Astronomia

Qual è la differenza tra precessione e inclinazione assiale?

Qual è la differenza tra precessione e inclinazione assiale?

Ho ragione che la differenza è che la precessione indica la direzione dell'inclinazione dell'asse terrestre e l'inclinazione è la quantità di questa inclinazione? Quindi quando non c'è inclinazione non ci può essere alcuna precessione?

E i gradi di inclinazione della precessione e dell'inclinazione sono correlati o sono gli stessi?

Sembra che la precessione causi diverse possibili stelle polari, ma l'inclinazione ha effetto anche su questo?

Forse questo sopra non è giusto, quindi cos'altro è la differenza? Forse la precessione è solo il cambio di inclinazione?


L'inclinazione è l'angolo tra l'asse di rotazione terrestre e il suo piano orbitale attorno al sole. La precessione è il fenomeno per cui la direzione dell'inclinazione cambia, motivo per cui Polaris non sarà sempre la stella polare (fino a quando non si ripresenterà). Anche l'entità dell'inclinazione varia, ma solo di pochi gradi.


La Terra orbita attorno al sole. Il piano in cui orbita è chiamato piano dell'eclittica e perpendicolare al piano è una direzione, nota come polo dell'eclittica. La direzione del polo dell'eclittica è verso la costellazione del "Draco". Il polo nord della Terra non punta nella stessa direzione. Punta verso la stella polare "Polaris" nell'Orsa Minore. La differenza tra questi due poli è l'inclinazione assiale (è di circa 23,5 gradi)

Nel tempo la direzione del Polo Nord cambia, si muove in cerchio attorno al polo dell'eclittica, impiegando circa 26000 anni per completare un giro. Questa è precessione. La quantità di inclinazione non cambia molto poiché il Polo Nord si muove approssimativamente in un cerchio. L'inclinazione varia di pochi gradi con un periodo di circa 41000 anni. La variazione di inclinazione non è precessione.

Quindi l'inclinazione assiale e la precessione non sono la stessa cosa. Uno è l'angolo tra il polo dell'eclittica e il polo nord, l'altro è il movimento del polo nord rispetto all'eclittica.


Qual è la differenza tra precessione e inclinazione assiale? - Astronomia

Cicli di Milankovitch e glaciazione

La natura episodica dei periodi glaciali e interglaciali della Terra all'interno dell'attuale era glaciale (l'ultimo paio di milioni di anni) è stata causata principalmente da cambiamenti ciclici nella circumnavigazione del Sole della Terra. Le variazioni dell'eccentricità, dell'inclinazione assiale e della precessione della Terra comprendono i tre cicli dominanti, noti collettivamente come Cicli di Milankovitch per Milutin Milankovitch, l'astronomo serbo a cui è generalmente attribuito il calcolo della loro grandezza. Prese all'unisono, le variazioni di questi tre cicli creano alterazioni nella stagionalità della radiazione solare che raggiunge la superficie terrestre. Questi tempi di aumento o diminuzione della radiazione solare influenzano direttamente il sistema climatico terrestre, influenzando così l'avanzata e il ritiro dei ghiacciai della Terra.

È di primaria importanza spiegare che il cambiamento climatico, e i successivi periodi di glaciazione, risultanti dalle seguenti tre variabili non sono dovuti alla quantità totale di energia solare che raggiunge la Terra. I tre cicli di Milankovitch hanno un impatto sul stagionalità e posizione di energia solare intorno alla Terra, incidendo così sui contrasti tra le stagioni.

Il primo dei tre cicli di Milankovitch è quello della Terra eccentricità.L'eccentricità è, semplicemente, la forma dell'orbita della Terra intorno al Sole. Questa forma orbitale costantemente fluttuante varia tra più e meno ellittica (dallo 0 al 5% di ellitticità) su un ciclo di circa 100.000 anni. Queste oscillazioni, da più ellittiche a meno ellittiche, sono di primaria importanza per la glaciazione in quanto altera la distanza dalla Terra al Sole, modificando così la distanza che la radiazione a onde corte del Sole deve percorrere per raggiungere la Terra, riducendo o aumentando successivamente la quantità di radiazioni ricevute sulla superficie terrestre nelle diverse stagioni.

Oggi tra l'afelio (punto più lontano) e il perielio (punto più vicino) si verifica una differenza di solo il 3% circa. Questa differenza del 3% nella distanza significa che la Terra sperimenta un aumento del 6% dell'energia solare ricevuta a gennaio rispetto a luglio. Tuttavia, questo intervallo di variabilità del 6% non è sempre vero. Quando l'orbita terrestre è più ellittica, la quantità di energia solare ricevuta al perielio sarebbe compresa tra il 20 e il 30% in più rispetto all'afelio. Certamente queste quantità di energia solare ricevuta in continuo cambiamento in tutto il mondo determinano cambiamenti importanti nel clima della Terra e nei regimi glaciali. Attualmente l'eccentricità orbitale è quasi al minimo del suo ciclo.

L'inclinazione assiale, il secondo dei tre cicli di Milankovitch, è l'inclinazione dell'asse terrestre rispetto al suo piano di orbita attorno al Sole. Le oscillazioni del grado di inclinazione assiale della Terra si verificano con una periodicità di 41.000 anni da 21,5 a 24,5 gradi.

Oggi l'inclinazione assiale della Terra è di circa 23,5 gradi, che rappresenta in gran parte le nostre stagioni. A causa delle variazioni periodiche di questo angolo, la gravità delle stagioni della Terra cambia. Con una minore inclinazione assiale la radiazione solare del Sole è distribuita più uniformemente tra l'inverno e l'estate. Tuttavia, una minore inclinazione aumenta anche la differenza nelle ricevute di radiazioni tra le regioni equatoriali e polari.

