Astronomia Lezione 3/10/2014 Docente: Alessandro Melchiorri

Astronomia
Lezione 3/10/2014
Docente: Alessandro Melchiorri
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Astronomia
Lezione 3/10/2014
Libri di testo consigliati:
- Universe, R. Freedman, w. Kaufmann, W.H.
Freeman and Company, New York
- An introduction to modern astrophysics
B. W. Carroll, D. A. Ostlie, Addison Wesley
Coordinate Celesti
Oggi cominceremo a trattare
le coordinate celesti.
Gli argomenti trattati li trovate
maggiormente su questo libro.
La Sfera Celeste
Platone (350 A.C.) fu forse il primo
a proporre un modello geocentrico
con le stelle fisse che ruotano su di
una «sfera celeste» con un asse
Che passa attraverso il polo nord e
sud della terra identificando un
Polo nord e sud celeste.
Trigonometria Sferica
Data una sfera e’ possibile individuare
dei cerchi come intersezioni tra la
superficie della sfera e dei piani.
Se un piano contiene il centro della
sfera questo prende il nome di
cerchio massimo (Great Circle).
Gli altri cerchi prodotti da intersezioni
con piani non contenenti il
centro si chiamano cerchi minori
(small circle).
Due punti collegati da una retta passante
per il centro ed ortogonale ad un
cerchio massimo si chiamano poli del
cerchio massimo.
Trigonometria Sferica
Si chiama triangolo sferico un triangolo
sulla superficie sferica i cui lati siano
tre archi di cerchi massimi AB, BC, CA.
Gli angoli corrispondenti a questi archi
sono c, a e b.
La lunghezza di un arco |AB| se la sfera
è di raggio r è data da:
dove c è in radianti.
La somma degli angoli A, B e C del triangolo sferico non e’ 180° ma e’ maggiore per
un eccesso E dato da:
si puo’ dimostrare che l’area del triangolo sferico e’ allora (con E in radianti):
Trigonometria Sferica
Dato un sistema di assi cartesiani xyz
centrato nella sfera un qualunque punto
P sulla sfera puo’ essere individuato
dagli angoli q e y come in figura.
Consideriamo anche un nuovo sistema
di riferimento x’ y’ z’ ruotato lungo
x di un angolo c come in figura.
Si ha che:
Trigonometria Sferica
Data questa rotazione le
coordinate cartesiane saranno
legate da:
e usando le relazioni precedenti
otteniamo le seguenti equazioni
tra gli angoli:
Coordinate terrestri
Ogni punto sulla terra puo’ essere identificato
tramite due coordinate.
Il piano di riferimento e’ il piano equatoriale che
è ortogonale all’asse della rotazione terrestre
e che contiene il centro della terra.
La sua intersezione con la sfera terrestre
disegna l’equatore.
I cerchi minori paralleli all’equatore sono
detti paralleli.
I semi archi di cerchio massimo che collegano
i due poli sono detti meridiani.
Dato un punto la sua longitudine e’ l’angolo
che forma il meridiano passante per il punto con
Il meridiano fondamentale passante per Greenwich.
si misura generalmente in ore [0-24], incrementando andando verso ovest pero’
vi sono convenzioni diverse.
Con latitudine si definisce la latitudine geografica che e’ l’angolo che forma il filo a piombo
con il piano equatoriale. E’ positivo nell’emisfero nord, negativo in quello sud
[es. 90° al polo nord, -90° al polo sud]. Si puo’ facilmente misurare misurando l’altezza del
polo celeste (misurare la longitudine e’ molto piu’ difficile).
Coordinate terrestri
La terra non è però sferica ma e’ uno sferoide
oblato.
L’angolo tra la retta perpedicolare alla tangente
in un punto e l’equatore e’ detta
latitudine geodetica ed e’ molto simile
alla latitudine geografica.
Tuttavia il filo a piombo non puntera’ verso
il centro dello sferoide (lo fa solo sull’equatore
e ai poli).
