L'obliquità dell'asse è il fattore determinante del Fenomeno Precessionale.

Accade così che, da un punto di osservazione terrestre situato sull'Equatore, il Sole, nel corso dell'anno, ogni volta che sorge si sposta come un metronomo sull'orizzonte orientale. In occasione dei due Equinozi, sorge esattamente a Est. Durante il Solstizio d'estate, raggiunge il punto più estremo a Nord dell'Est(23,5° N, latitudine del Tropico del Cancro), mentre nel Solstizio d'inverno, tocca il punto più estremo a Sud dell'Est (23,5° S,latitudine del Tropico del Capricorno).

CICLICITA' DI ALCUNI FENOMENI ASTRONOMICI RILEVANTI

A mio parere, quindi, la vista è alla base dei nostri più grandi benefici
poiché non avremmo potuto dire nulla sull'universo se non avessimo mai
veduto il Sole, le stelle ed il cielo. Inoltre, è la percezione del giorno e
della notte, dei solstizi e degli equinozi, dei mesi e degli anni che si
susseguono, ad aver originato l'invenzione dei numeri e ad averci dato
la nozione del tempo e della natura della realtà, da cui abbiamo tratto
ogni filosofia, un dono celeste più grande del quale l'uomo non ha mai
avuto né avrà.

Platone, dal Timeo

- Il moto apparente del Sole - Obliquita' dell'Eclittica.

La proiezione sulla sfera celeste dell'orbita della Terra intorno al Sole assume l'aspetto di un cerchio denominato Eclittica. Essa viene percorsa dal Sole nel suo moto apparente durante l'anno.

Il cerchio dell'Eclittica e' inclinato sull'equatore celeste di un certo angolo denominato "Obliquita' dell'Eclittica". Tale angolo rappresenta anche l'inclinazione dell'asse terrestre rispetto alla perpendicolare al piano dell'orbita della Terra intorno al Sole.

Il suo valore oscilla ciclicamente tra i 22.1 e i 24.5 gradi (attualmente - anno 2.000 - e' 23. 26' gradi) con un periodo di circa 41.000 anni, crescendo al ritmo di circa 47.11 secondi per secolo.

Questo valore e' quello sperimentalmente osservato, ma la teoria, sviluppata da Newcomb nel 1906, Lieske nel 1970, Laubscher nel 1972, Laskar nel 1986 e altri prevede un valore piu' ridotto e cioè 46.83 secondi per secolo. Lieske nel 1970 ha messo in evidenza che la discrepanza potrebbe essere dovuta ad errori di calcolo oppure ad errori di osservazione.

Aoki nel 1969 suppose che una delle cause potesse essere il moto residuo della crosta terrestre che sbilancerebbe la Terra cambiandone la velocità di variazione dell'inclinazione del suo asse. Attualmente la discrepanza non e' ancora stata spiegata in maniera soddisfacente.

Nell' antichità l' Obliquità dell' Eclittica fu determinata sperimentalmente misurando la massima altezza del Sole sull'orizzonte durante i giorni di solstizio oppure misurando la lunghezza dell'ombra prodotta da uno gnomone infisso nel terreno al momento del passaggio al meridiano del Sole nei giorni di solstizio.

In pratica si trattava di misurare la minima lunghezza raggiunta dall' ombra dello gnomone durante la giornata del solstizio estivo e invernale.

Le date di solstizio potevano essere facilmente individuate mediante l'osservazione del Sole al suo sorgere o al suo tramontare cercando di determinare il punto sull'orizzonte in cui esso sorgeva o tramontava con il massimo angolo di azimut.

Inoltre doveva essere nota l'altezza sull'orizzonte raggiunta durante la notte dal punto corrispondente al Polo Nord Celeste, quindi mediante appositi calcoli relativamente agevoli, era possibile ottenere il valore della Obliquita' dell' Eclittica.

Un altro semplicissimo, ma ingegnoso metodo permette di misurare simultaneamente sia la latitudine L dell'osservatore sia l' Obliquità dell' Eclittica.

Se indichiamo con Hw l'altezza massima raggiunta dal Sole al mezzogiorno vero del giorno del solstizio d'inverno e con Hs la massima altezza raggiunta dal Sole nel giorno del solstizio d'estate sara' possibile determinare simultaneamente sia la latitudine L dell'osservatore sia l'Obliquità e dell'Eclittica come segue:

 

 

 

 

 

 

 

Quest' ultimo metodo e' estremamente semplice e sicuramente fu alla portata degli astronomi antichi i quali erano in grado di determinare le date di solstizio dalla massima e minima elongazione del Sole, sull'orizzonte locale, alla levata o al tramonto.

La massima altezza sull'orizzonte sud poteva essere fissata nel momento in cui l'ombra di uno gnomone, che poteva essere rappresentato da una asta di legno infissa nel suolo oppure da un menhir, assumeva la sua minima lunghezza durante la giornata.

L'obliquità determina la successione delle stagioni, poiché:

- 1. Quando la Terra raggiunge il perielio (il punto dell'orbita più vicino al Sole) è inverno: la nostra stella "sorge" nella costellazione del Sagittario; è il momento in cui l'asse terrestre punta più lontano dal Sole, il quale sorge all'orizzonte spostato di 23,5° a Sud dell'Est: quindi l';emisfero australe (meridionale) risulta maggiormente beneficiato dai raggi solari (la stagione più calda è in Sud America, in Sud Africa, in Oceania e ovviamente in Antartide).

- 2. Quando la Terra raggiunge l'afelio (il punto dell'orbita più lontano dal Sole) è estate: la stella "sorge" nella costellazione dei Gemelli; è il momento in cui l'asse terrestre punta verso il Sole, il quale sorge all'orizzonte spostato di 23,5° a Nord dell'Est: quindi è l'emisfero boreale (settentrionale) a godere maggiormente dei raggi solari (la stagione più calda è in Europa, in Nord Africa, in Asia, nel Nord America e ovviamente nell'Artide).

- 3. I due punti intermedi sono gli Equinozi, e la Terra rivolge al Sole il suo fianco (l'asse terrestre punta nella stessa direzione dell'eclittica, l'orbita). I raggi si distribuiscono indistintamente tra i due emisferi e l'astro sorge esattamente a Est, quindi giorno e notte hanno la stessa durata (12 ore). I due Equinozi, a turno, regolano il "risveglio e il letargo" della natura.