Un'ipotesi per la reazione della Terra a un grado minore di inclinazione assiale è che favorirebbe la crescita di calotte glaciali. Questa risposta sarebbe dovuta a un inverno più caldo, in cui l'aria più calda sarebbe in grado di trattenere più umidità e di conseguenza produrre una maggiore quantità di nevicate. Inoltre, le temperature estive sarebbero più fresche, con conseguente minore scioglimento dell'accumulo invernale. Attualmente, l'inclinazione assiale è nel mezzo della sua gamma.

Il terzo e ultimo dei Cicli di Milankovitch è la precessione della Terra. La precessione è la lenta oscillazione della Terra mentre ruota sull'asse. Questa oscillazione della Terra sul suo asse può essere paragonata a una cima che scende e comincia a oscillare avanti e indietro sul suo asse. La precessione della Terra oscilla dall'indicare la Polare (Stella Polare) all'indicare la stella Vega. Quando si verifica questo spostamento sull'asse che punta a Vega, Vega sarebbe quindi considerata la Stella Polare. Questa oscillazione, o precessione, ha una periodicità di 23.000 anni.

A causa di questa oscillazione deve avvenire un'alterazione climaticamente significativa. Quando l'asse è inclinato verso Vega, le posizioni dei solstizi d'inverno e d'estate dell'emisfero settentrionale coincideranno rispettivamente con l'afelio e il perielio. Ciò significa che l'emisfero settentrionale sperimenterà l'inverno quando la Terra è più lontana dal Sole e l'estate quando la Terra è più vicina al Sole. Questa coincidenza si tradurrà in maggiori contrasti stagionali. Attualmente, la Terra è al perielio molto vicino al solstizio d'inverno.

Queste variabili sono importanti solo perché la Terra ha una distribuzione asimmetrica delle masse continentali, con praticamente tutte (eccetto l'Antartide) situate nell'emisfero settentrionale.

(Dal Centro dati geofisico nazionale del NOAA) Nei periodi in cui le estati dell'emisfero settentrionale sono più fresche (più lontane dal sole a causa di precessione e più grande eccentricità orbitale) e gli inverni sono più caldi (minimo inclinazione), la neve può accumularsi e coprire vaste aree dell'America settentrionale e dell'Europa. Attualmente, solo la precessione è in modalità glaciale, con inclinazione ed eccentricità non favorevoli alla glaciazione

Anche quando tutti i parametri orbitali favoriscono la glaciazione, l'aumento delle nevicate invernali e la diminuzione dello scioglimento estivo sarebbero appena sufficienti per innescare glaciazione, non crescere grandi lastre di ghiaccio. La crescita della calotta glaciale richiede il supporto di positivi anelli di retroazione, il più ovvio dei quali è che la neve e il ghiaccio hanno un albedo molto più basso rispetto al suolo e alla vegetazione, quindi le masse di ghiaccio tendono a riflettere più radiazioni nello spazio, raffreddando così il clima e consentendo ai ghiacciai di espandersi.


Domanda sulla precessione assiale e Thuban

Ho appreso della precessione assiale e ho iniziato a fare le mie osservazioni e letture: oltre alle rivoluzioni e alla rotazione, anche la terra "traballa come una trottola" lentamente in un periodo di 26.000 anni. Uso il programma gratuito Stellarium per fare le mie osservazioni. Ma ho trovato un problema.

Dopo aver letto che gli antichi egizi usavano la stella Thuban in Draco come loro stella polare nel 3000 aC, piuttosto che Polaris, come facciamo ora a causa della precessione assiale, ho verificato questo. Ho visto che Thuban si trova nel suo punto più settentrionale nell'anno astronomico -2785 (ho usato la data del 21 giugno, il solstizio d'estate per queste osservazioni annuali), nel suo punto più settentrionale, che è 89* 52' 11” N e circa 1/10 di secondo d'arco in più.

Poiché le informazioni pubblicamente disponibili dicono che il ciclo della Precessione Assiale è uno di 26.000 anni, quindi nell'anno 23.215 d.C., Thuban dovrebbe essere ancora una volta la Stella Polare. Quindi ho controllato di nuovo. Tuttavia, quell'anno non è la data che Thuban è più vicina allo zenit equatoriale settentrionale. Invece, è il 22.306 d.C., la data in cui Thuban si trova nel suo punto più settentrionale. E in quella data, Thuban è solo a 88* 13'03” N con circa 9/10 di secondo d'arco in più.

Questa differenza tra il registro pubblico disponibile e le mie osservazioni usando il mio simulatore è fuori di quasi 1000 anni (909 anni per l'esattezza). Trovo che sia significativo.

Primo: non intendo mettere il mio software libero contro il consenso generale, ma è almeno degno di una domanda: perché il cerchio è chiamato cerchio di 26.000 anni, quando sembra essere un cerchio di 25.091 anni? (È il mio simulatore o sta succedendo qualcos'altro?) Sarebbe più preciso chiamarlo una precessione degli equinozi di 25.000 anni.

Secondo: perché il cerchio non è un cerchio reale, essendo 1* 39' 07" e 1/20 di secondo d'arco fuori? Questo sembra renderlo una spirale. Cosa mi manca esattamente qui?

Se la risposta è "niente è perfetto, quindi superala" allora va bene. Ma c'è qualche spiegazione per il motivo per cui il movimento della terra in precessione assiale non è coerente? Ci sono altre cose gravitazionali al lavoro per farlo in questo modo? Non riesco a trovare queste influenze nella mia lettura.

