GEOGRAFIA FISICA, CARTOGRAFIA E GIS

GEOGRAFIA FISICA, CARTOGRAFIA E GIS

GEOGRAFIA FISICA, CARTOGRAFIA E GIS (12 CFU)

1° Modulo (1° semestre) Geografia Fisica (6 CFU)

Geografia Fisica: Settore della Geografia che si occupa dello studio delle

caratteristiche fisiche della Terra e dei processi naturali che avvengono nell’atmosfera, nella geosfera e nell'idrosfera.

Lezioni frontali (~ 45 ore) Verifica con voto: esame orale 2° Modulo (2° semestre) Cartografia e GIS (6 CFU)

Cartografia: L’insieme delle operazioni tecniche, scientifiche e dimostrative atte ad elaborare Carte (rappresentazioni ridotte, semplificate e simboliche del territorio) e a permetterne la lettura e l’uso.

Lezioni frontali + Esercitazioni (3 CFU ~ 35 ore) Verifica con voto: prova pratica GIS: (Geographic Information System, Sistema informativo geografico)

Sistema informatico per l’acquisizione, conservazione, analisi e visualizzazione di dati geografici

Esercitazioni al computer (3 CFU ~ 35 ore) Verifica con voto: risoluzione di un esercizio (a tempo) Voto finale del Corso:

Geografia Fisica

La forma della Terra: sfera, ellissoide di rivoluzione, geoide.

La rotazione terrestre; velocità angolare e lineare; le esperienze di Guglielmini e di Foucault.

La rivoluzione terrestre; caratteristiche dell'orbita; prima e seconda legge di Keplero.

L'inclinazione dell'asse terrestre; solstizi ed equinozi; i rapporti fra il dì e la notte;

altezza e declinazione del sole; calcolo dell'altezza del sole a mezzogiorno alle varie latitudini; il percorso apparente del sole alle varie latitudini; il calcolo

dell'inclinazione dell'orbita apparente sul piano dell'orizzonte;

determinazione dell'ora dell'alba e del tramonto alle varie

latitudini e nei vari momenti dell'anno; i diagrammi alba-tramonto; il crepuscolo.

Il giorno siderale, il giorno solare apparente e medio.

L’anno sidereo e l’anno tropico; la precessione dell’asse terrestre. L’anno del calendario. Il sistema dei fusi orari.

Struttura e caratteristiche dell'atmosfera: composizione chimica, pressione,

temperatura; principali processi chimici e fisici. La magnetosfera; le aurore boreali.

La radiazione solare: spettro solare; le variazioni dell'insolazione; il bilancio della radiazione.

1° Modulo (1° semestre) Geografia Fisica (6 CFU)

La misura della temperatura dell'aria; le differenze di comportamento fra le

terre e i mari; il ciclo annuo della temperatura dell'aria; le carte della temperatura dell'aria;

la distribuzione delle temperature sulla Terra; il ciclo giornaliero della temperatura.

La pressione atmosferica; superfici isobariche, isobare, gradiente isobarico; le cellule di convezione.

I venti: azione della forza di Coriolis; i venti in quota e in superficie; cicloni e anticicloni;

l'effetto dell'attrito sulla direzione dei venti; la misura del vento; la rosa dei venti;

la distribuzione dei venti sulla superficie terrestre; i monsoni; la circolazione in quota e le correnti a getto.

L'umidità atmosferica e le precipitazioni: la misura dell'umidità; le nubi; le forme di

precipitazione; la misura delle precipitazioni; le cause delle precipitazioni; i bilanci globali dell'energia e dell'acqua.

Le masse d'aria, i fronti e le perturbazioni cicloniche: i tipi di masse d'aria; fronti freddi e caldi; i cicloni frontali; le perturbazioni metereologiche tropicali ed equatoriali;

i cicloni tropicali; i tornados.

Le classificazioni climatiche di W. Koppen e di A.N. Strahler

Materiale didattico Diapositive del Corso:

www.cler.unipr.it/Didattica/Geografia_Fisica_slides_2017.pdf

Testi di consultazione (Biblioteca)

A.N. STRAHLER:"Geografia Fisica", PICCIN, Padova (1984).

A.N. STRAHLER:"The Earth Sciences", Harper&Row, (1971).

Orario ricevimento studenti (dente E stanza E14) Giovedì 14:30-16:30 Venerdì 10-12

La forma della Terra

1) Sfera

2) Ellissoide di rivoluzione 3) Geoide

1) Visione diretta e immagini da satellite

2) Osservazione degli oggetti all’orizzonte sul mare

Prove della sfericità terrestre

4) Peso dei corpi

P = mg

3) Eclissi lunari

P1

P2

P3

P4

P1=P2=P3=P4

5) Altezza della Stella polare

Piano dell’orizzonte (orizzonte geometrico)

Il piano dell’orizzonte in un punto della superficie terrestre è il piano tangente alla superficie in quel punto.

Altezza di un corpo celeste

E’ l’angolo compreso fra il piano dell’orizzonte e la

congiungente il punto di osservazione con il corpo celeste (0-90°).

