ECLITTICA

ECLITTICA

. È la traiettoria che il Sole apparentemente descrive sulla sfera celeste nel suo corso annuo, in conseguenza del reale moto annuo della Terra intorno al Sole. Poiché questa reale traiettoria della Terra (orbita terrestre) è un'ellisse, nel cui piano giace il Sole, così l'eclittica si proietta in un circolo massimo sulla sfera celeste.

Il nome di "eclittica" deriva da "eclissi", perché queste hanno luogo quando Terra, Sole e Luna sono allineati, e quindi la Luna viene a trovarsi, con la Terra e il Sole, nel piano dell'eclittica; e, durante le eclissi totali lunari o solari, la visibilità delle stelle circostanti alla Luna e al Sole, rispettivamente, per l'oscurarsi dell'una o dell'altro, ha permesso agli antichi di determinare la posizione dell'eclittica fra le stelle. All'eclittica sono riferite le coordinate celesti del IV sistema (v. astronomia sferica). Lungo l'eclittica come linea di simmetria, si stende la fascia zodiacale (della larghezza di 12°) suddivisa nelle 12 costellazioni zodiacali.

I due punti, diametralmente opposti, dell'eclittica, in cui essa taglia l'equatore celeste, si chiamano i nodi dell'eclittica o punti equinoziali (equinozio di primavera o punto ??? punto d'Ariete, ed equinozio d'autunno; in essi, rispettivamente, si trova il Sole all'inizio della primavera e dell'autunno). I due punti, pure diametralmente opposti, dell'eclittica più discosti dall'equatore (sopra e sotto di esso) si chiamano solstizî (d'estate e d'inverno, e per essi il Sole passa all'inizio di queste stagioni). I due punti dell'eclittica, sempre diametralmente opposti, in cui il Sole è alla massima o minima distanza dalla Terra, si chiamano rispettimmente apogeo e perigeo e, complessivamente, apsidi; il diametro che li congiunge dà la direzione dell'asse maggiore dell'orbita ellittica descritta apparentemente dal Sole, il quale passa per l'apogeo ai primi di luglio, per il perigeo ai primi di gennaio. L'angolo che i due circoli dell'equatore celeste e dell'eclittica formano tra di loro si chiama obliquità dell'eclittica. Nessuna delle tre coppie di punti diametrali dell'eclittica definiti è assolutamente fissa sulla sfera celeste; per il fenomeno della precessione degli equinozî (v.) si sposta lentissimamente la linea degli equinozî e quindi anche quella dei solstizî. Queste due coppie di punti si muovono di moto retrogrado di poco più di 50″ all'anno lungo l'eclittica stessa. Anche la linea degli apsidi si sposta nello spazio: i due punti si muovono lungo l'eclittica di circa 12″ all'anno e di moto diretto. E nemmeno il piano dell'eclittica è assolutamente fisso; il Laplace dimostrò che la sua obliquità è soggetta a un'oscillazione di periodo lentissimo (dell'ordine di parecchie centinaia di secoli) detta variazione secolare dell'eclittica. J. Lagrange dimostrò che l'obliquità dell'eclittica deve rimanere compresa fra 28° e 21°. Nel 1931 era di 23°26′ 53″,74; essa diminuisce di quasi mezzo secondo d'arco all'anno, senza contare le lievi e infinitamente più rapide variazioni periodiche′ dovute alle nutazioni solari e lunari, nelle quali è invece il polo celeste, e quindi l'equatore, che si sposta. L'obliquità dell'eclittica si può determinare facilmente dalla lunghezza massima e minima lungo l'anno dell'ombra d'un gnomone (come fecero già Greci e Arabi), ma richiede delicatissime misure astronomiche del Sole al cerchio meridiano per una determinazione precisa. L'obliquità dell'eclittica e la posizione delle coppie di punti caratteristici sopra definiti sono fattori determinanti delle stagioni e dei climi sulla Terra, sicché le variazioni accennate degli equinozî, della linea degli apsidi e dell'obliquità, sono cause, lente ma non trascurabili nella storia delle epoche geologiche, di variazioni di stagioni e di climi.