Per quel che vale, Stellarium dice questo nella sua guida per l'utente:

"Precessione e Nutazione
"Dalla v0.14.0, Stellarium calcola l'orientamento dell'asse terrestre secondo la precessione IAU2006 in una variante di lunga data sviluppata da Vondrák, Capitaine e Wallace (2011) e IAU2000B Nutation (McCarthy e Luzum, 2003). Ciò consente ora anche una corretta rappresentazione dei cambiamenti nell'obliquità dell'eclittica e la visualizzazione di "cerchi di precessione istantanei" attorno ai poli dell'eclittica. Questi cerchi infatti variano a seconda dell'obliquità dell'eclittica. La nutazione viene calcolata solo per circa 500 anni intorno a J2000.0. Nessuno avrebbe potuto osservarlo prima del 1609 e non è chiaro per quanto tempo questo modello sia applicabile."

Aaaa e non ci capisco niente. Qualcuno può aiutarmi a spiegare cosa ho visto?


(Parte II) Inclinazione dell'asse terrestre (precessione) e nucleo terrestre

La precessione si verifica come risultato della forza gravitazionale tra il Sole e la luna che ha un effetto sull'orbita terrestre. Questo processo è ampiamente accettato come una delle principali cause dell'oscillazione climatica. L'asse terrestre si sposta tra un'inclinazione di 22,1° e 24,5° e viceversa, impiegando circa 41.000 anni per completare una rotazione completa. L'attuale inclinazione della Terra è di 23,44°.

Nuove scoperte identificano una forte connessione tra il nucleo esterno della Terra, i pennacchi del mantello e il riscaldamento degli oceani. Un'ulteriore ipotesi suggerisce che il crescente rigonfiamento equatoriale che si verifica a causa di varie fonti esterne, sia un meccanismo scatenante che mette in moto il flusso e riflusso della convezione che la Terra utilizza per stabilire il suo equilibrio spaziale e temporale ambientale.

Gli studi in corso supportati dalla NSF (National Science Foundation) indicano una connessione tra le depressioni sottomarine (rift), il mantello terrestre e il nucleo esterno della Terra. Inoltre, una nuova ricerca indica che lo spostamento del flusso magnetico attraverso il campo magnetico terrestre sta consentendo un significativo aumento dei raggi cosmici e dei venti solari di entrare nella nostra atmosfera e di influenzare il dipolo magnetico terrestre.

In quanto entità vivente, la Terra combatte per la sua sopravvivenza. Se gli eventi interni o esterni iniziano a sbilanciare la Terra, ad esempio l'inclinazione orbitale, o la diminuzione del campo magnetico protettivo, inizia a correggersi. Come risultato del surriscaldamento, c'è stato un aumento dell'attività intorno alle caldere sottomarine e ai vulcani, molti dei quali si trovano su o vicino a zone di subduzione, spaccature e fosse.

Nuova equazione:
Aumenta le particelle cariche → Diminuisce il campo magnetico → Aumenta la convezione del nucleo esterno → Aumento dei pennacchi del mantello → Aumento di terremoti e vulcani → Raffredda il mantello e il nucleo esterno → Ritorno della convezione del nucleo esterno (Mitch Battros – luglio 2012)

Il nucleo caldo della Terra porta all'ascesa di rocce viscose surriscaldate (magma) – che assumono la forma di un fiume verticale con grandi bolle chiamate ‘piume del mantello.’ Questi pennacchi hanno origine al confine tra nucleo e mantello e formano la loro fino alla superficie della Terra. Questo processo media il flusso di calore fuori dal nucleo della Terra e, a sua volta, modifica il generatore del campo geomagnetico. Come nota a margine, questo processo è ciò che ha creato l'isola di Hawaii, l'Islanda e diverse isole o piccoli continenti.

Una sfortunata conseguenza del riscaldamento degli oceani continueremo ad assistere a varie forme di condizioni meteorologiche estreme. Quando avvallamenti, zone di subduzione e rift si destabilizzano a causa della convezione, assisteremo anche a un aumento di terremoti, tsunami e vulcani.


Storia

Mondo ellenistico

Ipparco

Sebbene vi siano prove ancora controverse che Aristarco di Samo possedesse valori distinti per gli anni siderali e tropicali già nel c. 280 aC, [7] la scoperta della precessione è solitamente attribuita a Ipparco (190-120 aC) di Rodi o Nicea, un astronomo greco. Secondo Tolomeo Almagesto, Ipparco misurò la longitudine di Spica e di altre stelle luminose. Confrontando le sue misurazioni con i dati dei suoi predecessori, Timocharis (320-260 aC) e Aristillus (

280 a.C.), concluse che Spica si era spostata di 2° rispetto all'equinozio d'autunno. Confrontò anche le lunghezze dell'anno tropico (il tempo impiegato dal Sole per tornare a un equinozio) e l'anno siderale (il tempo impiegato dal Sole per tornare a una stella fissa), e trovò una leggera discrepanza. Ipparco concluse che gli equinozi si stavano muovendo ("precedendo") attraverso lo zodiaco e che il tasso di precessione non era inferiore a 1° in un secolo, in altre parole, completando un ciclo completo in non più di 36000 anni.

Praticamente tutti gli scritti di Ipparco sono andati perduti, compreso il suo lavoro sulla precessione. Sono menzionati da Tolomeo, che spiega la precessione come la rotazione della sfera celeste attorno a una Terra immobile. È ragionevole presumere che Ipparco, similmente a Tolomeo, pensasse alla precessione in termini geocentrici come un moto dei cieli, piuttosto che della Terra.

