Effetto della Luna sulle Maree

Effetto della Luna

Le forze di marea sulla superficie terrestre.
Considerando per semplicità soltanto la Luna e trascurando per ora gli altri corpi del sistema solare, la forza che provoca le maree risulta dalla non completa cancellazione di due forze opposte tra loro: l'attrazione gravitazionale esercitata dalla Luna sulla Terra, e la forza centrifuga dovuta alla rotazione della Terra intorno al centro di massa del sistema Terra-Luna (che si trova a circa 4.700 km dal centro della Terra, e circa 1.700 km sotto la superficie terrestre).

Al centro della Terra queste due forze si cancellano esattamente. Sulla faccia rivolta verso la Luna, invece, l'attrazione lunare è lievemente maggiore (in quanto la distanza dalla Luna è minore), mentre la forza centrifuga è minore (in quanto la distanza dal centro di rotazione è minore): questa differenza origina una forza risultante diretta verso la Luna. Sull'altra faccia accade il contrario: l'attrazione lunare è minore mentre la forza centrifuga è maggiore, quindi la forza risultante punta nel verso opposto. Ne consegue un sollevamento del mare sia sul lato della Terra rivolto verso la Luna, sia sul lato opposto (la cosiddetta "seconda gobba" della marea). Ecco perché l'alta e la bassa marea si alternano all'incirca due volte al giorno, e non una come potrebbe suggerire un'analisi superficiale.

Risultando dalla cancellazione di due forze quasi uguali tra loro, l'intensità della forza di marea è alquanto minore di quella di ciascuna delle due forze prese singolarmente (matematicamente parlando, si tratta di un effetto di secondo ordine). Sulla superficie della Terra essa vale circa un decimilionesimo della forza di gravità. Tale forza, apparentemente piccolissima, è però sufficiente a produrre effetti giganteschi a causa dell'enorme massa d'acqua su cui agisce
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Vento Termico

Le brezze notturne e diurne (venti termici): Sono venti che si formano lungo le coste e sono dovuti al diverso riscaldamento e raffreddamento tra la terra e il mare. Di giorno soffia la brezza di mare , la terra si scalda più velocemente del mare, originando così uno spostamento d'aria umida dal mare verso la terra, mentre l'aria più calda e secca sulla terra, si muove con un moto ascensionale e passa più alta tornando verso il mare. Si manifesta maggiormente nella tarda mattinata, durando fino al pomeriggio quando raggiunge la massima intensità, poi diminuisce fino a cessare verso sera. Di notte il mare si raffredda meno rapidamente della terra e si produce l'effetto contrario, l'aria fredda al suolo, si sposta dalla terra al mare, brezza di terra , l'aria più calda, con moto ascensionale e a una altezza superiore, si sposta verso la terra. Inizia verso mezzanotte e dura fino al sorgere del sole.
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La pressione atmosferica

La pressione atmosferica in qualunque punto sulla Terra è causata dal peso della colonna d'aria che sovrasta quel punto, ed è misurata con uno strumento chiamato barometro. Raccogliendo i valori della pressione su tutto il pianeta, e disegnando delle linee che collegano i punti con la stessa pressione, le isobare, emerge uno schema affascinante che è una sorta di "impronta digitale" del tempo atmosferico. Appaiono aree di alta e bassa pressione che tendono a circolare sulla Terra secondo andamenti ben definiti e che sono responsabili del tempo che sperimentiamo sulla superficie del pianeta.

L'alta pressione in genere è associata al bel tempo, mentre la bassa pressione causa condizioni meteorologiche instabili. L'atmosfera tende costantemente a riportare in equilibrio queste differenze, per cui l'aria si muove dalle aree ad alta pressione verso quelle a bassa pressione. Questo spostamento di masse d'aria è all'origine di ciò che chiamiamo vento. Dato che la pressione atmosferica è così fortemente legata agli eventi meteorologici, è uno dei fattori fondamentali osservati e registrati dai meteorologi per fare le loro previsioni. Le aree di alta e bassa pressione che circondano la Terra si distribuiscono in genere secondo fasce o cinture di pressione ben definite. Nelle aree equatoriali predomina la bassa pressione, mentre alle medie altitudini ampie aree di alta pressione sovrastano entrambi gli emisferi. Altri sistemi di bassa pressione stazionano sopra le regioni polari.