Si chiama latitudine geocentrica l’angolo
tra la retta passante tra il centro dello sferoide
ed il punto e il piano dell’equatore.
Se f è la latitudine geografica e f’ la latitudine
geocentrica si ha:
La Sfera Celeste
Platone (350 A.C.) fu forse il primo
a proporre un modello geocentrico
con le stelle fisse che ruotano su di
una «sfera celeste» con un asse
Che passa attraverso il polo nord e
sud della terra identificando un
Polo nord e sud celeste.
Coordinate orizzontali o altazimutali
Il piano di riferimento e’ l’orizzonte., il piano
tangente alla terra che contiene l’osservatore.
La retta perpedincolare all’orizzonte passante
per l’osservatore identifica due poli celesti:
lo Zenith (sopra l’osservatore) ed il Nadir
(il polo opposto).
I cerchi massimi attraverso lo Zenith sono
chiamate verticali ed intersecano l’orizzonte
perpendicolarmente.
Le circonferenze minori formate dai punti di uguale
altezza sono i cerchi d'altezza o almucantarat.
Quindi come coordinate si usano:
l‘altezza (a) è l’angolo dell'astro dall'orizzonte, e varia tra -90° e +90°.
Si usa anche la distanza di zenith z con z=(90° -a)
l‘azimut (A) è l’angolo tra il punto Sud e il piede dell'astro
(corrispondente alla distanza angolare tra meridiano locale e meridiano passante per l'astro),
misurata in senso orario, e varia tra 0° e 360°. Attenzione pero’ che la definizione cambia !!
Coordinate orizzontali o altazimutali
In questo sistema di riferimento le stelle si muovono da Est ad Ovest. Le coordinate di
una stella dipendono quindi dal tempo.
Non solo, il sistema di riferimento dipende dalla posizione sulla terra dell’osservatore.
In figura vediamo il moto delle stelle visto da un osservatore a due latitudini diverse.
Chiaramente non possiamo costruire un catalogo astronomico di stelle usando queste
coordinate !!!
Coordinate Equatoriali
Il sistema equatoriale usa come cerchi
di riferimento l'equatore e il meridiano
passante per il punto gamma g.
Il punto g corrisponde all’intersezione tra il piano
dell’equatore e quello dell’eclittica dove ha luogo
La rivoluzione terrestre intorno al sole.
Le coordinate sono la declinazione d e
l'ascensione retta a, misurate a partire,
rispettivamente, dall'equatore verso il Polo Nord
celeste (vicino alla stella polare) e
dal punto gamma g in senso antiorario.
Il moto diurno delle stelle avviene parallelamente
all'equatore celeste e il punto gamma
si comporta come un qualsiasi oggetto celeste,
per cui le coordinate equatoriali
non cambiano con il trascorrere del tempo.
Questo sistema di coordinate si muove,
nelle 24 ore, insieme ai corpi celesti ed è
indipendente dalla latitudine del luogo. a si misura in ore, minuti, secondi (di tempo); d si misura in gradi, primi, secondi (d'arco)
Coordinate Equatoriali
Il punto gamma vernale è anche noto con il nome di punto dell'Ariete o primo punto
d'Ariete perché in corrispondenza dell'equinozio di primavera di circa 2100 anni fa (più
precisamente nel periodo 2000 a.C. ÷ 100 a.C.), il Sole si trovava
nella costellazione dell'Ariete. Oggi a causa della precessione degli equinozi non è più così e
in corrispondenza dell'equinozio di primavera il Sole si trova nella costellazione dei Pesci; a
partire dal 2700 d.C. si troverà in quella dell'Acquario e così via fino al completamento
dell'intero zodiaco.
Il moto del sole sulla sfera celeste cambia nei giorni dato che il piano dell’equatore
Interseca quello dell’eclittica. Il moto del sole apparira’ quindi andare da sud a nord
nell’equinozio vernale (in primavera) e da nord a sud nell’equinozio autunnale
(detto punto omega o della Bilancia).