Stella fissa

E’ una stella talmente lontana da apparire sempre nella stessa posizione ad un osservatore terrestre.

Le linee congiungenti la stella fissa con i diversi punti della superficie

terrestre possono essere considerate parallele fra di loro indipendentemente dalla posizione della Terra lungo l’orbita di rivoluzione (raggi luminosi fra loro paralleli)

Tutte le stelle sono stelle fisse con l’eccezione del Sole

5) Altezza della Stella polare

L’altezza della stella Polare diminuisce progressivamente (1°/~111km) da 90°

al Polo Nord a 0° all’Equatore.

La Terra come ellissoide di rivoluzione

L’ellisse è il luogo geometrico dei punti (o insieme dei punti) per i quali la somma delle distanze da due punti fissi, detti fuochi, è costante

L’ellissoide di rivoluzione è una forma geometrica

tridimensionale che si ottiene ruotando un’ellisse intorno ad uno dei due assi

Ellissoide di Hayford (1909) a = 12.757 km b = 12.714 km

Lunghezza dell’arco di meridiano di 1°

Al polo 111,68 km

All’Equatore 110,56 km Valore medio 111,12 km

Schiacciamento polare (eccentricità dell’ellissoide terrestre) e = (a – b) / a = 43 km / 12.757 km= 0,0033

558 km

553 km

Il geoide

Il geoide è quella superficie che, partendo da un punto posto in corrispondenza del livello medio del mare, si mantiene costantemente perpendicolare alla direzione del filo a piombo

Verticale vera: direzione perpendicolare al piano dell’orizzonte geometrico Verticale del filo a piombo: direzione del filo a piombo

Massime differenze fra geoide ed ellissoide -107m +85m

Legge di Gravitazione Universale:

Due corpi si attraggono reciprocamente con una forza che è direttamente proporzionale al prodotto delle due masse e inversamente proporzionale al quadrato delle loro distanze.

Circoli massimi e circoli minori

1) Un circolo massimo è la circonferenza più grande che possa essere tracciato sulla superficie sferica

2) I circoli massimi sono infiniti

3) Per due punti sulla sfera passa un solo circolo massimo

4) L’arco di circolo massimo è la distanza più breve fra due punti sulla sfera 5) Due circoli massimi si suddividono reciprocamente in due semicerchi uguali

Un circolo massimo è la circonferenza che si ottiene tagliando una sfera con un piano passante per il centro della sfera.

Un circolo minore è la circonferenza che si ottiene tagliando una sfera con un piano che non passa per il centro della sfera.

Meridiani

1) Un meridiano è un mezzo circolo massimo ottenuto tagliando la sfera terrestre con un piano passante per il centro della Terra e per i Poli (e contenente pertanto l’asse terrestre)

2) Tutti i meridiani hanno direzione N-S e convergono ai poli

3) I meridiani sono infiniti (per ogni punto della superficie terrestre passa un meridiano) Paralleli

1) Ogni parallelo è un circolo minore (tranne l’Equatore) che si ottiene tagliando la superficie terrestre con un piano perpendicolare all’asse terrestre

2) I paralleli sono fra loro paralleli ed hanno direzione E-W

3) I paralleli sono infiniti (per ogni punto della superficie terrestre passa un parallelo) La Terra ruota intorno ad un asse denominato «Asse di rotazione terrestre».

L’asse di rotazione passa per il centro della Terra e interseca la superficie terrestre in due punti detti Poli (nord e sud)

Polo Nord

Polo Sud Meridiani Paralleli

Campo di variazione

Long. 0° ÷ 180° E 0° ÷ 180° W Lat. 0° ÷ 90° S 0° ÷ 90° N

EQUATORE Parallelo di riferim ento

GREENWICH Meridiano di riferm ento

Coordinate geografiche:

La longitudine di un punto sulla superficie terrestre è l’angolo sotteso dall’arco di parallelo che va dal meridiano di riferimento (attualmente Greenwich) al meridiano passante per il punto.

La latitudine di un punto sulla superficie terrestre è l’angolo sotteso dall’arco di meridiano che va dal parallelo di riferimento (Equatore) al parallelo passante per il punto.

Reticolato geografico

Insieme dei meridiani e dei paralleli.

Es. punto P. Long. 50° 36’ 43” E Lat. 43° 11’ 12” N

Ad ogni punto sulla superficie terrestre corrisponde una sola coppia di coordinate e ad una coppia di coordinate corrisponde un solo punto sulla Il reticolato geografico consente di definire la posizione di

un qualunque punto sulla superficie terrestre mediante una coppia di valori angolari definiti «coordinate geografiche»

I moti di rotazione e di rivoluzione della Terra

La rotazione terrestre

Senso di rotazione Periodo di

rotazione ~ 24h

Velocità di rotazione:

Angolare: uguale per tutti i punti della superficie terrestre (360°/24h = 15°/h)

Lineare: diminuisce dall’Equatore (1670 km/h) ai poli (0 km/h)

1670 km/h

835 km/h

Prove della rotazione terrestre

Esperienze di Guglielmini (1791) e di Foucault (1851)