Tolomeo

Il primo astronomo noto per aver continuato il lavoro di Ipparco sulla precessione è Tolomeo nel II secolo. Tolomeo misurò le longitudini di Regolo, Spica e altre stelle luminose con una variazione del metodo lunare di Ipparco che non richiedeva eclissi. Prima del tramonto, misurò l'arco longitudinale che separa la Luna dal Sole. Poi, dopo il tramonto, misurò l'arco dalla Luna alla stella. Usò il modello di Ipparco per calcolare la longitudine del Sole e apportò correzioni per il moto della Luna e la sua parallasse (Evans 1998, pp. 251-255). Tolomeo confrontò le proprie osservazioni con quelle fatte da Ipparco, Menelao di Alessandria, Timocaride e Agrippa. Scoprì che tra il tempo di Ipparco e il suo (circa 265 anni), le stelle si erano spostate di 2°40', o 1° in 100 anni (36" all'anno il tasso accettato oggi è di circa 50" all'anno o 1° in 72 anni). Ha anche confermato che la precessione ha colpito tutte le stelle fisse, non solo quelle vicine all'eclittica, e il suo ciclo ha avuto lo stesso periodo di 36.000 anni trovato da Ipparco.

Altri autori

Gli autori più antichi non menzionavano la precessione e, forse, non ne erano a conoscenza. Ad esempio, Proclo respinse la precessione, mentre Teone di Alessandria, un commentatore di Tolomeo nel IV secolo, accettò la spiegazione di Tolomeo. Theon riporta anche una teoria alternativa:

Secondo certe opinioni gli antichi astrologi ritengono che da una certa epoca i segni solstiziali abbiano un moto di 8° nell'ordine dei segni, dopo di che risalgono della stessa quantità. . . . (Dreyer 1958, p. 204)

Invece di procedere attraverso l'intera sequenza dello zodiaco, gli equinozi "trepidavano" avanti e indietro su un arco di 8°. La teoria della trepidazione è presentata da Theon come alternativa alla precessione.

Teorie alternative della scoperta

Babilonesi

Sono state fatte varie affermazioni che altre culture scoprirono la precessione indipendentemente da Ipparco. Secondo Al-Battani, gli astronomi caldei avevano distinto l'anno tropicale e siderale in modo che intorno al 330 a.C. sarebbero stati in grado di descrivere la precessione, anche se in modo impreciso, ma tali affermazioni sono generalmente considerate non supportate. [8]

Si è ipotizzato che il calendario del Lungo Computo mesoamericano sia in qualche modo calibrato rispetto alla precessione, ma questa visione non è sostenuta da studiosi professionisti della civiltà Maya. Milbrath afferma, tuttavia, che "un lungo ciclo di 30.000 anni che coinvolge le Pleiadi... potrebbe essere stato uno sforzo per calcolare la precessione dell'equinozio". [9]

Antichi egizi

Sono state fatte affermazioni simili secondo cui la precessione era conosciuta nell'Antico Egitto prima del tempo di Ipparco, ma queste affermazioni rimangono controverse. Alcuni edifici nel complesso del tempio di Karnak, ad esempio, sarebbero stati orientati verso il punto dell'orizzonte in cui determinate stelle sorgevano o tramontavano nei periodi chiave dell'anno. Tuttavia, mantenevano calendari accurati e se registrassero la data delle ricostruzioni del tempio sarebbe abbastanza semplice tracciare il tasso approssimativo di precessione. Lo zodiaco di Dendera, una mappa stellare proveniente dal tempio di Hathor a Dendera di epoca tarda (tolemaica), registra presumibilmente la precessione degli equinozi (Tompkins 1971). In ogni caso, se gli antichi egizi conoscevano la precessione, la loro conoscenza non è registrata come tale in nessuno dei loro testi astronomici sopravvissuti.

Michael Rice ha scritto nel suo L'eredità dell'Egitto, "Se gli antichi conoscessero o meno i meccanismi della Precessione prima della sua definizione da parte di Ipparco il Bitino nel II secolo a.C. è incerto, ma come devoti osservatori del cielo notturno non potevano non essere consapevoli dei suoi effetti". (p. 128) Rice ritiene che "la Precessione sia fondamentale per comprendere ciò che ha alimentato lo sviluppo dell'Egitto" (p. 10), nella misura in cui "in un certo senso l'Egitto come stato-nazione e il re d'Egitto come un dio vivente sono i prodotti della realizzazione da parte degli egiziani dei cambiamenti astronomici effettuati dall'immenso movimento apparente dei corpi celesti che implica la Precessione." (pag. 56). Rice dice che "l'evidenza che l'osservazione astronomica più raffinata sia stata praticata in Egitto nel terzo millennio a.C. (e probabilmente anche prima di tale data) è chiara dalla precisione con cui le piramidi di Giza sono allineate ai punti cardinali, una precisione che avrebbero potuto essere raggiunti solo dal loro allineamento con le stelle. " (p. 31) Anche gli egiziani, dice Rice, dovevano "alterare l'orientamento di un tempio quando la stella sulla cui posizione era stata originariamente posta spostava la sua posizione come un conseguenza della Precessione, cosa che sembra essere successa più volte durante il Nuovo Regno". (pag. 170)