Analemma Solare
Piano dell’Eclittica e Piano Equatoriale
Il piano equatoriale celeste e’ definito come il piano passante per l’equatore della terra
ed intersecante la volta celeste. Questo forma un angolo di circa 23.5° con il piano
dell’eclittica. Per questo angolo l’eclittica si muove su e giu’ in un anno rispetto all’equatore.
Si ha quando il sole interseca il piano equatoriale:
-
Equinozio di Primavera (notte e giorno uguali in durata) 21 o 22 Marzo
Equinozio d’ Autunno 22 o 23 Settembre
Agli estremi abbiamo (il giorno e la notte piu’ lunghi):
-
Solstizio d’estate 20 o 21 Giugno
Solstizio d’inverno 21 o 22 Dicembre
Coordinate Equatoriali
Quando osserviamo con il telescopio
trovare la declinazione e’ semplice perche’
uno degli assi del telescopio e’ orientato
come l’asse di rotazione terrestre.
Per l’ascensione retta si prende come
riferimento un meridiano (es. il Sud).
L’angolo orario h e’ la distanza angolare
Di una stella rispetto a questo meridiano.
Si chiama tempo siderale l’angolo orario
del punto vernale.
Dalla figura e’ chiaro che:
Quindi in pratica:
Si misura h di una stella di cui si conosce l’ascensione retta.
Si conosce quindi il tempo siderale e tutte le altre stelle si possono quindi trovare
conoscendone l’ascensione retta da un catalogo.
Coordinate eclittiche
In questo sistema di coordinate si usa come piano di riferimento il piano dell’eclittica.
Si ha una latitudine eclittica indicata da b e una longitudine eclittica indi cata con l.
La latitudine si misura dal punto vernale in senso antiorario. La longitudine e’ la distanza
angolare dal piano dell’eclittica. Queste coordinate possono essere geocentriche o
eliocentriche. Per oggetti vicini c’e’ una differenza tra i due tipi di coordinate, per quelli
lontani no.
Passaggio coordinate eclittichecoordinate equatoriali.
I due sistemi di riferimento differiscono solo per la differente orientazione dei piani avendo
entrambe in ascissa ome riferimento il punto gamma o vernale.
Ricordando quindi la trasformazione di coordinate tra angoli trovata precedentemente
data da:
Considerando quindi gli angoli si ha:
Con e che indica l’inclinazione tra i due piani e pari a circa 23° 26’
Discussione delle leggi
di Keplero e Newton
le trovate qui.
Il moto retrogrado dei pianeti
Alcune stelle pero’ mostrano di non seguire l’andamento delle stelle fisse ma sono come
erranti, queste sono chiamate «pianeti» (dal termine di «vagabondo» in greco».
In particolare un pianeta come Marte si muove lentamente da ovest ad est rispetto alle stelle
fisse ma poi «tornare indietro» ad un certo momento per poi ritornare al moto
normale.
Ipparco (150 a.c.) risolse il problema del moto retrogrado mettendo i pianeti a
Ruotare attorno a dei piccoli epicicli che a loro volta ruotavano in modo piu’ ampio
Attorno alla terra lungo un deferente.
Il sistema Tolemaico
Con il progredire delle osservazioni il sistema degli epicicli non andava piu’ bene.
Tolomeo (circa 100 d.c.) introduce allora l’equante. Gli epicicli ruotano circolarmente
a velocita’ angolare costante intorno all’equante che e’ dislocato rispetto al centro
del deferente (centro della terra). L’idea platonica di moto circolare uniforme e’ praticamente
scomparsa. Il modello tolemaico divenne sempre piu’ complesso aggiungendo «epicicli»
ulteriori negli anni ma non venne messo in discussione per secoli.
La rivoluzione Copernicana
Il modello Copernicano era molto piu’
semplice e permetteva di risolvere anche altri
punti:
Mercurio e Venere vengono visti
al massimo ad una distanza di 28° e 47°
rispettivamente dal Sole (non sono mai in
opposizione). Per questo prendono il nome e
di pianeti inferiori o interni. Si definiscono
Massima Elongazione est o ovest le loro
massime distanze angolari dal Sole. Solo
questi pianeti possono trovarsi tra la terra ed
il Sole (congiunzione inferiore).