A

A’

B

B’

v > v’

v

v’ B’’

Esperienza di Guglielmini Torre degli Asinelli (BO), h ~ 90m Grave

(sferetta di piombo)

17mm a est

Punto di caduta del grave

Verticale

(filo a piombo)

W E

S

A B > A’B’͡ ͡

Esperienza di Foucault Pantheon, Parigi

Il piano di oscillazione del pendolo mantiene la stessa orientazione spaziale (una volta messo in movimento il pendolo continua ad oscillare nello stesso piano)

Rotazione completa in 32h Rotazione oraria di 11° 14’

L’entità della rotazione oraria della traccia (e il tempo necessario per una rotazione completa) dipende dalla latitudine (aumenta col diminuire della latitudine)

d = 15° sen φ

d = rotazione oraria della traccia

15° = rotazione angolare oraria della Terra φ = latitudine del punto

Il pendolo misura la componente della rotazione terrestre in un punto della superficie terrestre lungo la normale (direzione del filo a piombo) in quel punto

φ φ

φ φ

d = 15° sen φ

Parigi: lat. 48° 51’ N

sen 48° 51’ = 0,749 15° × 0,749 = 11° 14’

Effetti della rotazione terrestre

Forza centrifuga Fc = m ω² R m = massa del corpo

ω = velocità angolare di rotazione terrestre R = raggio di rotazione

Forza di Coriolis d = 2ω V sen φ

Legge di Ferrel: ogni corpo in movimento sulla superficie terrestre subisce uno spostamento verso destra nell’emisfero nord, verso sinistra nell’emisfero sud

R1

S N

R2 R3

N

W E

vlr vlr₁ vlr₂ vlr₃

vlr > vlr₁ > vlr₂ > vlr₃ vlr < vlr₁ < vlr₂ < vlr₃

vlr vlr₁ vlr₂

vlr₃

S

La rivoluzione terrestre

Senso di rivoluzione

Orbita di rivoluzione

1^a legge di Keplero: i pianeti del sistema solare si muovono su orbite ellittiche quasi complanari con il Sole in uno dei due fuochi

afelio (4 luglio) perielio (3 gennaio)

Linea degli apsidi

afelio 152.000.000 km perielio 147.000.000 km

Piano dell’eclittica: piano contenente l’orbita di rivoluzione terrestre

Raggio vettore Terra-Sole: retta congiungente il centro della Terra con il centro del Sole

Velocità di rivoluzione

2^a legge di Keplero. Il raggio vettore Terra-Sole copre aree uguali in tempi uguali

Velocità media 107.000 km/h

L’asse di rotazione terrestre è inclinato di 66° 33’ sul piano dell’eclittica (di 23° 27’ rispetto alla verticale al piano dell’eclittica)

Durante il moto di rivoluzione rimangono approssimativamente costanti l’inclinazione e l’orientazione dell’asse terrestre (l’asse si muove mantenendosi parallelo a se stesso)

Solstizi e equinozi

I raggi solari possono esser considerati paralleli fra di loro e paralleli al piano dell’eclittica.

In ogni momento la Terra è per metà illuminata e metà in ombra: nella metà illuminata è presente il dì, nella metà in ombra la notte.

Circolo di illuminazione

Il circolo di illuminazione è il circolo massimo che divide l’emisfero illuminato da quello in ombra ed è perpendicolare al piano dell’eclittica e ai raggi solari

113° 27’

66° 33’

90°

90°

Il circolo d’illuminazione è diviso in due semicerchi: la linea dell’alba e la linea del tramonto.

L’alba è il momento in cui il Sole compare sul piano dell’orizzonte.

Il tramonto è il momento in cui il Sole scompare al di sotto del piano dell’orizzonte.

notte dì

N

Linea del tramonto

Linea dell’alba Equinozio

Osservatore all’Equatore

Linea dell’alba e linea del tramonto

Circolo di illuminazione

1

2

3

4 5 6

Equatore

Condizioni di illuminazione nel solstizio d’inverno

1) Diversa lunghezza del di’ e della notte alle diverse latitudini (eccetto l’Equatore) 2) Notte più lunga del dì nell’emisfero settentrionale

3) Dì più lungo della notte nell’emisfero meridionale

4) Accentuazione della differenza fra il dì e la notte con l’aumentare della latitudine.

5) Rapporti inversi a latitudini equivalenti nei due emisferi 6) Notte di 24 ore oltre il Circolo Polare Artico

7) Dì di 24 ore oltre il Circolo Polare Antartico

8) Maggiore illuminazione dell’emisfero meridionale rispetto al settentrionale

L’altezza del Sole è l’angolo formato dai raggi solari (e dal raggio vettore Terra-Sole) con il piano dell’orizzonte.

Il mezzogiorno di un luogo è il passaggio, o culminazione, del Sole sul meridiano del luogo.

La volta celeste (con riferimento azimutale) è una semisfera di raggio indefinito delimitata dal piano dell’orizzonte e centrata in un punto della superficie terrestre ed è utilizzata come sistema di riferimento per definire la posizione e il movimento dei corpi celesti.

