Astronomia
Lezione 22/10/2015
Docente: Alessandro Melchiorri
e.mail: [email protected]
Sito web per le slides delle lezioni:
oberon.roma1.infn.it/alessandro/astro2015
Astronomia
Lezione 22/10/2015
Libri di testo consigliati:
●
Universe, R. Freedman, w. Kaufmann,
W.H.Freeman and Co., New York
●
An introduction to modern astrophysics,
B. W. Carroll, D. A. Ostlie, Addison Wesley
Coordinate Celesti
Cominciamo 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 perpendicolare 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:
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 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).
Coordinate Equatoriali
Quando osserviamo con il telescopio
trovare la declinazione e’ semplice perché
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.
Passaggio da coordinate orizzontali
a coordinate equatoriali.
Il passaggio da coordinate orizzontali a
Equatoriali puo’ essere fatto considerando il
triangolo sferico con i vertici la stella, lo zenith
ed il polo nord. Guardando la figura si ha:
Da cui, usando le formule precedenti:
dove f e’ la latitudine dell’osservatore.
Coordinate Orizzontali e coordinate
Equatoriali
In questa animazione vediamo
come ci appare la volta
celeste di notte al passare
del tempo siderale
(vista da Durham in UK).
Le coordinate che ruotano
con le stelle fisse
sono quelle equatoriali.
La linea rossa e’ l’equatore celeste.
La verde e’ l’eclittica.
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’
Coordinate Galattiche
Per le coordinate galattiche si usa come piano il piano della galassia .
Si ha una latitudine galattica b ed una longitudine galattica i.
Quest’ultima e’ calcolata partendo dal centro della Galassia (nel Sagittario)
in senso antiorario.
Posizione del Sole in Coordinate Equatoriali e
in Coordinate Eclittiche
Punto Vernale o
Punto Gamma
Equinozio di
Primavera
Coordinate
Equatoriali
Coordinate
Eclittiche
Alcuni siti interessanti
http://ntserver.ct.astro.it/cgiplan/skydraw.htm
http://divulgazione.uai.it/index.php/Archivio_Cielo_del_Mese
http://www.guardian.co.uk/science/series/starwatch
http://www.skymapper.co.uk/html/mapreader.php?coords=?297,54
http://www.cosmotions.com/
Regola del pollice
Perturbazioni alle coordinate
Abbiamo visto che le coordinate orizzontali dipendono dal tempo e dalla posizione.
Le coordinate equatoriali invece sono fisse con la sfera celeste, tuttavia vari fenomeni
perturbano queste coordinate e sono necessarie delle correzioni.
Gli effetti perturbativi di cui tenere conto sono:
- Precessione
- Nutazione
- Parallasse
- Aberrazione
- Rifrazione
Precessione
La Terra possiede un moto di precessione: il suo asse di rotazione ruota lentamente (con un ciclo
di 25.800 anni) intorno alla perpendicolare al piano della sua orbita, rispetto alla quale è
inclinato di circa 23°26'. Questo fenomeno è dovuto all'attrazione del Sole e della Luna, e al
fatto che la sua forma non è esattamente sferica. Si parla di precessione degli equinozi, in
quanto tra gli effetti della precessione vi è quello di spostare lentamente i punti equinoziali
lungo la volta celeste. Questo fenomeno fa sì che la linea degli equinozi (cioè il segmento
congiungente i due punti dell'orbita terrestre in cui si verificano gli equinozi) ruoti.
Il punto vernale si muove quindi di circa 50 arcosecondi l’anno in senso orario. Questo
porta ad un incremento della longitudine eclittica.
Inoltre al presente l’asse di rotazione punta verso la stella polare con una incertezza di un grado.
Fra 12000 anni puntera’ invece approssimativamente verso la stella Vega.
Precessione
Lo schiacciamento della Terra ai poli può essere schematizzato ipotizzando la Terra sferica con
una massa anulare (in azzurro) intorno all'equatore. L'attrazione gravitazionale (in verde)
esercitata sulla massa anulare dà origine a una coppia (in arancione) che, nel tentativo di
raddrizzare la Terra, sposta l'asse di rotazione (in magenta con senso antiorario) verso una
nuova direzione (in giallo con senso antiorario), dando luogo al movimento di precessione
degli equinozi (in bianco con senso orario).
