoide di rotazione a causa dello schiacciamento polare. Il geoide è una superficie immaginaria sempre perpendicolare al filo a piombo. La superficie terrestre può essere suddivisa in meridiani e paralleli. I paralleli sono le circonferenze determinate tramite intersezione tra piani perpendicolari all'asse terrestre non passanti per il centro della Terra e la superficie terrestre; sono 180 di diversa lunghezza (L'equatore terrestre è, insieme a Circolo Polare Artico, Tropico del Cancro, Tropico del Capricornoe Circolo Polare Antartico, uno dei cinque parallelidi riferimento.). I meridiani sono semicirconferenze tracciate sulla superficie terrestre che uniscono i poli; sono 360, tutti di uguale lunghezza. Il meridiano di Greenwich(o meridiano fondamentaleo meridiano primoo meridiano zero) è il massimo meridianoavente per convenzione longitudine pari a zero. È la linea di longitudinepassante attraverso l'Osservatorio di Greenwichin Inghilterra.

 

La latitudine e la longitudine

La latitudine e la longitudine sono definite coordinate geografiche. La latitudine di un punto P è la distanza angolare tra il parallelo passante per P e il piano equatoriale: si misura in gradi, primi e secondi e varia da 0° a 90° , indicando con N il nord e S il sud.

 

La longitudine di un punto p è distanza angolare tra il meridiano passante per P e il meridiano fondamentale (Il meridiano di Greenwich); corrisponde all’angolo che sottende l’arco di parallelo che congiunge con il meridiano di Greenwich.

La rotazione terrestre

La Terra ruota intorno al proprio asse in senso antiorario, a velocità sostanzialmente uniforme, in un tempo di 23h 56min 4s, definito giorno sidereo. Il giorno solare corrisponde al tempo che intercorre tra due successive culminazioni solari (mezzogiorni veri), ossia i momenti della giornata in cui il Sole tocca il punto traiettoria nel cielo, e dura circa 24 ore. Tutti possiedono la medesima velocità angolare, mentre la velocità lineare di rotazione è massima all'equatore e nulla ai poli. Le prove e le conseguenze del moto di rotazione parente della sfera celeste, l'esperienza di Guglielmini ( deviazione verso ovest dei corpi in caduta libera), l'esperienza di Foucault (rotazione apparente giornaliera del piano d'oscillazione di un pendolo), esistenza della forza apparente di Coriolis, Volternonzo del dì e della notte. Il graduale passaggio da dì a notte (e viceversa) è detto crepuscolo.

Il moto di rivoluzione

Il nostro pianeta impiega 365d 6h 9min 1 O a compiere una completa rotazione e tale periodo è detto anno sidereo. Il punto di massima distanza tra Terra e Sole è detto afelio, il punto di massima vicinanza al Sole è detto perielio. La distanza media Terra~ Sole è di circa 149 600 000 km (Unità Astronomica). Le conseguenze del moto di rivoluzione sono: alternanza delle stagioni, diversa durata del dì e della notte durante l'anno, esistenza delle zone astronomiche. Agli equinozi di primavera e d'autunno (21 marzo e 23 settembre) il Sole in culminazione raggiunge lo zenit all'equatore; al solstizio d'estate (21 giugno) il Sole in culminazione è allo zenit sul parallelo situato a 23° 27 a nord dell'equatore, definito come tropico del Cancro, mentre al solstizio d'inverno (22 dicembre) i raggi del Sole in culminazione arrivano perpendicolari al tropico del Capricorno situato a 23° 27 a sud dell'equatore.


 

La luna

La Luna è un astro solido, privo di luce propria, in cui mancano sia l'atmosfera sia l'acqua. La considerevole durata del dì e della notte (14 giorni) provoca una notevole escursione termica. Sulla superficie lunare si individuano vaste depressioni (mari), aree molto irregolari ricche di rilievi (terre alte), crateri prodotti da meteoriti e solchi, fratture del suolo.