Viste indiane

Gli astrologi indiani erano a conoscenza della precessione assiale fin da prima dell'era volgare. Sebbene molti dei testi astronomici conservati a Taxila siano stati bruciati durante l'invasione musulmana dell'India, il testo astronomico classico Suryasiddhanta è sopravvissuto e contiene riferimenti sui movimenti ayana. In un commento successivo su Suryasiddhanta intorno al XII secolo, Bhāskara II [10] dice: "sampāt ruota negativamente 30000 volte in un Kalpa di 4320 milioni di anni secondo Suryasiddhanta, mentre Munjāla e altri dicono che l'ayana avanza nel 199669 in un Kalpa, e si dovrebbe combinare i due, prima di accertare declinazione, differenza ascensionale, ecc." [11] Lancelot Wilkinson tradusse l'ultimo di questi tre versi in modo troppo conciso per trasmettere il pieno significato, e saltò la parte combinare i due che il moderno commentario indù ha portato alla ribalta. Secondo il commentario indù, il valore finale del periodo di precessione dovrebbe essere ottenuto combinando +199669 rivoluzioni di ayana con -30000 rivoluzioni di sampaat, per ottenere +169669 per Kalpa, cioè una rivoluzione in 25461 anni, che è vicino al valore moderno di 25771 anni.

Inoltre, il valore di Munjāla fornisce un periodo di 21636 anni per il moto di ayana, che è il valore moderno della precessione quando si tiene conto anche della precessione anomalistica. Quest'ultimo ha un periodo di 136000 anni ora, ma Bhāskar-II dà il suo valore a 144000 anni (30000 in un Kalpa), chiamandolo sampāt. Bhāskar-II non ha dato alcun nome al termine finale dopo aver combinato il sampāt negativo con l'ayana positivo. Il valore che ha dato indica, tuttavia, che da ayana intendeva precessione per l'influenza combinata delle precessioni orbitali e anomalistiche, e per sampāt intendeva il periodo anomalistico, ma lo definì equinozio. Il suo linguaggio è un po' confuso, cosa che ha chiarito nel suo commentario Vāsanābhāshya Siddhānta Shiromani, [12] dicendo che Suryasiddhanta non era disponibile e che scriveva per sentito dire. Bhāskar-II non ha dato la propria opinione, ha semplicemente citato Suryasiddhanta, Munjāla e "altri" senza nome.

Suryasiddhanta esistente sostiene la nozione di trepidazione entro un intervallo di ±27° al ritmo di 54" all'anno secondo i commentatori tradizionali, ma Burgess ha ritenuto che il significato originale doveva essere di un movimento ciclico, per il quale ha citato il Suryasiddhanta menzionato da Bhaskar II.[13]

Yu Xi

Yu Xi (IV secolo d.C.) fu il primo astronomo cinese a menzionare la precessione. Egli stimò il tasso di precessione di 1° in 50 anni (Pannekoek 1961, p. 92).

Medioevo e Rinascimento

Nell'astronomia islamica medievale, il Zij-i Ilkhani compilato all'osservatorio di Maragheh ha fissato la precessione degli equinozi a 51 secondi d'arco all'anno, che è molto vicino al valore moderno di 50,2 secondi d'arco. [14]

Nel Medioevo, gli astronomi cristiani islamici e latini trattavano la "trepidazione" come un moto delle stelle fisse da aggiunto a precessione. Questa teoria è comunemente attribuita all'astronomo arabo Thabit ibn Qurra, ma l'attribuzione è stata contestata in tempi moderni. Niccolò Copernico pubblicò un diverso resoconto della trepidazione in De revolutionibus orbium coelestium (1543). Quest'opera fa il primo riferimento definitivo alla precessione come risultato di un moto dell'asse terrestre. Copernico definì la precessione come il terzo moto della Terra.

Periodo moderno

Oltre un secolo dopo la precessione è stata spiegata in Isaac Newton's Philosophiae Naturalis Principia Mathematica (1687), per essere una conseguenza della gravitazione (Evans 1998, p. 246). Le equazioni di precessione originali di Newton, tuttavia, non funzionarono e furono riviste considerevolmente da Jean le Rond d'Alembert e dai successivi scienziati.


Qual è la differenza tra precessione e inclinazione assiale? - Astronomia

Naturalmente, influenzerebbe principalmente le stagioni:

- a 0 gradi non avremmo stagioni, solo zone climatiche dipendenti dalla latitudine

- a 45 gradi le stagioni sarebbero più accentuate

- a 90 gradi, questo posto sarebbe piuttosto scomodo, poiché un emisfero sarebbe freddo e buio per quasi sei mesi, l'altro caldo.

Naturalmente, influenzerebbe principalmente le stagioni:

- a 0 gradi non avremmo stagioni, solo zone climatiche dipendenti dalla latitudine

- a 45 gradi le stagioni sarebbero più accentuate

- a 90 gradi, questo posto sarebbe piuttosto scomodo, poiché un emisfero sarebbe freddo e buio per quasi sei mesi, l'altro caldo. Bene, suggerirei che sarebbe buio e freddo per circa un quarto d'anno. I poli riceverebbero entrambi la luce solare durante entrambi gli equinozi. Sarebbe interessante vedere come funzionerebbe il tempo in un sistema del genere. Una forte nevicata si sarebbe probabilmente depositata vicino al polo più scuro mentre l'altro polo si sarebbe sciolto e sarebbe diventato un deserto. Le aree migliori sarebbero lungo l'equatore, dove si verificherebbe un buon mix tutto l'anno. Con la nostra troposfera dinamica ho il sospetto che anche il lato oscuro otterrebbe energia termica trasportata durante l'inverno. ma mi piacerebbe sentire da un meteorologo su questo, potrei volere qualcosa di simile in una storia che sto scrivendo, e vorrei che fosse accurato. Sospetto che le terre coltivabili possano essere limitate a 45 N a 45 S

0 gradi - nessuna stagione, come è stato affermato. I sistemi meteorologici sarebbero probabilmente meno drammatici, a causa delle minori variazioni di temperatura in tutto il mondo.