La sfera celeste (con riferimento azimutale) è una sfera di raggio indefinito centrata in un punto della superficie terrestre ed utilizzata come sistema di riferimento per definire la posizione e il movimento dei corpi celesti.

notte dì

N

W E Meridiano di

Mezzogiorno

La declinazione del Sole è la latitudine alla quale i raggi del Sole a mezzogiorno formano un angolo di 90°.

L’altezza del Sole a mezzogiorno in un luogo è uguale a 90° meno l’angolo sotteso dall’arco di meridiano compreso fra il luogo e il parallelo corrispondente alla declinazione del Sole.

α = 90° - (φ ± δ)

φ = latitudine del luogo + se φ e δ in emisferi opposti δ = declinazione del Sole - se φ e δ nello stesso emisfero

New York

90° - (41° + 23° 27’) = 90° - 64°27’ = 25° 33’

Circolo Polare Antartico 90° - (66° 33’ – 23° 27’) = 90° - 43° 06’ = 46° 54’

β

β

Condizioni di illuminazione nel solstizio d’estate

1) Diversa lunghezza del di’ e della notte alle diverse latitudini (eccetto l’Equatore) 2) Dì più lungo della notte nell’emisfero settentrionale

3) Notte più lunga del dì nell’emisfero meridionale

4) Accentuazione della differenza fra il dì e la notte con l’aumentare della latitudine.

5) Rapporti inversi a latitudini equivalenti nei due emisferi 6) Dì di 24 ore oltre il circolo polare artico

7) Notte di 24 ore oltre il Circolo polare antartico

Condizioni di illuminazione negli Equinozi

1) Uguale lunghezza del di’ e della notte a tutte le latitudini 2) Uguale illuminazione nei due emisferi

Altezza del Sole a mezzogiorno α = 90° - φ

Ciclo annuo della declinazione del sole: 23° 27’ N ÷ 23° 27’ S

Altezza del sole a mezzogiorno di 90° solo nella fascia intertropicale (2 volte all’anno) Altezza del sole a mezzogiorno < 90° a latitudini extratropicali (1 volta all’anno)

Ai poli 6 mesi di dì e sei mesi di notte.

Orbita apparente del Sole alle diverse latitudini

L’inclinazione dell’orbita apparente del Sole sul piano dell’orizzonte ad una determinata latitudine è uguale a 90° meno la latitudine

α = 90° - φ

α = inclinazione dell’orbita apparente del Sole

L’inclinazione dell’orbita apparente del Sole sul piano dell’orizzonte aumenta dai poli (0°) all’Equatore (90°)

Il giorno

Giorno siderale (o sidereo)

Intervallo di tempo necessario per una rotazione completa della Terra intorno al suo asse con riferimento alle stelle. Intervallo di tempo fra due culminazioni successive di una stella fissa sul meridiano del luogo.

Durata: 23^h 56^m

Intervallo di tempo necessario per una rotazione completa della Terra intorno al suo asse.

1) Giorno siderale (o sidereo) 23^h 56^m 2) Giorno solare vero (o apparente) ~24^h 3) Giorno solare medio 24^h

stella fissa

stella fissa

Meridiano del luogo Meridiano del luogo

1

2

Giorno solare vero (o apparente)

Intervallo di tempo necessario per una rotazione completa della Terra intorno al suo asse con riferimento al Sole. Intervallo di tempo fra due culminazioni successive del Sole sul meridiano del luogo.

Durata ~24^h

Meridiano del luogo

Meridiano del luogo

1

2

Differenza fra giorno sidereo e solare

stella fissa

stella fissa

~1°

~1°

Meridiano del luogo

Meridiano del luogo

1

2

Cause della diversa lunghezza del giorno solare vero

1) Variabilità della velocità di rivoluzione Lunghezza minima in afelio, massima in

perielio.

2) Obliquità dell’eclittica (non coincidenza fra piano dell’eclittica e piano equatoriale)

Lunghezza minima negli equinozi, massima nei solstizi.

Giorno solare medio

E’ la media di tutti i giorni solari veri di un anno. Durata: 24^h

+28s

-22s

Effetto dell’obliquità dell’eclittica

Effetto della variabilità della velocità di rivoluzione Lunghezza

del giorno solare apparente

Effetto combinato

Equinozio

Equinozio Solstizio Solstizio

Mesi dell’anno

stella fissa

afelio

perielio β

α

α β

Intervallo di tempo necessario per una rivoluzione completa della Terra intorno al Sole.

Anno siderale (o sidereo)

Intervallo di tempo necessario per una rivoluzione completa della Terra intorno al Sole con riferimento alle stelle.