 

I principali movimenti della Luna sono il moto di rotazione intorno al proprio asse, il moto di rivoluzione intorno alla Terra e il moto di traslazione, insieme alla Terra, intorno al Sole. La Luna compie una completa rotazione in senso antiorario intorno al proprio asse, in un giorno lunare )27d 7h 43min 1 2s) e una rivoluzione intorno alla Terra in un mese sidereo della medesima durata: per questo rivolge sempre la stessa faccia verso la Terra. Il punto di minima distanza Terra-Luna è detto perigeo e quello di massima distanza apogeo. L'orbita della Luna è inclinata di circa 5° rispetto all'eclittica e si interseca con essa nei due nodi. La Luna segue la Terra nella sua rivoluzione intorno al Sole, percorrendo una traiettoria solo leggermente sinuosa detta epicicloide.

Le fasi lunari consistono nel cambiamento delle condizioni di illuminazione della Luna nel corso del mese e sono il novilunio (Luna è in congiunzione, interposta tra Sole e Terra), il plenilunio (la Terra è interposta tra Sole e Luna, che è in opposizione primo quarto e l'ultimo quarto, Sole, Terra e Luna sono di a 90°). Un completo ciclo delle fasi lunari si compie in un anno lunare (29d 1 2h 44min 3s) ossia l'intervallo di tempo che intercorre tra due successivi noviluni.


 


Le eclissi

Un'eclissi di Sole avviene quando la Luna si interpone tra Terra e Sole; può essere totale se nella fascia terrestre interessata c’è l’oscuramento totale del sole, parziale se l’oscuramento avviene solo in una porzione dell’astro e anulare solo se la luna è in apogeo,cioè nel punto più lontano della sua orbita intorno alla terra, in questo caso proietta sulla terra solo il cono di penombra. Si ha un eclissi solo quando la luna è in uno dei due nodi

 



Un'eclissi di Luna avviene quando la Terra si interpone tra Sole e Luna. Un'eclissi lunare totale si verifica quando la Luna transita completamente attraverso l'ombra della Terra.
La Luna attraversa prima la penombra, poi l'ombra e infine, dopo esserne uscita, interessa di nuovo la fascia penombrale. A causa degli effetti di colorazione rossastra che assume con la
rifrazionedei raggi solari attraversanti l'atmosferaterrestre e per l'oscuramento parziale prima dell'entrata in ombra e durante l'uscita, è il tipo di eclissi lunare più osservata. Presenta sempre una grandezza (magnitudoin latino) del 100% o superiore, sia sotto che sopra l'eclittica. Un'eclissi lunare totale è totale per tutti i luoghi interessati (ad eccezione dei punti di transizione). Un'eclissi lunare parziale si verifica quando la Luna non è abbastanza vicina all'eclittica da poter transitare per l'intera ombra terrestre, quindi viene occultata solo in parte mostrando un profilo falcato. È di minore interesse scientifico rispetto alle totali.

 

Le maree

Le maree sono l'effetto più tangibile dell'influenza esercitata dal Sole e dalla Luna sul nostro pianeta, e sono quindi causate in maniera diretta dalla forza di gravitazione universale che vuole due qualsiasi corpi attrarsi in maniera reciproca in funzione della propria massa e della distanza che li separa. Le maree sono esercitate principalmente dalla Luna che esercita una forza di attrazione sulla Terra che maggiormente si ripercuote sulla massa liquida perchè questa, a differenza di quella solida, è più soggetta alle deformazioni. Ad incrementare il fenomeno concorre anche il Sole con la sua forza di attrazione che comunque agisce in misura minore di quella lunare infatti, anche se più grande, la nostra stella dista dalla Terra 400 volte più della Luna, con la conseguenza che il nostro satellite farà sentire di più la sua influenza. Il risultato di queste forze sui mari sarà allora un'oscillazione della massa liquida che provocherà in ogni istante un rigonfiamento del livello delle acque che si rifletterà anche nella parte opposta della Terra per cause che vedremo. Viceversa in altri due punti, diametralmente opposti, avremo due abbassamenti. Sono i cosiddetti fenomeni di alta e bassa marea che nell'ambito di un giorno lunare, 24 ore e 50 minuti, si verificheranno nello stesso luogo con una periodicità di 12 ore e 25 minuti ed un intervallo fra uno e l'altro di 6 ore 12 minuti e 30 secondi circa. Oltre alla forza di gravitazione universale in questo fenomeno entra in gioco anche un'altra forza, quella centrifuga. Infatti la Terra e la Luna, legati da mutua attrazione, costituiscono un unico sistema che ruota attorno ad un baricentro collocato a circa 4800 km dal centro della Terra in direzione della Luna, con il risultato che la massa delle acque che si trova dalla parte opposta alla Luna si gonfia appunto per la forza centrifuga derivante dalla rotazione del sistema.