45 gradi - stagioni più drammatiche, più oscurità totale (non intendo "mancanza di luce", ma piuttosto "mancanza di sole durante qualsiasi parte del giorno") per almeno un giorno all'anno al di fuori degli intervalli di latitudine 0-45 gradi, invece degli attuali 0-66,5 gradi. Il "Circolo Artico" e il "Circolo Antartico" sarebbero 21,5 gradi più vicini all'equatore. Le regioni polari avrebbero estati molto più calde e inverni un po' più freddi. I sistemi meteorologici sarebbero probabilmente più energici, a causa delle maggiori variazioni di temperatura.

90 gradi - caldo e freddo estremi (a seconda del periodo dell'anno) ai poli, con tempo variabile nel mezzo. Il sole al polo nord apparirebbe sopra la testa nel "giorno di sole più alto", quindi volgerebbe lentamente verso il basso nei successivi 3 mesi, fino a quando non affonderà sotto l'orizzonte per 6 mesi. Quindi salirebbe e aumenterebbe a spirale per 3 mesi fino al punto di partenza. Così com'è ora, l'angolo del sole non supera mai i 23,5 gradi ai poli. In questo scenario, il sole sarebbe equivalente a mezzogiorno all'equatore per un bel po' di tempo. I meccanismi di trasporto del calore della terra mitigherebbero in parte questo, ma le regioni polari sarebbero, credo, inabitabili. Anche la regione equatoriale sarebbe brutta nel periodo in cui il sole è in alto ai poli. L'area equatoriale assomiglierebbe ai poli degli equinozi (come in realtà sono - il sole che gira intorno all'orizzonte) e sarebbe abbastanza fresca. Con le maggiori differenze di riscaldamento in tutto il mondo, le correnti a getto sarebbero estremamente forti e probabilmente solleverebbero alcune forti tempeste in superficie. Sarebbero anche posizionati in modo diverso, forse con il risultato di un tempo davvero strano.

Naturalmente anche la distribuzione del territorio farebbe molta differenza, così come lo scioglimento e lo scongelamento stagionale di grandi quantità d'acqua.


Qual è la differenza tra precessione e inclinazione assiale? - Astronomia

Il ciclo più apparente e ripetitivo del clima terrestre è il sorgere e il tramontare del sole causato dalla rotazione della terra sul suo asse. L'asse di rotazione della Terra non è perpendicolare al piano di rotazione. L'asse è inclinato di 23,5° rispetto alla verticale (Fig. 7.20). Questo angolo dell'asse varia da 24,5° a 22,1° in un periodo di 41.000 anni. Questa inclinazione è forse l'effetto a lungo termine più significativo sul nostro clima e anche sul tempo a breve termine. Il fatto che non cambi, ma che i poli non sono dritti su e giù è il vero effetto a breve termine sul tempo, perché inclinare la Terra verso o lontano dal Sole si traduce in stagioni estive e invernali.

L'inclinazione dell'asse della Terra definisce i "tropici", il "tropico" è la bassa latitudine in cui il Sole è direttamente sopra la testa per qualsiasi giorno dell'anno. Al momento questo è a 23° 26' 22" e sta diminuendo. Ciò si tradurrà in una differenza meno definita tra estate e inverno in un arco di poche migliaia di anni. Negli ultimi 100 anni i tropici sono diventati circa 2 km più stretto.Gli osservatori di Taiwan hanno collocato monumenti alla "linea di ritorno" o alla latitudine del tropico. Il più antico superstite risale al 1908 e dista più di 1 km dall'attuale latitudine del tropico.

Fig. 7.20 La Terra è inclinata di 23½° dalla perpendicolare al piano dell'orbita terrestre (o inclinata di 66½°) dal piano dell'orbita. Il cambio di inclinazione ha un ciclo di 41.000 anni.

Oscillazione (Precessione)

L'oscillazione dell'asse terrestre è stata notata prima che le persone scoprissero che la Terra ruotava o che la Terra era in orbita attorno al Sole. Discerneto 125 anni prima del tempo di Cristo, l'oscillazione è stata la prima cosa che è stata davvero ben documentata e compresa. L'oscillazione ha un effetto interessante sul clima e sulla navigazione. Undicimila anni fa, la Stella Polare era Vega (Fig. 7.21a), attualmente la Stella Polare è Polaris (Fig. 7.21b). La stella polare è cambiata negli ultimi 11.000 anni e tra altri 11.000 anni tornerà di nuovo a Vega. La stella polare cambia a causa della precessione ed è leggermente influenzata dalla variazione dell'angolo di inclinazione della Terra.

Fig. 7.21b Un'oscillazione di 11.000 anni nell'inclinazione dell'asse terrestre cambia quale stella è la "Stella Polare"


[modifica] Valori

L'inclinazione assiale della Terra varia tra 22.1° e 24.5° (ma vedi sotto), con un periodo di 41.000 anni, e attualmente l'inclinazione sta diminuendo. Oltre a questa diminuzione costante, ci sono anche variazioni a breve termine (18,6 anni) molto più piccole, note come nutazione.