Durata 365^g 6^h 9^m 10^s

1) Anno siderale (o sidereo) 365^g 6^h 9^m 10^s 2) Anno tropico 365^g 5^h 48^m 46^s

3) Anno del calendario 365^g

L’anno

Anno tropico

Intervallo di tempo fra due equinozi di primavera successivi. Durata 365^g 5^h 48^m 46^s

α = 50”

α

1 2

Precessione dell’asse terrestre (o precessione luni-solare)

Le stagioni

Primavera 92^g 19^h00^m Estate 93^g15^h17^m ---

186^g10^h17^m

Figura 4.2 Str.Ingl.

linea dei solstizi linea degli equinozi Equinozio di Primavera

(20-21 marzo)

Equinozio d’Autunno Solstizio d’Estate

(21-22 giugno)

Solstizio d’Inverno (21-22 dicembre)

Perielio (3 gennaio) Afelio

(4 luglio)

Inizio e fine anno tropico

152 mil. di km 147 mil. di km

Fuoco

Autunno 89^g19^h27^m Inverno 89^g00^h05^m

--- 178^g19^h32^m

Anno del calendario

Anno convenzionale. Durata: 365^g esatti

Anno bisestile di 366^g ogni 4 anni (29 febbraio)

Un anno è bisestile solo se esattamente divisibile per 4.

Regola degli anni centenari (multipli di 100):

Un anno centenario è bisestile solo se esattamente divisibile per 400.

5^h 48^m 46^s x 4 = 23^h 15^m 04^s

N

La distribuzione del tempo sulla superficie terrestre

Una differenza angolare in longitudine corrisponde ad una differenza temporale:

15° = 1^h 1° = 4^m 1’ = 4^s

13

11 12:04m 18

6

24 15° 12

Il meridiano di mezzogiorno divide l’emisfero illuminato in due parti uguali per cui l’intervallo di tempo fra l’alba e il mezzogiorno è uguale all’intervallo di tempo fra il mezzogiorno e il tramonto

1°

Ora dell’alba e del tramonto

1) Metodo empirico 2) Metodo analitico

Metodo empirico

Latitudine di tangenza del circolo di illuminazione α = 90° - δ δ = declinazione del Sole

Esempio:

Ora dell’alba ad una lat. 40° N

Distanza angolare dal meridiano delle 6 ~23°

23° x 4^m = 92^m = 1^h 32^m 6^h + 1^h32^m = 7^h 32^m

Durata del dì 4^h 28^m x 2 = 8^h 56^m 16^h 28^m – 7^h 32^m = 8^h 56^m Distanza angolare dal meridiano di mezz. ~67°

Ora del tramonto

12h + 4h 28m = 16h 28m 67° x 4m = 268m = 4h 28m 12h – 4h 28m = 7h 32m

L’analemma

Metodo analitico

sen γ = tg φ x tg δ

Ora dell’alba e del tramonto al solstizio d’inverno ad una latitudine di 40° N φ = 40° δ = 23° 27’ S

sen γ = tg 40° x tg 23° 27’ = 0,839 x 0,434 = 0,364 arcsen 0,364 = 21,34°

21,34° x 4^m= 85,369^m= 85^m22^s = 1^h25^m22^s

I diagrammi alba-tramonto

40°N Alba : met.analitico7:25 grafico 7:20

Tramonto: met. analitico 16:35 grafico 16:35

Il crepuscolo Periodo di illuminazione con presenza di luce solare diffusa (indiretta) che precede l’alba e segue il tramonto.

0° - 6° Crepuscolo civile 0° - 12° Crepuscolo nautico

0° - 18° Crepuscolo astronomico S

W E

(Equinozio)

Misura delle dimensioni della Terra: il metodo di Eratostene (276-195 a.c.)

1 stadio attico 157m ?? 185m??

157 m x 250.000 = 39.700 km 185 m x 250.000 = 46.250 km

7° 12’ : 360° = 5000 st.att. : x x = (360° x 5000 st.att.) / 7° 12’ = 250.000 st.att.

Il tempo locale e il tempo standard (o sistema dei fusi orari)

Il tempo locale

Fino al 1866 in Italia era in uso l’ora locale (ogni città aveva l’ora locale) Fra il 1866 e il 1886 tutte le città adottarono l’ora nazionale (ora di Roma)

Il tempo standard (istituito nel 1884, adottato in Italia il 31/10/1893)

Individuazione di 24 meridiani, partendo da quello di Greenwich, distanziati di 15°.

Definizione di un fuso, dell’ampiezza in longitudine di 15°, nell’intorno di ciascun meridiano.

Tutti i luoghi all’interno di un fuso hanno lo stesso orario del meridiano centrale del fuso.

L’orario dei diversi fusi differisce di un numero intero di ore.

7°30’ 7°30’

15°

meridiano orario

1) I limiti dei fusi sono adattati ai limiti amministrativi

2) Alcune nazioni adottano l’ora legale estiva o permanente (Federazione Russa) 3) Alcune nazioni adottando uno spostamento di mezz’ora (India, Afganistan,

Terranova, Australia Centrale, ecc.) o di 45m (Nepal, I.le Chatham (NZ)) 4) La Cina ha un unico fuso orario (invece di 5)

Fusi orari

-11 -10 -9 -8 -7 -6 -5 -4 -3 -2 -1 0 +1 +2 +3 +4 +5 +6 +7 +8 +9 +10 +11 +12 -12

Linea del cambiamento di data indietro1 giorno

Es.29/10 11^h 15^m 22^s

avanti 1 giorno 29/10

30/10

Il tempo solare apparente e il tempo solare medio

Il tempo solare apparente è la somma dei giorni, ore e minuti solari apparenti

Il tempo solare medio è la somma dei giorni, ore e minuti solari medi.