 

I livelli d'innalzamento delle acque si fanno sentire particolarmente vicino le coste e possono raggiungere anche i 15 metri, mentre in mare aperto o in mari chiusi come l'Adriatico, toccano il metro di altezza. C'è da dire infine che oltre ad agire sulla massa liquida questo fenomeno influenza anche il moto di rotazione della Terra. Infatti la Luna trascinando con sè le acque, agisce come un freno sul nostro pianeta, con il risultato di farne rallentare il periodo di rotazione, e dunque la durata del giorno, che va crescendo sempre più anche se in maniera impercettibile.

Classificazione delle maree

La maree comunque possono essere distinte in:

  • Lunari - quando l'innalzamento delle acque si verifica in direzione della Luna;

  • Antilunari - quelle che si creano nella direzione opposta;

  • Equinoziali o Vive - nei periodi di Luna Piena o Nuova e perciò quando all'allineamento si aggiunge anche il Sole;

  • di Quadrature o Morte - al primo o all'ultimo quarto è perciò quando il nostro pianeta ed i due astri maggiori formano un angolo di 90°.

 


I punti cardinali

 

L'est indica il punto nel quale sorge il Sole i giorni degli equinozi, l'ovest corrisponde al punto in cui il Sole tramonta i giorni degli equinozi, il sud è indicato dal Sole in culminazione e il nord in posizione opposta. Di notte, nell'emisfero boreale, è possibile orientarsi con la Stella Polare e nell'emisfero australe con la Croce del Sud.

 

Croce del Sud Stella Polare

La declinazione magnetica

La declinazione magnetica è quel fenomeno per cui mentre le carte sono disegnate riferendosi al nord geografico, l'ago segna il nord magnetico.
Questi due Nord non coincidono, infatti mentre in Nord geografico è situato al Polo Nord, il Nord magnetico si trova nell'isola Bathurst, nell'Arcipelago Artico canadese a una distanza di circa 2.200 km dal Polo Nord. Il fenomeno varia in relazione al tempo e al luogo, da un anno all'altro, ma addirittura nel corso della stessa giornata, per esempio per l'influsso delle macchie solari. L'ago della bussola non punta al Nord geografico, ma è leggermente spostato verso occidente di alcuni gradi. Molte bussole hanno sul cerchio graduato un piccolo segno colorato: è l'indicazione approssimata del Nord magnetico. Utilizzando la bussola, devi far coincidere l'ago con questo punto e non con il Nord.
L'angolo formato dalla direzione del Nord magnetico e da quella del Nord geografico si chiama declinazione magnetica. Dato che il Nord magnetico cambia posizione, anche la declinazione magnetica varia. Il suo valore e quello delle sue variazioni annuali sono riportati sulle carte topografiche.

Le caratteristiche dei fusi orari

I fusi orari sono 24 spicchi di superficie terrestre, ognuno con un'ampiezza di 15°. Tutti i luoghi situati nel medesimo fuso assumono come propria l'ora del meridiano centrale del fuso stesso: è l'ora convenzionale o tempo civile. L'ora del meridiano di Greenwich è assunta come tempo universale.

I calendari nel tempo

Il calendario giuliano suddivise l'anno in 365 giorni (366 p l'anno bisestile, ogni 4 anni). Papa Gregorio XIII istituì il calendario gregoriano, ora utilizzato in tutto il mondo, in cui l’anno è stato suddiviso sempre in 365 giorni ma sono considerati bisestili gli anni secolari non divisibili per 401.


