Per facilitare la
comprensione di questi fenomeni saranno accennati alcuni semplici concetti
d’astronomia sferica. La terra ruota intorno ad un
asse passante per i poli (Nord-Sud). Tutti i piani perpendicolari
all’asse di rotazione tagliano la terra in tanti circoli di diametro
diverso. Il circolo più grande è
quello all’equatore. Questi circoli si chiamano paralleli perché formano tanti piani
paralleli tra loro. Tutti i piani passanti per
l’asse di rotazione formano tanti circoli uguali detti meridiani. Un punto sulla superficie
terrestre è individuato dalla longitudine che indica quanti gradi sia
spostato ad Est o ad Ovest del meridiano di riferimento e dalla
latitudine che indica quanti gradi il
parallelo è a Nord o Sud dell’equatore. Immaginiamo di dividere la
sfera in 24 meridiani dal polo nord celeste. Durante il suo moto
apparente, il sole impiega lo stesso tempo per passare da un meridiano
all’altro. L’angolo sferico formato tra il meridiano superiore e il
meridiano passante per l’astro è chiamato angolo al polo (P).
Esso va misurato
dal meridiano superiore da zero a 180 Est o da zero a180 Ovest, può essere
anche negativo se si trova ad Est del meridiano superiore e positivo se ad
Ovest. Un osservatore posto al polo nord rivolto verso il
meridiano inferiore, vede sotto i suoi piedi la terra ruotare in senso
antiorario di 15° gradi ogni ora.
Prima di iniziare la descrizione sui metodi e le tecniche
per la costruzione degli orologi solari, è necessario considerare i
movimenti della terra e in particolare quello del sole rispetto al nostro
pianeta.
L’angolo orario (T) di un astro è l’angolo sferico formato dall’astro rispetto al meridiano inferiore. L’angolo orario va misurato dal meridiano inferiore in senso orario da 0 a 24h
Per conoscere l’angolo orario, direzionare (vedi figura sopra) verso il meridiano inferiore l’ora 24 e verificare con quale linea oraria si trova allineato il sole.
L’angolo al polo (P) di un astro è l’angolo sferico
formato tra il meridiano superiore e l’orario dell’astro.
Esso va misurato dal meridiano superiore ed è negativo a est positivo a ovest.
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In genere si afferma che il sole sorge ad est e tramonta ad ovest, ciò è vero solo nel giorno dell’equinozio. Nei giorni che vanno dalla primavera all’autunno il sole sorge a sud-est e tramonta a sud-ovest, viceversa dall’autunno alla primavera sorge a nord-est e tramonta a nord-ovest. Con un’attenta osservazione si può vedere che il sole durante l’anno varia la sua altezza rispetto all’orizzonte, minima in inverno, massima in estate. Questo fenomeno è dovuto all’inclinazione dell’asse di rotazione terrestre rispetto al piano su cui gira intorno al sole. La declinazione del sole è la distanza in gradi misurata dall'equatore celeste. Questa quantità varia durante l'anno e può assumere valori compresi tra +23,45° e -23.45°. |
Relazione che lega l’angolo al polo e l’angolo orario
La formula per calcolare l'altezza sull'orizzonte di un astro qualsiasi nel momento del transito sul meridiano locale è:
h = 90° - a + d
Dove a è la
latitudine del luogo d’osservazione e d
è la declinazione dell'astro.Per conoscere
l'altezza del sole anche in qualsiasi ora del giorno, occorre introdurre delle
formule di trigonometria sferica.
sen h = sen a · sen d + cos a · cos d · cos P
In questa formula l’unica grandezza costante è la latitudine (a), mentre la declinazione e l’angolo al polo
variano ogni giorno.
L’orbita della terra intorno al sole, non è
circolare ma ellittica, ciò fa sì che la velocità della terra intorno al sole
non sia costante ma varia secondo la posizione lungo l’orbita. La terra si
muove lungo la sua orbita descrivendo angoli uguali in tempi uguali, perciò
essendo l’orbita ellittica i tratti d’orbita percorsi saranno ora più lunghi ed
ora più corti. La velocità del sole vista da noi terrestri non è costante
durante l’anno ma varia secondo la data. L’anticipo o il ritardo dell’ora solare
misurato con orologi meccanici, che scandiscono le ore tutti di pari lunghezza,
si discosta da quella media per una quantità variabile durante l’anno da un
minimo di –16m ad un
massimo di +14m.
Ora media locale - Ora solare = Equazione del
tempo
Conoscendo
l’equazione del tempo e l’ora media locale si può calcolare l’angolo orario.
T Ora vera locale o angolo orario
TML Ora media locale
Eqt Equazione del tempo
Angolo orario
(T)
T = TML - Eqt
Anticamente l’ora adottata era quella locale che riferita alla posizione del sole
rispetto al meridiano locale, non era uguale per luoghi con longitudine
diversa. L’ora locale poteva essere valida quando si effettuavano piccoli
spostamenti a piedi, ma con il progresso delle comunicazioni si era costretti a
spostare le lancette dell’orologio ogni volta che si cambiasse la longitudine.
Per evitare questo continuo cambio d’orario fu abbandonata l’ora locale
adottando il metodo dei fusi orari.
Il mondo è stato diviso in 24 spicchi (fusi) all’interno dei quali l’orario è convenzionalmente uniformato a quello del meridiano di riferimento. Il nostro orario è quello dell’Europa Centrale, che anticipa di un’ora quello di Greenwich. Perciò le ore dodici d’ora civile non sono più riferite al mezzogiorno locale ma al meridiano di riferimento. Il nostro fuso è il meridiano posto a 15 gradi a est da Greenwich detto anche meridiano dell’Etna, giacché esso passa proprio sulla bocca del vulcano.
Transito
del sole sul meridiano locale
A mezzogiorno, il sole transitando sul
meridiano locale, raggiunge la massima altezza nel cielo trovandosi a metà del
suo cammino giornaliero.
Angolo orario (T) = 12
Angolo al polo (P) = 0.
Dalla relazione che lega l’angolo al polo e l’angolo orario
P = T-12
Sostituendo T
con T =TML - Eqt
Si ha:
P
= TML - Eqt - 12
Sapendo che
TML = Tc - K
Sostituendo si ha
P = Tc - k - Eqt - 12
K è la distanza in ore dal fuso orario
Tz =1 Per l’Italia
Tc = Ora civile o del fuso
l =
Longitudine del luogo
P = Tc - K
- Eqt - 12
Per P = 0 si ha:
Tc
=12 + K + Eqt
Tc è l’ora civile del mezzogiorno locale.