Precessione
Andiamo adesso a vedere come la precessione cambia le coordinate equatoriali.
Le equazioni per il cambiamento di coordinate da eclittiche ad equatoriali sono:
Differenziando l’ultima si trova:
Il cambiamento di coordinate inverso (da equatoriali ad eclittiche) e’ invece dato da:
Applicando la seconda equazione al secondo membro della precedente si trova:
Precessione
Differenziando l’equazione (la seconda del cambiamento ecliitica-equatoriale):
si trova:
Usando questa equazione nell’espressione precedente per dd e usando anche
si ottiene :
Da cui semplificando otteniamo:
Precessione
In pratica quindi si ha che per ogni cambiamento di longitudine eclittica dl si ha:
dl incrementa di circa 50’’ l’anno. Le equazioni precedenti si possono scrivere anche
come:
dove:
m ed n cambiano anch’esse con il tempo ma molto piu’ lentamente. Si ha
Nutazione
Anche la luna subisce un precessione con un periodo di circa 18.6 anni.
Questo crea dei piccoli ondeggiamenti anche sull’asse terrestre con lo stesso periodo.
Il calcolo degli effetti della nutazione sono molto piu’ complicati.
Fortunatamente l’effetto e’ inferiore a 0.5’’ nelle coordinate.
Aberrazione
Se siamo in moto rispetto ad un oggetto questo ci apparira’ sottendere un angolo inferiore.
Questo fenomeno e’ chiamato aberrazione e dipende dalla velocita’ finita della luce.
L’effetto e’ dato da:
Il massimo effetto e’ dovuto al moto orbitale della terra (pari a circa 21’’) mentre l’effetto
Della rotazione terrestre e’ 0.3’’.
Rifrazione
La luce di un corpo celeste passa attraverso differenti strati dell’atmosfera ciascuno con
Indice di rifrazione diverso. Questo porta ad un dislocamento dell’astro dalla sua posizione
vera. Applicando la legge di Snell ai vari strati (z e’ la distanza di zenith) si ha:
Rifrazione
Per piccoli angoli di rifrazione R=z-z si puo’ scrivere:
Ovvero:
come valore medio si ha:
Ci sono due punti da consierare pero’:
1) allo zenith non si dovrebbe avere rifrazione ma questo e’ vero solo se i vari atmosferici sono
Paralleli, cosa che non avviene.
2) La formula precedente vale solo per piccoli angoli. Per il Sole al tramonto si ha circa 35’,
praticamente il suo diametro. (noi vediamo il sole quando e’ gia’ tramontato).
Rifrazione
Misura della velocità della Luce
Per quanto ci e’ noto, la prima persona a tentare un calcolo della velocita’ della luce e’
stato Galileo. Il metodo da lui usato consisteva nel porre un assistente su di una
collina lontana e chiedergli di mostrare la luce di una lampada non appena avesse
visto una luce da parte sua.
Il procedimento poi continuava cambiando collina e distanza per eliminare gli effetti
dei tempi di reazione etc. Considerando che al massimo il suo errore di misura del
tempo era di 0.1 s (a essere generosi) e che le colline distavano 2-3 km Galileo
ottenne un limite inferiore sulla velocita’ della luce di circa 20-30 km/s.
Galileo era quindi lontano dal vero valore di 300.000 km/s ma il suo limite era
paragonabile alla velocita’ di moto della Terra intorno al Sole.
Misura della velocità della Luce
Come abbiamo accennato uno dei
problemi maggiori di navigazione
marittima era la determinazione della
longitudine. La mancata conoscenza
delle esatta posizione della nave
provocava infatti numerosi disastri
navali come quello di Scilly sulle coste
inglesi nel 1707 con la perdita di 4
navi e circa 1400 persone.
Diversi premi furono banditi dai re di
Francia, Inghilterra e Spagna per il
primo scienziato che avesse risolto
questo problema.
Misura della velocità della Luce
Come abbiamo accennato uno dei
problemi maggiori di navigazione
marittima era la determinazione della
longitudine. La mancata conoscenza
delle esatta posizione della nave
provocava infatti numerosi disastri
navali come quello di Scilly sulle coste
inglesi nel 1707 con la perdita di 4
navi e circa 1400 persone.