Le proprietà ideali di una carta geografica

Le carte geografiche sono rappresentazioni ridotte, approssimate e simboliche di una zona più o meno vasta della superficie terrestre. Una carta geografica ideale ("esatta") dovrebbe possedere tre requisiti:

  • equidistanza (rapporto inalterato tra le distanze reali e quelle sulla carta),

  • equivalenza (rapporto costante tra le aree reali e quelle rappresentate graficamente),

  • isogonia (conservazione della forma delle figure proiettate).

Ogni carta deve fare riferimento ad una scala e, le scale, possono essere di vario tipo. La scala numerica esprime il rapporto tra l'unità di lunghezza della carta (01 numeratore) e la corrispondente lunghezza reale sulla superficie terrestre (a) denominatore. La scala grafica è costituita da un segmento, a sua volta suddiviso in altri segmenti minori di uguale lunghezza, che corrispondono, singolarmente o sommati, a una particolare distanza reale, riportata sopra di essi. In base alla scala distinguiamo tra:

  • piante e mappe (con scala superiore a 1: 10 000),

  • carte topografiche (tra 1: 10 000 e 1: 150 000),

  • carte corografiche (tra 1: 150 000 e 1:1 000 000, raffigurano regioni o piccoli Stati),

  • carte geografiche (scala minore di1:1 000000).

In base al contenuto distinguiamo carte generali ("fisiche" o "politiche"), carte speciali (nautiche, stradali o turistiche, aeronautiche), carte tematiche (antropiche, come le carte demografiche ed etniche, della vegetazione, economiche). Per costruire le carte geografiche, nel passato 'si utilizzava il rilevamento topografico, ora sostituito dal telerilevamento per mezzo di macchine fotografiche, telecamere e altri strumenti di rilevazione montati su aerei o satelliti. Ogni carta è provvista di un simbolismo cartografico che consiste nell’uso di segni convenzionali per rappresentare gli oggetti geografici presenti sul territorio (rilievi, fiumi, laghi, vie di comunicazione, costruzioni vegetazione, confini politici e amministrativi,città, ecc..). Il rilievo si rappresenta con il tratteggio, lo sfumo, le tinte altimetriche e le isoipse.

Le proiezioni geografiche permettono di trasferire su di un piano una superficie curva, come quella terrestre. Si distinguono proiezioni pure (prospettiche e di sviluppo, che seguono fedelmente i principi geometrici della proiezione), proiezioni modificate (come quella di Mercatore, che attuano correzioni della proiezione e dell'equazione cartografica, per ridurre le deformazioni che derivano dall'impossibilità di sviluppare una sfera in un piano) e proiezioni convenzionali (che non sono vere proiezioni geometriche).

La Carta topografica d'Italia UTM si compone di 285 fogli cc scala 1: 100 000; ogni foglio è suddiviso in 4 quadranti con scala 1:50 000 e ogni quadrante a sua volta viene suddiviso in 4 tavolette con scala 1:25 000.

 


I MINERALI

Un minerale è una sostanza naturale solida, originata da processi inorganici e caratterizzata da una composizione chimica ben definita. Gli atomi componenti si dispongono nello spazio secondo una struttura regolare e ordinata, il reticolo cristallino, che a sua volta determina la forma geometrica esterna visibile di ogni cristallo, l’abito cristallino. Quando si parla di minerali, di solito si pensa a grandi cristalli osservati nei musei o in collezioni private, ma minerali con queste caratteristiche non si trovano facilmente; nella maggior parte dei casi in natura i minerali hanno dimensioni molto piccole e presentano abito irregolare, poiché costretti a crescere in uno spazio limitato e a convivere a stretto contatto con gli altri minerali che formano le rocce. I minerali si formano in tre modi:

  1. Solidificazione di una sostanza fusa in via di raffreddamento, esempio: per raffreddamento della lava vulcanica in superficie o di massa di rocce fuse in profondità;

