Dal punto
di vista astronomico le stagioni iniziano quando il Sole si trova ad una
longitudine geocentrica di 0°, 90°, 180° o 270°. La durata
dell’anno tropico è anche il tempo impiegato dal Sole per aumentare
di 360° la longitudine e la sua durata è di circa 365 giorni,
5 ore, 49 minuti.
Dunque se consideriamo anni ordinari, composti da 365 giorni, gli equinozi
ed i solstizi l’anno seguente avverranno con circa sei ore di ritardo
(slittano in avanti) ed è per questo che è utile introdurre
i giorni bisestili. Tuttavia la correzione di un intero giorno ogni quattro
anni è eccessiva: infatti ogni quattro anni gli equinozi ed i solstizi
avvengono con 45 minuti circa di anticipo. Per correggere questo effetto
vi è la nota regola del calendario gregoriano che sopprime il giorno
bisestile per gli anni secolari, tranne quelli divisibili per 400.
Sul lungo
periodo però non ci si deve attendere una perfetta fissità
di equinozi e solstizi: infatti il semiasse maggiore dell’orbita terrestre
si sposta causando la variazione della durata delle stagioni.
Inoltre
vi sono altre fonti di irregolarità, legate ai moti della Terra.
Se consideriamo l’intervallo di tempo tra due successivi equinozi (o solstizi)
troviamo che ci sono delle evidenti irregolarità. Esse sono dovute
a diverse ragioni:
– ad orbitare attorno al Sole non è la Terra, ma il sistema Terra-Luna,
dunque rispetto al centro di massa di questo sistema, la Terra a volte
si troverà in ritardo, altre volte in anticipo
– i pianeti, specialmente Venere, Marte e Giove perturbano l’orbita della
Terra
– l’asse terrestre manifesta una lieve oscillazione chiamata nutazione
che sposta solstizi ed equinozi rispetto alla loro posizione media Questi
effetti si sommano e danno luogo a ritardi o anticipi dell’ordine del
quarto d’ora.
Il grafico
seguente illustra la differenza tra l’equinozio di primavera medio e quello
vero dal 1960 al 2040.
I grafici
sono tratti da Mathematical astronomy morsels di J. Meeus, Willmann-Bell