Il calcolo di Simon Newcomb alla fine del diciannovesimo secolo per l'obliquità dell'eclittica diede un valore di 23° 27’ 8.26” (epoca del 1900), e questo fu generalmente accettato fino a quando i telescopi migliorati consentirono osservazioni più accurate, e i computer elettronici consentivano di calcolare modelli più elaborati. Lieske arrivò con una teoria aggiornata nel 1976 con ε uguale a 23° 26’ 21.448” (epoca del 2000), che divenne la teoria ufficialmente approvata dall'Unione Astronomica Internazionale nel 2000:

= 84,381.448 − 46.84024T − (59 × 10 𕒹 )T 2 + (1,813 × 10 𕒺 )T 3 , misurato in secondi d'arco, con T essendo il tempo nei secoli giuliani (cioè 36.525 giorni) dall'epoca delle effemeridi del 2000 (che si è verificata nel giorno giuliano 2.451.545,0).

Con il termine lineare in T essendo negativo, attualmente l'obliquità sta lentamente diminuendo. È implicito che questa espressione dia solo un valore approssimativo per ed è valida solo per un certo intervallo di valori di T. In caso contrario, si avvicinerebbe all'infinito come T si avvicina all'infinito. Calcoli più elaborati sul modello numerico del sistema solare mostrano che ha un periodo di circa 41.000 anni, lo stesso delle costanti della precessione degli equinozi (sebbene non della precessione stessa).

Altri modelli teorici possono avere valori di espressi con potenze di maggiori T, ma poiché nessun polinomio (finito) può mai rappresentare una funzione periodica, vanno tutti all'infinito positivo o negativo per sufficientemente grande T. In that respect one can understand the decision of the International Astronomical Union to choose the simplest equation which agrees with most models. For up to 5,000 years in the past and the future all formulas agree, and up to 9,000 years in the past and the future, most agree to reasonable accuracy. For eras farther out discrepanies get too large.


Topics similar to or like Axial precession

Change in the orientation of the rotational axis of a rotating body. Appropriate reference frame it can be defined as a change in the first Euler angle, whereas the third Euler angle defines the rotation itself. Wikipedia

Angle between an object's rotational axis and its orbital axis, or, equivalently, the angle between its equatorial plane and orbital plane. It differs from orbital inclination. Wikipedia

Third planet from the Sun and the only astronomical object known to harbor life. Land consisting of continents and islands. Wikipedia

The north and south celestial poles are the two imaginary points in the sky where the Earth's axis of rotation, indefinitely extended, intersects the celestial sphere. The north and south celestial poles appear permanently directly overhead to observers at the Earth's North Pole and South Pole, respectively. Wikipedia

18.7-year cycle in the rising and setting of the Moon. From this they created the first almanacs – tables of the movements of the Sun, Moon, and planets for the use in astrology. Wikipedia

Timekeeping system that astronomers use to locate celestial objects. Possible to easily point a telescope to the proper coordinates in the night sky. Wikipedia

Astronomical symbols are abstract pictorial symbols used to represent astronomical objects, theoretical constructs and observational events in European astronomy. The earliest forms of these symbols appear in Greek papyrus texts of late antiquity. Wikipedia

Unit of length, roughly the distance from Earth to the Sun and equal to about 150 e6km or

8 light minutes. The actual distance varies by about 3% as Earth orbits the Sun, from a maximum (aphelion) to a minimum (perihelion) and back again once each year. Wikipedia

The poles of astronomical bodies are determined based on their axis of rotation in relation to the celestial poles of the celestial sphere. Astronomical bodies include stars, planets, dwarf planets and small Solar System bodies such as comets and minor planets (i.e. asteroids), as well as natural satellites and minor-planet moons. Wikipedia

Net acceleration that is imparted to objects due to the combined effect of gravitation and the centrifugal force (from the Earth's rotation). Measured in metres per second squared or equivalently in newtons per kilogram (N/kg or N·kg−1). Wikipedia

Serbian mathematician, astronomer, climatologist, geophysicist, civil engineer and popularizer of science. Milanković gave two fundamental contributions to global science. Wikipedia

Time period in astrologic theology which astrologers claim parallels major changes in the development of Earth's inhabitants, particularly relating to culture, society, and politics. There are twelve astrological ages corresponding to the twelve zodiacal signs in western astrology. Wikipedia

Any of several physical constants used in astronomy. Update in 1994 ). Wikipedia

Antico planetario greco azionato a mano, descritto come il primo computer analogico, il più antico esempio conosciuto di tale dispositivo utilizzato per prevedere posizioni astronomiche ed eclissi per scopi astrologici e di calendario con decenni di anticipo. Simile a un'Olimpiade, il ciclo degli antichi Giochi Olimpici. Wikipedia

Astronomical catalogue that lists stars. In astronomy, many stars are referred to simply by catalogue numbers. Wikipedia

Astronomical model in which the Earth and planets revolve around the Sun at the center of the Solar System. Opposed to geocentrism, which placed the Earth at the center. Wikipedia

Astronomical calculating instrument. It can be used for finding the positions of the Moon, Sun, and planets without calculation, using a geometrical model to represent the position of a given celestial body. Wikipedia

Utilizzo dei modelli analitici della fisica e della chimica per descrivere oggetti e fenomeni astronomici. L'Almagesto di Tolomeo, sebbene sia un brillante trattato di astronomia teorica combinato con un manuale pratico per il calcolo, include tuttavia molti compromessi per conciliare osservazioni discordanti. Wikipedia

Continuous count of days since the beginning of the Julian period, and is used primarily by astronomers, and in software for easily calculating elapsed days between two events . Integer assigned to a whole solar day in the Julian day count starting from noon Universal time, with Julian day number 0 assigned to the day starting at noon on Monday, January 1, 4713 BC, proleptic Julian calendar (November 24, 4714 BC, in the proleptic Gregorian calendar), a date at which three multi-year cycles started (which are: Indiction, Solar, and Lunar cycles) and which preceded any dates in recorded history. Wikipedia