  2. Precipitazione di Sali disciolti in acque marine poco profonde a causa dell’intensa evaporazione che avviene in zone calde e secche;

  3. Brinamento da vapori, come nel caso dei cristalli di zolfo che si formano in prossimità dei crateri vulcanici.

I minerali si riconoscono dalla forma geometrica del cristallo , questo tipo di riconoscimento non è sempre efficace a causa del fenomeno del polimorfismo, minerali che hanno la stessa composizione chimica possono presentarsi con un diverso abito cristallino. Altro modo per riconoscere un minerale è dato dall’analisi delle proprietà fisiche: durezza, colore, densità, lucentezza e sfaldatura.

Le proprietà fisiche più utilizzate per l'identificazione sono:

  • Durezza: la durezza di un minerale è misurata dalla capacità di un minerale di scalfire o essere scalfito da altri minerali e si misura solitamente secondo la scala di Mohs di durezza dei minerali, con valori crescenti da 1 (talco) a 10 (diamante).

  • Lucentezza: indica il modo in cui la superficie del minerale interagisce con la luce e può variare da opaca a vetrosa. Si divide in lucentezza metallica (tipica delle sostanze che assorbono totalmente la luce e risultano opache) e lucentezza non metallica (tipica dei corpi più o meno trasparenti).

  • Colore: indica l'aspetto del minerale in luce riflessa (ciò che vede l'occhio nudo). Il colore di un minerale può dipendere esclusivamente dalla sua composizione chimica (come nel caso dei minerali idiocromatici), oppure dalla presenza di impurità (come nel caso dei minerali allocromatici). Il colore, facile da individuare, in molti casi non è diagnostico per il riconoscimento poiché la stessa specie mineralogica può presentare differenti colorazioni.

  • Peso specifico dei minerali: quasi tutti i minerali hanno peso specifico superiore a 1 (quello dell'acqua). Minerali come quarzo, calcite e feldspato hanno peso specifico uguale a 3. I minerali ricchi in elementi metallici hanno peso specifico uguale o superiore a 5. La galena ha peso specifico superiore a 7 e l'oro puro maggiore di 19.

  • Birifrangenza: proprietà ottica, evidenziabile in luce trasmessa, ossia interponendo il minerale tra la fonte luminosa e l'osservatore. Attraverso un cristallo con proprietà birifrangenti è possibile osservare gli oggetti con contorni sdoppiati (classico esempio è la calcite).

  • Sfaldatura: descrive il modo in cui alcuni minerali si sfaldano. Nella sfaldatura un minerale si frammenta in parti più piccole, lungo alcuni piani preferenziali di cristallizzazione, mantenendo costanti i valori angolari tra le diverse facce dei frammenti, in altri termini l'aspetto esterno cristallino si mantiene anche nei frammenti più minuti. Nelle sezioni sottili, la sfaldatura è visibile sotto forma di famiglie di linee sottili, parallele entro la singola famiglia, ed intersecantisi ad angoli costanti, attraverso il minerale.

  • Frattura: descrive il modo in cui un minerale si rompe senza seguire i piani di sfaldatura. Solitamente le superfici di fratturazione non sono piane, ma hanno una morfologia irregolare, presentandosi a forma concoidale, irregolare, fibrosa.

  • Densità: è la massa del minerale, relativa ad 1 cm³ di volume. Viene misurata con l'ausilio di una bilancia di precisione e di un picnometro.

  • Conducibilità: consiste nel verificare se il minerale è un buon conduttore elettrico.

  • Altre proprietà: diversi tipi di luminescenza (come la fluorescenza in risposta ai raggi ultravioletti, la fosforescenza e la triboluminescenza), magnetismo e paramagnetismo, radioattività, malleabilità (risposta ai cambiamenti di forma dovuti ad azione meccanica).

I silicati sono i minerali più diffusi, sono classificati in base al modo in cui si uniscono tra loro le unità fondamentali componenti: i tetraedi. Si distinguono: neosilicati, ciclo silicati, inosilicati, filo silicati, tetto silicati. 




la luna

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