Perché abbiamo le stagioni

La Terra è più vicina al Sole all’inizio di gennaio, proprio nel bel mezzo dell’inverno settentrionale. Quindi la distanza non può essere ciò che rende l’estate calda. Il vero motivo è un’inclinazione di circa 23 gradi, e cambia tutto.

Le stagioni vengono da un’inclinazione, non dalla distanza.

Guarda.

Indovina prima: in quale mese la Terra è più vicina al Sole?

All’inizio di gennaio, nel bel mezzo dell’inverno settentrionale. Quindi la distanza non può essere ciò che rende l’estate.

Molte persone pensano che l’estate accada quando la Terra è più vicina al Sole. Non è vero. La Terra è più vicina al Sole nei primi gennaio, che è inverno in Europa, Nord America e la maggior parte dell’Asia.

La vera ragione è che la Terra è inclinata. Il suo asse di rotazione è inclinato di circa 23,4 gradi. L’asse continua a puntare nella stessa direzione nello spazio (verso la Stella Polare) tutto l’anno. Quindi:

• In Giugno, la metà settentrionale della Terra è inclinata verso il Sole. Le giornate sono lunghe, il sole sale in alto e al nord c’è l’estate. Il sud ha l’inverno.
• A dicembre, è il contrario.
• A marzo e a settembre, nessuna delle due metà è inclinata verso il Sole. Giorno e notte sono più o meno uguali ovunque. Questi sono gli equinozi.

Prova il Seasons Explorer sopra. Spostare la data e la latitudine e osservare due cose cambiano: quanto alto il sole diventa a mezzogiorno, e quante ore di luce del giorno ci sono.

Capisci?

Due effetti rendono l’estate calda:

1. Altezza del Sole. Quando il Sole è alto, la sua luce colpisce il terreno più direttamente e ogni metro quadrato ottiene più energia. Quando è basso, lo stesso fascio si diffonde su un’area più ampia.
2. Durata del giorno. Più ore di luce solare significa più tempo per riscaldarsi e meno notte per raffreddare.

La posizione del Sole a nord o a sud dell’equatore è chiamata la sua declinazione. Oscilla tra +23,44° (solstizio di giugno) e −23,44° (solstizio di dicembre) e attraversa 0° agli equinozi.

A mezzogiorno, l’altezza del Sole sopra l’orizzonte è:

Altezza del mezzogiorno = 90° − |latitudine − declinazione|

Per Londra (51,5° N) a giugno: 90 − |51,5 − 23,44| = 61,9°. Nel mese di dicembre: 90 − |51,5 + 23,44| = 15,1°. Questa è una differenza enorme in quanto la luce solare riscalda fortemente il suolo.

Vicino ai poli succede qualcosa di più strano. A nord del Circolo Polare Artico (66,56° N) c’è almeno un giorno all’anno in cui il Sole non tramonta mai e uno in cui non sorge mai.

Maestro.

La lunghezza della luce del giorno deriva dall’angolo orario H₀ del tramonto, dove il centro del Sole incontra un orizzonte piatto:

cos H₀ = −tan φ · tan δ,   luce del giorno = 2H₀ / 15 ore

con latitudine φ e declinazione δ, H₀ in gradi. Se −tan φ · tan δ ≤ −1 il Sole non tramonta mai; se è ≥ 1 non sorge mai. All’equatore (φ = 0) la formula dà 12 ore per ogni giorno dell’anno.

Questo è il giorno geometrico. La luce del giorno reale è più lunga di diversi minuti perché l’atmosfera piega la luce sull’orizzonte (rifrazione, circa 0,57°) e perché l’alba è definita dal bordo superiore del Sole, non dal suo centro (circa 0,27°). Le tabelle ufficiali dell’alba usano −0,833° invece di 0°.

La declinazione stessa deriva dalla longitudine eclittica λ del Sole e dall’obliquità ε della Terra: sin δ = sin ε · sin λ. Lo strumento utilizza il sistema statunitense. La formula approssimativa del Naval Observatory per λ, accurata a circa 0.01° di questo secolo.

L’effetto della distanza è reale ma piccolo. Tra il perielio (147,1 milioni di km) e l’afelio (152,1 milioni di km) la luce solare che raggiunge la Terra cambia di (152,1/147,1)² ≈ 1,069, circa il 7%. L’inclinazione modifica la luce solare di mezzogiorno per metro quadrato a Londra di un fattore di sin 61,9° / sin 15,1° ≈ 3,4 e la lunghezza del giorno di un fattore superiore a due.