L'aria a livello del suolo si muove in senso antiorario verso il centro del sistema a bassa pressione prima di salire e divergere in senso orario negli strati superiori dell'atmosfera. Nel sistema ad alta pressione avviene il contrario. L'aria che risale in corrispondenza della bassa pressione crea le condizioni perché si formino nuvole e spesso pioggia. Nell' emisfero meridionale, la direzione della rotazione dell'aria è invertita, ma le celle a bassa pressione sono comunque associate alla risalita dell'aria. La pressione atmosferica viene misurata in Ettopascal o, non più ufficialmente, in Millibar.
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Atmosfera



Il termine atmosfera (dal greco ἀτμός - atmòs - "vapore" e σφαῖρα - sphàira - "sfera") rappresenta l'insieme dei gas che circondano un corpo celeste, le cui molecole sono trattenute dalla forza di gravità del corpo stesso.

L'atmosfera terrestre non è un "involucro" omogeneo e per questo viene suddivisa in vari strati che presentano caratteristiche diverse. Gli strati dell'atmosfera terrestre, partendo dal suolo, sono cinque: troposfera, stratosfera (contenente l'ozonosfera), mesosfera, termosfera, esosfera, mentre in buona parte della mesosfera e termosfera è compresa la cosiddetta ionosfera.

La Terra possiede un'atmosfera caratterizzata da una struttura piuttosto complessa e suddivisa in più strati, che in ordine di altezza sono: troposfera, stratosfera, mesosfera, ionosfera (o termosfera), esosfera; nella troposfera avviene la maggior parte dei fenomeni meteorologici, mentre nella stratosfera l'ozono assorbe in parte i raggi ultravioletti del Sole, estremamente dannosi per la vita. La composizione chimica media al suolo dell'atmosfera è la seguente:

Azoto (N2): 78,08%
Ossigeno (O2): 20,95%
Argon (Ar): 0,93%
Vapore acqueo (H2O): 0,33% in media (variabile da circa 0% a 5-6%)
Biossido di carbonio (CO2): 0,032% (320 ppm)
Neon (Ne): 0,00181% (18 ppm)
Elio (He): 0,0005% (5 ppm)
Metano (CH4): 0,0002% (2 ppm)
Idrogeno (H2): 0,00005% (0,5 ppm)
Kripton (Kr): 0,000011% (0,11 ppm)
Xeno (Xe): 0,000008% (0,08 ppm)
Ozono (O3): 0,000004% (0,0364 ppm)

I diversi colori del cielo sono dovuti alla dispersione di luce prodotta dall'atmosfera.

Sono anche presenti, in tracce, Ossidi di azoto (NO, NO2; N2O), Monossido di carbonio (CO), Ammoniaca (NH3), Biossido di zolfo (SO2), Solfuro di idrogeno (H2S).

Non tutti gli strati hanno le stesse concentrazioni di gas: ad esempio il vapore acqueo è presente quasi soltanto nella troposfera, lo strato più basso, ed è praticamente assente nella termosfera e nell'esosfera, che viceversa contengono quasi tutto l'elio e l'idrogeno. L'ozono è contenuto in massima parte nella stratosfera, in cui costituisce un importante strato.

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Dipolo Elettrico



In elettrostatica un dipolo elettrico è un sistema composto da due cariche elettriche uguali e opposte di segno e separate da una distanza costante nel tempo.[1] È uno dei più semplici sistemi di cariche che si possano studiare e rappresenta l'approssimazione basilare del campo elettrico generato da un insieme di cariche globalmente neutro, trattandosi del primo termine dello sviluppo in multipoli di quest'ultimo.