Name given to the astronomical model developed by Nicolaus Copernicus and published in 1543. This model positioned the Sun at the center of the Universe, motionless, with Earth and the other planets orbiting around it in circular paths, modified by epicycles, and at uniform speeds. Wikipedia

Danish nobleman, astronomer, and writer known for his accurate and comprehensive astronomical observations. Born in the then-Danish peninsula of Scania. Wikipedia

In classical antiquity, the seven classical planets or seven sacred luminaries are the seven moving astronomical objects in the sky visible to the naked eye: the Moon, Mercury, Venus, the Sun, Mars, Jupiter, and Saturn. The word planet comes from two related Greek words, πλάνης planēs (whence πλάνητες ἀστέρες planētes asteres "wandering stars, planets") and πλανήτης planētēs, both with the original meaning of "wanderer", expressing the fact that these objects move across the celestial sphere relative to the fixed stars. Wikipedia

The following are list of astronomers, astrophysicists and other notable people who have made contributions to the field of astronomy. They may have won major prizes or awards, developed or invented widely used techniques or technologies within astronomy, or are directors of major observatories or heads of space-based telescope projects. Wikipedia

Period of time for Earth's Moon to complete one rotation on its axis with respect to the Sun. Also the time the Moon takes to complete one orbit around Earth and return to the same phase. Wikipedia


Study: Habitable Zone Exoplanets Kepler-62f and Kepler-186f Have Stable Climate, Regular Seasons

New research from the Georgia Institute of Technology and the Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics suggests that exoplanets Kepler-62f and Kepler-186f — both of which reside in the habitable zone around their host stars — have very stable axial tilts, much like the Earth, making it likely that each has regular seasons and a stable climate.

Kepler-186f. Image credit: NASA Ames / SETI Institute / JPL-CalTech.

Kepler-62f is the outermost planet among five exoplanets orbiting a single star, Kepler-62, which is approximately 1,200 light-years away toward the constellation Lyra.

The planet orbits its host star every 267 days, is 1.4 times bigger than Earth and is likely a terrestrial or ocean-covered world.

Kepler-62f was the most Earth-like exoplanet until astronomers noticed Kepler-186f in 2014.

Kepler-186f is part of the five-planet system. It is about 1.17 times the radius of Earth, but its mass, composition and density remain a mystery.

It orbits Kepler-186, a M1-type dwarf star located in the constellation Cygnus, about 492 light-years away, once every 130 days.

The brightness of the star at high noon, while standing on Kepler-186f, would appear as bright as the Sun just before sunset here on Earth.

“Our study is among the first to investigate climate stability of exoplanets and adds to the growing understanding of these potentially habitable nearby worlds,” said Dr. Gongjie Li, from the Georgia Institute of Technology and the Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics.

Kepler-62f, a super-Earth-size planet in the habitable zone of a star smaller and cooler than the Sun. Image credit: NASA Ames / JPL-Caltech.

Dr. Li and her colleague, Yutong Shan, used simulations to analyze and identify the exoplanets’ spin axis dynamics. Those dynamics determine how much a planet tilts on its axis and how that tilt angle evolves over time. Axial tilt contributes to seasons and climate because it affects how sunlight strikes the planet’s surface.

The researchers suggest that Kepler-186f’s axial tilt is very stable, much like the Earth, making it likely that it has regular seasons and a stable climate. They think the same is true for Kepler-62f.

“How important is axial tilt for climate? Large variability in axial tilt could be a key reason why Mars transformed from a watery landscape billions of years ago to today’s barren desert,” the scientists explained.

“Mars is in the habitable zone in our Solar System, but its axial tilt has been very unstable — varying from zero to 60 degrees,” Dr. Li said.

“That instability probably contributed to the decay of the Martian atmosphere and the evaporation of surface water.”

As a comparison, Earth’s axial tilt oscillates more mildly — between 22.1 and 24.5 degrees, going from one extreme to the other every 10,000 or so years.

“The orientation angle of a planet’s orbit around its host star can be made to oscillate by gravitational interaction with other planets in the same system,” the astronomers said.

“If the orbit were to oscillate at the same speed as the precession of the planet’s spin axis, the spin axis would also wobble back and forth, sometimes dramatically.”

“Mars and Earth interact strongly with each other, as well as with Mercury and Venus. As a result, by themselves, their spin axes would precess with the same rate as the orbital oscillation, which may cause large variations in their axial tilt.”

“Fortunately, the Moon keeps Earth’s variations in check. The Moon increases our planet’s spin axis precession rate and makes it differ from the orbital oscillation rate. Mars, on the other hand, doesn’t have a large enough satellite to stabilize its axial tilt.”

“It appears that both exoplanets are very different from Mars and the Earth because they have a weaker connection with their sibling planets,” Dr. Li said.

“We don’t know whether they possess moons, but our calculations show that even without satellites, the spin axes of Kepler-186f and Kepler-62f would have remained constant over tens of millions of years.”

“I don’t think we understand enough about the origin of life to rule out the possibility of their presence on planets with irregular seasons,” Shan said.

“Even on Earth, life is remarkably diverse and has shown incredible resilience in extraordinarily hostile environments, but a climatically stable planet might be a more comfortable place to start.”

The study was published in the May 17, 2018 issue of the Astronomical Journal.

Yutong Shan & Gongjie Li. 2018. Obliquity Variations of Habitable Zone Planets Kepler-62f and Kepler-186f. AJ 155, 237 doi: 10.3847/1538-3881/aabfd1