Inizio novembre

TSA 12:00:00 12:00:00 12:00:00 12:00:00

| 24^h0^m01^s | 24^h0^m02^s | 24^h0^m03^s |

TSM 12:00:00 12:00:01 12:00:03 12:00:06

Equazione del tempo = TSA – TSM

+ Sole in anticipo (o veloce) – Sole in ritardo (o lento)

12:00:00 - 12:00:06 = - 06^s

TSA = TSM

15 aprile 15 giugno 1 settembre 25 dicembre

Equazione del tempo = TSA – TSM

Sole Lento

_

Sole veloce

+

+ 16 m (3/11) - 14 m (12/2)

Esempio di utilizzo dell’equazione del tempo

Considerazioni:

1) Il nord è individuato dall’ombra di un oggetto verticale nel momento del mezzogiorno solare (culminazione del sole sul meridiano del luogo).

2) L’orologio misura il tempo solare medio ed è regolato sul tempo standard (fuso orario) Quale ora indica l’orologio (tempo solare medio locale) al momento della culminazione del Sole (mezzogiorno solare apparente) a Parma il 30/10?

0° 7° 30’ 15° 22° 30’

10° 19’ 15° - 10° 19’ = 4° 41’ = 281’

281’ x 4^s = 1124^s= 18^m 44^s 12^h + 18^m44^s= 12^h18^m44^s

Equazione del tempo il 30/10 = +16^m 05^s

12^h18^m44^s - 16^m05^s = 12^h02^m39^s Il 12/2 ? Eq. Del tempo = -14^m05^s 12^h18^m44^s+ 14^m 05^s = 12^h32^m49^s

Parma Long. 10° 19’ E

Si debba individuare la direzione del nord in un punto a Parma (Campus) il 30/10 senza l’ausilio di una bussola o del GPS.

Ore esatte dell’alba e del tramonto

1) Rifrazione atmosferica 2) Dimensioni del disco solare

Rifrazione atmosferica ^Densità

crescente

β α

L’orizzonte apparente (o sensibile) è una superficie curva che delimita il campo di visibilità in un punto della superficie terrestre.

Orizzonte geometrico Orizzonte sensibile

o apparente

S

W E

(Equatore all’equinozio) 36’ + 16’ = 52’ 52’ x 4^s = 208^s = 3^m 28^s

T = x / sen50°

T = 52’ / 0,766 = 67’ x 4^s = 268^s = 4^m 28^s

}^36’

orizzonte geometrico

orizzonte sensibile

}^16’

Dimensioni del disco solare

lat. 40° N

36’

Orbita apparente a 40° N

61 Sole

Lento _ Sole veloce

+

- 14 m (12/2)

Variabilità delle date

degli Equinozi e dei Solstizi Equinozio di primavera (GMT) 1988 9^h 56^m 20/3

365^g 5^h 48^m

_____________________

1989 15^h 44^m 20/3

365^g 5^h 48^m

_____________________

1990 21^h 32^m 20/3

365^g 5^h 48^m

_____________________

1991 27^h 20^m = 3^h 20^m 21/3 365^g 5^h 48^m

_______________________

1992 9^h 08^m 20/3

Nelle stazioni di ricerca che i vari paesi hanno insediato in

Antartide di norma si usa l'ora di Greenwich (ma anche l’ora della madrepatria).

L’atmosfera terrestre Miscuglio di gas che circonda la Terra

La suddivisione dell’atmosfera in base alla composizione

100%

0

Azoto 78,084%

(N₂)

Ossigeno 20,946%

(O₂) 1%

rimanente 0.97%

0

Argon 0,934%

(A)

Anidride carbonica (CO2) 0,033%

rimanente 0.003%

percentuale Neon (Ne) 0,00182 Elio (He) 0,00053 Krypton (Kr) 0,00012 Xenon (Xe) 0,00009 Idrogeno (H₂) 0,00005 Metano (CH₄) 0,00002 Ossido di Azoto

(N2O) 0,00005 _______________________

totale 0,00268

Composizione dell’omosfera (escluso H₂O)

Omosfera Idrogeno

Elio

Ossigeno atomico

Azoto molecolare

Raggio terrestre

a) Omosfera (0-90km)

b) Eterosfera (90-10.000km)

N₂ 78%

O₂ 21%

A 1%

CO₂ 0,033%

La suddivisione dell’atmosfera in base alla temperatura

-80° ( ±25°)

La troposfera

Vapor d’acqua (precipitazioni, assorbimento di calore)

Pulviscolo atmosferico (crepuscolo, nuclei di condensazione)

Spessore e temperatura

Gradiente verticale di temperatura dell’ambiente =0,65°C/100m (valore medio).

(°F)

...