Linee di forza del campo elettrico generato da un dipolo elettrico. Il dipolo consiste di due cariche puntiformi di polarità opposta poste vicine: viene mostrata la trasformazione da dipolo di estensione finita a dipolo puntiforme.

Al dipolo elettrico è associato quindi un certo momento dipolare ( µ ) dato dal prodotto tra l'intensità di carica Q e la distanza r: u=Qr momento dipolare
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Equazione di stato dei gas perfetti

L'equazione di stato dei gas perfetti, nota anche come legge dei gas perfetti, descrive le condizioni fisiche di un "gas perfetto" o di un gas "ideale", correlandone le funzioni di stato. Venne formulata nel 1834 da Émile Clapeyron. La sua forma più semplice ed elegante è: p V = n R T dove le variabili sono in ordine: la pressione, il volume, la quantità di sostanza, la costante dei gas e la temperatura assoluta. L'equazione di stato dei gas perfetti descrive bene il comportamento dei gas reali per pressioni non troppo elevate e per temperature non troppo vicine alla temperatura di liquefazione del gas. Una migliore descrizione del comportamento dei gas reali è dato dall'equazione di stato di van der Waals.

in cui

p è il valore della pressione del gas;
V è il volume occupato dal gas;
n_m è la densità molare del gas;
R0 è la costante universale dei gas, il cui valore varia in funzione delle unità di misura adottate per esprimere le altre grandezze nell'equazione;
T è la temperatura assoluta del gas, espressa in kelvin.
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Legge di Snell



La legge di Snell, nota anche come legge di Descartes o legge di Snell-Descartes (o legge di Cartesio o legge di Snell-Cartesio), descrive le modalità di rifrazione di un raggio luminoso nella transizione tra due mezzi con indice di rifrazione diverso, e deriva dall'equazione iconale.

La luce si propaga nel vuoto alla velocità costante c0.

La figura a fianco mostra due mezzi trasmissivi con indice di rifrazione n1 (a sinistra) e n2 (a destra) in contatto tra loro attraverso una superficie, che viene chiamata interfaccia (linea verticale in figura). Nel caso n2 > n1, la luce ha una velocità di fase più bassa nel secondo mezzo.

Il raggio luminoso PO proveniente dal mezzo di sinistra colpisce l'interfaccia nel punto O. A partire da tale punto O tracciamo una retta perpendicolare all'interfaccia stessa, che viene chiamata normale all'interfaccia (linea orizzontale in figura). L'angolo tra la normale e il raggio luminoso PO viene chiamato angolo d'incidenza, θ1.

Il raggio attraversa l'interfaccia e prosegue nel mezzo di destra, indicato come OQ. L'angolo che tale raggio (rifratto) forma con la normale si chiama angolo di rifrazione, θ2.

La legge di Snell fornisce la relazione tra gli angoli θ1 e θ2:

n1sinθ1= n2sinθ2,

Si noti che nel caso θ1 = 0° (ovvero il raggio risulta perpendicolare all'interfaccia) la soluzione è θ2 = 0° per qualunque valore di n1 e n2. In altri termini, un raggio che entra in un mezzo in modo perpendicolare alla sua superficie non viene mai deviato.

In fisica la velocità di fase è la velocità con cui si propaga la fase di un'onda, sia essa elettromagnetica o meccanica. La velocità di fase può essere visualizzata come la velocità di propagazione di una cresta dell'onda ma non coincide necessariamente con la velocità di propagazione di un segnale (che è più propriamente descritta dalla velocità di gruppo) e quindi può essere più alta della velocità della luce senza violare la relatività ristretta.




Dispersione in gruppi bicromatici di onde sulla superficie di acque profonde. Il punto rosso si muove con la velocità di fase mentre il punto verde si propaga con la velocità di gruppo. In questo caso, la velocità di fase è doppia rispetto a quella di gruppo.

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