-
-
Gli altri pianeti (Marte, Giove, Saturno,
etc) sono su orbite esterne, si chiamano
pianeti superiori o esterni si possono
trovare in opposizione e congiunzione
(vedi figura).
Modello Copernicano e Pianeti
«Retrogradi»
Il sistema Copernicano spiega in modo elegante il moto retrogrado di pianeti come Marte.
La Terra occupando una orbita piu’ interna ruota piu’ velocemente di Marte attorno
al Sole. Il passaggio in 3,4,5 di Marte in opposizione spiega l’apparente moto retrogrado
del pianeta.
Tycho Brahe 1546-1601
Brahe, astronomo danese, per primo identifica la SN-1572 come appartenente alla volta
Celeste (il cielo non e’ piu’ immutabile). Dirige e costruisce l’osservatorio di Uraniborg grazie
al re Federico II (1576). Il piu’ grande investimento scientifico (in termini di PIL) che si ricordi.
Alla morte del re gli tagliano I fondi e va a Praga (1597) dal re Rodolfo II,
portando con se i dati delle sue preziose osservazioni. Uraniborg viene distrutta dal popolo
danese furioso per le tasse elevate.
Una immagine di SN1572 (oggi) e della grande
cometa del 1577.
Notare come le osservazioni fossero senza telescopi (inventati da Galileo in seguito).
Notare gli orologi (vero simbolo di alta tecnologia dell’ epoca).
SN-1604
Johannes Kepler 1571-1630
Studente di Brahe, dai dati portati da Tycho a Praga
determina che l’orbita di marte
e’ ellittica.
Le tre leggi di Keplero:
-
-
Le orbite dei pianeti sono ellittiche
Coprono aree uguali in tempi uguali
1 AU = Astronomical Unit – Distanza media Terra-Sole
Equazione dell’ellisse:
a e’ una costante detta semi-asse maggiore.
b e’ il semiasse minore.
F e F’ sono i due punti focali dell’ellisse. Il Sole e’ nel punto focale maggiore F.
e e’ l’eccentricita’ dell’ellisse e va da 0 a 1. e’ definita come la distanza di uno dei fuochi
divisa a. e=0 e’ un cerchio.
Il punto piu’ vicino al fuoco principale e’ detto perielio, quello opposto afelio.
Si puo’ dimostrare che:
Galileo e Newton
Galileo: Padre della fisica moderna.
Principio di Relativita’ Galileana, fasi di Venere (quindi non brilla di luce propria),
Satelliti di Giove.
Newton parte da Galileo per formulare le sue famose 3 Leggi.
Leggi di Newton
Legge di Inerzia. Un oggetto in quiete rimarra’ in quiete, un oggetto in moto
rimarra’ in moto uniforme percorrendo una linea retta. (e’ una definizione di sistema
di riferimento inerziale!).L’impulso p=mv di una particella non soggetta a forze e’ costante
In un sistema di riferimento inerziale.
-
La forza netta (la somma di tutte le forze) su di un oggetto e’ proporzionale alla massa
dell’oggetto e la sua accelerazione risultante.
-
- Per ogni azione c’e’ una reazione opposta e contraria.
Legge di Keplero, Leggi di Newton e
Legge di Gravitazione Universale.
Terza Legge di Keplero
Assumendo orbita circolare:
Inserendo nella Terza Legge di Keplero:
Inserendo nella Terza Legge di Keplero:
Moltiplicando ambo i membri:
Si ha:
Usando la II legge di
Newton questa e’ la forza a
cui e’ soggetto il pianeta
Legge di Keplero, Leggi di Newton e
Legge di Gravitazione Universale.
Usando la III Legge di Newton abbiamo che la forza
esercitata sull’altro pianeta di massa M sara’:
Uguagliando le due forze in modulo si ha:
dove
definendo
e
abbiamo la Legge di Gravitazione !: