Precessione degli equinozi

 

Spostamento dell'equatore celesteNel 120 a.C. Ipparco, utilizzando le osservazioni dei sacerdoti sumeri, fu in grado di osservare il fenomeno della precessione degli equinozi. Confrontando con le sue osservazioni, la posizione di Spica (a Vir) rilevata circa 300 anni prima da un sacerdote babilonese, si accorse che c'era una differenza non imputabile a possibili errori. Questo lo portò a ripetere il confronto con le posizioni di altre stelle e da tali confronti si accorse che le differenze erano sistematiche e principalmente su una sola coordinata. Questo gli fece supporre che le differenze fossero dovute ad uno spostamento del punto di riferimento, il punto g corrispondente al punto d'incontro fra equatore celeste e eclittica.

Ipparco pensò di suddividere le costellazioni, periodicamente attraversate dal Sole durante l'anno, in 12 zone di 30° ciascuna, partendo dal punto g, corrispondente alla data del 21 marzo. Questo punto rappresenta l’origine della coordinata celeste nota come ascension retta, é ovvio che se tale punto si sposta, tutte le stelle si troveranno ad avere un’ascension retta modificata.

Questo fenomeno prende la sua origine da un effetto fisico ben preciso, di cui cercheremo di dare una spiegazione partendo da un fenomeno analogo, abbastanza facilmente riscontrabile. Tutti hanno la possibilità di osservare il comportamento di una trottola. Quando una trottola gira velocemente, essa mantiene abbastanza facilmente il suo asse di rotazione perpendicolare al terreno, ma quando la sua velocità di rotazione diminuisce, l’asse tende a spostarsi dalla verticale e inizia a descrivere un cono, sempre più ampio fino a quando la trottola non cade.

Vediamo di analizzare questo fenomeno: se la trottola fosse costruita in modo perfetto, cioè la massa fosse perfettamente bilanciata attorno all’asse, la trottola rimarrebbe in piedi sul punto di appoggio anche da ferma (ovviamente in equilibrio precario, perché basterebbe un soffio di vento per farla cadere), ma dato che una tale perfezione di costruzione é quasi impossibile da ottenere, quando appoggiamo la trottola ferma sul piede di appoggio, la forza di gravità la farà cadere dalla parte dove vi é la massa maggiore.

Quando la trottola é in rotazione, alle forze che cercano di farla cadere, si oppone una legge fisica, che costringe i corpi in rotazione a mantenere inalterata la direzione dell’asse di rotazione, con una forza che é proporzionale alla velocità di rotazione. Quindi quando la velocità é elevata tale forza risulta preponderante e la trottola si manterrà verticale. Ma, via via che l’attrito sul piede d’appoggio fa diminuire la velocità, le due forze cominciano a essere confrontabili per intensità e quindi si assiste all’effetto della loro risultante.

Dato che la forza di gravità si applica perpendicolarmente all’asse e che la forza di reazione si sviluppa lungo l’asse di rotazione, la risultante, dovendo essere perpendicolare ad entrambe, porta l’asse ad eseguire un movimento conico attorno alla verticale.

 La continua decrescita della velocità determina la diminuzione della forza di reazione e quindi un predominio sempre maggiore della forza di gravità, con conseguente allargamento del cono, fino alla caduta della trottola.

Per la Terra le cose avvengono in modo analogo. Se la Terra fosse una sfera perfetta, la forza di attrazione del Sole e della Luna potrebbero essere considerate applicate nel suo centro e il suo asse di rotazione potrebbe essere orientato in qualsiasi direzione senza conseguenze.

 

 

Ma il fatto che la Terra non sia una sfera perfetta presentando, proprio per effetto della rotazione, un rigonfiamento equatoriale perpendicolare all’asse di rotazione, e quindi inclinato di 23,5° rispetto al piano dell’orbita, fa sì che la forza di attrazione congiunta del Sole e della Luna cerchi di far ruotare l’asse in modo da portare il rigonfiamento sul piano dell’orbita. A questo tentativo di variare la sua direzione, l’asse reagisce dando origine ad un movimento conico di ampiezza 47° e della durata di circa 26.000 anni.

Il fenomeno porta notevoli conseguenze astronomiche: 

·        Stelle diverse si avvicendano nel ruolo di stelle polari, l’attuale stella Polare (a Umi) sarà sostituita da Vega (a Lyr) fra circa 12.000 anni.

·        Variano le stelle visibili, circumpolari, occidue ed invisibili per una certa latitudine, Canopo e la Croce del Sud erano visibili da Alessandria a tempi di Tolomeo, non lo sono oggi, ma tra 11.000 anni saranno visibili addirittura sull’orizzonte di Firenze.

·     Cambia la direzione del sorgere e tramontare delle stelle. Oggi le stelle della cintura di Orione, trovandosi sull’equatore celeste, a declinazione prossima allo 0o, sorgono e tramontano in corrispondenza rispettivamente dei punti cardinali E e O. Nel 6000 a.C. la loro declinazione era molto inferiore, oltre i -35o e i punti di sorgere e tramontare erano decisamente più verso sud.

·        Il punto g si sposta fra le costellazioni zodiacali di circa una costellazione ogni 3000 anni: ai tempi di Ipparco il 21 marzo coincideva con l’ingresso del Sole nella costellazione di Ariete, mentre attualmente, alla stessa data, il Sole è da poco entrato nella costellazione dei Pesci.

·        Cambiano le costellazioni visibile nelle varie stagioni

·        Un’altra conseguenza della precessione, questa volta associata alla regressione della linea degli absidi, porta come conseguenza il variare della durata delle stagioni.

·        E’ importante sottolineare che la precessione non altera la corrispondenza fra date e stagioni in quanto il nostro calendario (e quindi la data) si basa su di una misura abbastanza precisa della durata dell’anno tropico, quindi anche se con il procedere della precessione, la posizione del punto equinoziale si sposta fra le costellazioni zodiacali, la corrispondenza temporale fra equinozio di primavera e la data del 21 marzo è assicurata, almeno a partire dalla riforma gregoriana del calendario.

 

Indice Cap. 1 - Ritorna a Ipparco