E’ opportuno fare ora una precisazione in merito al reale valore che assume la temperatura in queste zone alte dell’atmosfera.

Quando si dice, ad esempio, che a 400km la temperatura è dell’ordine di 1000° e più, ci si riferisce al livello energetico del moto disordinato di molecole, atomi e ioni del gas atmosferico e non alla temperatura che assumerebbe un corpo solido, ad esempio un termometro, che venisse portato a quelle quote. L’aria infatti è estremamente rarefatta, tanto da non essere più capace di imporre il suo livello termico ad un aggregato molecolare così denso com’è un corpo solido; cioè i singoli atomi e molecole dell’aria a queste alte quote possono bensì avere una temperatura assai elevata, che loro proviene dalla radiazione solare diretta, ma essendo il loro numero piccolissimo, la quantità di calore complessiva che tali particelle possono trasmettere è del tutto trascurabile. Inoltre, data l’estrema rarefazione dell’aria, la probabilità che queste particelle, che pure hanno velocità enorme, possano colpire un corpo sono scarsissime; ma anche se supponiamo che a tali altezze un certo numero di atomi colpisca un corpo, l’apporto di calore verso di esso sarebbe trascurabilissimo. Quest’ultimo dunque, non essendo influenzato dalle condizioni dell’aria che lo circonda, acquista una quantità di calore e una temperatura che derivano esclusivamente dall’incidenza su di esso della radiazione solare diretta. Questa è la sola causa dell’agitazione molecolare che si verificherebbe nella parte esposta al Sole, la quale verrebbe ad acquistare una temperatura abbastanza alta (a seconda della natura e del colore del corpo stesso) ma di gran lunga inferiore ai 1000-1500° dei rarissimi atomi vaganti nei dintorni. La parte del corpo che viene a trovarsi in ombra però resterebbe freddissima e ciò perchè gli atomi circostanti non sarebbero sufficienti a fornire energia termica, per le ragioni già indicate. Ne consegue che se il corpo che abbiamo supposto trovarsi a queste altezze fosse un organismo umano, esso perirebbe ben presto a causa di scottature e di congelamento insieme. Risulta dunque evidente che nell’alta atmosfera la temperatura assume un significato puramente cinetico e che essa non risulta misurabile mediante un normale termometro, il quale funziona soltanto in presenza di una considerevole massa del corpo da sottoporre a misurazione (come l’aria, abbastanza densa, degli strati più bassi dell’atmosfera).

...

...

Se nella termosfera la temperatura raggiunge 1000°C e anche più, vi domanderete come satelliti e astronauti possano sopravvivere in questo intenso calore.

La risposta sta nel significato della parola temperatura e nella bassissima densità dell’aria. La temperatura è definita in base alla velocità media con cui le molecole si muovono: a temperature alte le molecole si muovono molto in fretta; man mano che la temperatura si abbassa le molecole si muovono sempre più lentamente, finché vicino allo zero assoluto non si ha praticamente più moto. Il riscaldamento di un oggetto per conduzione è causato da ripetute collisioni tra molecole che si muovono rapidamente verso l’esterno: queste collisioni spingono le molecole dell’oggetto a muoversi ancora di più, producendo così una temperatura ancora più alta.

Le molecole della termosfera si muovono a velocità altissima, come mostrano le temperature, ma data la bassissima densità della termosfera solo pochissime di queste molecole d’aria si scontrano con un corpo estraneo, come per esempio un satellite. Così, dato l’esiguo numero di collisioni, la temperatura dell’atmosfera fuori dal satellite ha poco effetto sulla temperatura superficiale del satellite stesso. In realtà, a causa della bassissima densità dell’aria nell’alta termosfera, l’effetto della temperatura quale noi lo conosciamo non esiste, e la principale fonte di riscaldamento per il satellite è risultato diretto delle radiazioni provenienti dal Sole, che vengono regolate dalla superficie riflettente del satellite.

Il concetto di temperatura nella termosfera

La pressione atmosferica

1cm² = 1033g

1mb = 1000dine/cm² 1mm = 1,333mb

760mm = 1013,2mb

(l.m.m, Lat.45°)

Barometro aneroide

Altimetro

Barografo

La Ionosfera

400km

80km IONOSFERA (ioni di N e O) Raggi x, gamma e ultravioletti

55km 35km

20km 10km OZONOSFERA (O3⁾

L’ Ozonosfera

Emissione di calore

O₂ O + O ⁽¹⁾

O + O₂ O₃ ⁽²⁾

O₃ O₂ + O ⁽³⁾

UV

dì UV

O₃ + O 2O₂

notte

Cl +O₃ ClO + O₂ ClO + O Cl + O₂ CFC

UV

71

La Magnetosfera Lat. 78°30’ N Long. 69° W (1990)

Lat. 78°30’ S Long. 111° W (1990)

Le aurore polari

Schema riassuntivo della struttura dell’atmosfera

La radiazione solare

Lo spettro elettromagnetico

Lunghezza d’onda (micron)

Luce visibile

Ultravioletto

Raggi X Raggi Gamma

Rosso Arancio Giallo Verde Blu Violetto Radiazione a onde lungheRadiazione a onde corte

4 μ

Con l’aumentare della temperatura diminuisce la lunghezza d’onda delle radiazioni emesse

Curva di emissione del Sole (t ~ 6000 °K)

9% 41% 50%

Costante solare

2 cal · cm^-2 · min^-1

langley ly 1 ly = 1 cal · cm^-2 2 ly · min^-1

1 cm² / sen 60° = 1 / 0,866 = 1,1547 cm² 2 ly•min^-1 / 1,1547 cm² = 1,73 ly • min^-1 1 cm² / sen 30° = 1 / 0,5 = 2 cm²

2 ly•min^-1 / 2 cm² = 1 ly • min^-1

1 ly/min

1,7 ly/min

2 ly/min

0 ly/min

Distribuzione dell’insolazione annua in funzione della latitudine

emisfero nord

L’insolazione giornaliera in un luogo della superficie terrestre è funzione :

a) della durata del dì

b) della inclinazione dei raggi solari che dipendono:

a) dalla latitudine

b) dalla posizione della Terra lungo l’orbita (giorno dell’anno)

3) Assorbimento:

a) Ionizzazione (Ionosfera) b) Dissociazione (Ozonosfera) c) Riscaldamento

Riflessione, diffusione e assorbimento della radiazione solare in arrivo

1) Riflessione speculare, riflessione diffusa

2) Diffusione o dispersione (scattering) (deflessione casuale)

valore medio

~ 21%

valore medio

~ 3%

valore medio ~ 50%

~ 6%

100% = 263 kly (media annua)

~150 km

l’80%

raggiunge la superficie

dal 45% allo 0%

raggiunge la superficie

Bilancio della radiazione

(medio globale, medio annuo)

1) Effetto serra

onde corte in entrata 68

trattenute dall’atmosfera 18 (26 %) non trattenute 50 (74%)

onde lunghe in uscita 98

trattenute dall’atmosfera 90 (92%) non trattenute 8 (8%)

Presenza di 77 unità in circolo

Temperatura media senza effetto serra -20°C

2) Riscaldamento dell’atmosfera dal basso

18

e

Assorbimento della superficie

Effetto serra

Radiazione solare in entrata

Onde lunghe Onde

corte

Quantità di energia

Riscaldamento dell’atmosfera principalmente dal basso (vedi pag.2)

-80° ( ±25°)

Bilancio della radiazione sulla superficie terrestre e nell’atmosfera

Atmosfera

In entrata: 18 + In uscita: 60 + 90 = 77 = 108 137 Radiazione netta: 108 - 137 = - 29

fig.8.8 2 volte

Superficie terrestre

In entrata: 50 + In uscita: 98 77 =

127

Radiazione netta: 127 – 98 = 29

Bilancio della radiazione in funzione della latitudine

Trasporto meridiano annuo di calore (emisfero nord)

latitudine Trasporto di calore (kcal/a x 10¹⁹)

Quantità utilizzata o

prodotta

90 0,00

-0,35

80 0,35

-0,90

70 1,25

- 1,15

60 2,40

-1,00

50 3,40

-0,51

40 3,91

0,35

30 3,56

1,02

20 2,54

1,33

10 1,21

1,47

Deficit di radiazione netta

Trasporto meridiano di calore

Eccedenza di radiazione netta Atmosfera

Oceani

Misura della radiazione solare

Il sensore è costituito da una serie di sensori termoelettrici che misurano la differenza tra la temperatura ambiente e la temperatura di un “corpo nero” che assorbe tutta la radiazione solare incidente, nello spettro che va dall’ultravioletto all’infrarosso (0.3¸3.5 μm).

Piranometro (Attinometro)

Misura della temperatura dell’aria

Termometro a liquido

Tubo di vetro

Mercurio o alcool

Freddo

Caldo

Ferro Ottone

Termometro bimetallico

R

+ _ Termometro

elettrico

Termometro di Six-Bellani (a massima e minima)

Bolla d’aria

Alcool

Mercurio Barretta metallica Barretta

metallica

+

+ _

_

Misura giornaliera della temperatura Tmax Tmin

Tmedia = (Tmax + Tmin) / 2

Termometri a massima e a minima

Termografo

Elemento sensibile

(lamina bimetallica ad anello) Carta diagrammata

(a registrazione giornaliera, settimanale o mensile)

Capannina meteorologica

Scale di misura della temperatura Celsius (o centigrada) °C (1742) Fahrenheit °F (1724)

Kelvin °K (1868)

°F = 9/5 °C + 32

°C = 5/9 (°F – 32)

Es.: 50°C 9/5 x 50 + 32 = 122 °F 122 °F 5/9 x (122 – 32) = 50 °C

°K = °C + 273

°C = °K - 273

Riscaldamento e raffreddamento in ambiente marino e continentale

ambiente marino ambiente continentale Escursione termica (Tmax – Tmin) ridotta elevata

Riscaldamento e raffreddamento lento rapido

Calore specifico Acqua 1,0

granito, basalto, argilla 0,2

3 3

2

Isole Scilly