Diversi premi furono banditi dai re di
Francia, Inghilterra e Spagna per il
primo scienziato che avesse risolto
questo problema.
Misura della velocità della Luce
Come abbiamo accennato uno dei
problemi maggiori di navigazione
marittima era la determinazione della
longitudine. La mancata conoscenza
delle esatta posizione della nave
provocava infatti numerosi disastri
navali come quello di Scilly sulle coste
inglesi nel 1707 con la perdita di 4
navi e circa 1400 persone.
Diversi premi furono banditi dai re di
Francia, Inghilterra e Spagna per il
primo scienziato che avesse risolto
questo problema.
Parallasse Stellare e Misura di c
Nel 1729 l’astronomo inglese James Bradley (1693-1762)
annuncio’ una scoperta fondamentale.
Nel tentativo di misurare la parallasse stellare della stella
Gamma Draconis (Eltanin che passa per lo Zenith dell’osservatorio
di Greenwich) trovò uno spostamento ma assolutamente non
consistente con il moto di parallasse.
Bradley attribuì correttamente l’effetto all’aberrazione stellare
provando sia che la velocita’ della luce era finita sia che il
sistema ticonico era sbagliato.
Bradley non conosceva la velocità della terra intorno al Sole ma
determinò che la luce dovesse andare circa 10210 volte piu’
veloce della Terra intorno al Sole (c=301000 km/s).
Parallasse Stellare e Misura di c
Spostamento angolare di Eltanin. Si noti che il massimo e minimo capitano intorno agli equinozi,
cioe’ quando la direzione di osservazione e’ parallela al moto della Terra.
L’ampiezza e’ prossima ai 40’’, la parallasse vera di Eltanin, misurata solo recentemente e’
di 0.022’’.
Aberrazione della Luce (classica)
Da cui si arriva alla formula che abbiamo dato
qualche lezione fa usando v=c, V/c<<1 e
sen(a)=a= sen(q-q’) =sen(q)cos(q’)-cos(q)sen(q’)
Aberrazione della Luce (Relativistica)
Parallasse Stellare
E’ il primo metodo per misurare la distanza di
una stella. L’angolo p e’ detto parallasse.
1 A.U.
Se la parallasse si misura in secondi d’arco
Invece di radianti vale questa relazione.
Parallasse Stellare
Si definisce come parsec la distanza di una stella con parallasse di 1 secondo d’arco
Le parallassi delle stelle sono decisamente
piccole. La parallasse della stella piu’
vicina (proxima centauri) e’ pari a 0.77 p’’
corrispondente a 1.3 pc e a 4.3 ly (anni luce).
La prima misura di parallasse di una stella si e’ avuta nel 1838 da
parte di Friedrich Wilhelm Bessell per 61 Cygni. Dopo 4 anni di
osservazioni lui stimo’ per questa stella una parallesse pari a
p’’=0.316’’, corrispondente a 3.16 parsec o 10.3 anni luce.
Questa stella in realta’ sono due (stella binaria) ed ha un
elevato moto proprio (e’ chiamata anche Stella Volante) circa
4000 mas/anno. La parallasse dovuta al moto proprio si puo’
pero’ separare perche’ non e’ periodica.
Parallasse Stellare
Da terra la parallasse piu’ piccola che si puo’ osservare corrisponde a p’’=0.02
equivalente a distanze minori di 50 pc. La misura di parallasse di stelle piu’ lontane
necessita di missioni su satellite.
Tra il 1989 ed il 1993 il satellite Hypparcos ha misurato la parallasse di circa
118.000 stelle con una precisione di un millesimo di secondo d’arco, p’’=0.001’’
Corrispondente alla distanza massima di 1 Kpc.
Queste sono ancora distanze piccole (ad esempio il centro della nostra galassia
Dista da noi circa 8 Kpc). Quindi la parallasse si puo’ misurare solo di stelle vicine.
Prossime missioni come GAIA dovrebbero misurare parallassi di circa 10 microsecondi
d’arco (p’’=0.00001, 10 Kpc) per un miliardo di stelle.
Mappa delle stelle piu’ prossime al Sole (entro 14 anni luce)
Al momento Proxima Centauri e’ la stella piu’ vicina e… si sta avvicinando !
Il minimo si avra’ tra 24.000 anni.
Tra 10.000 anni anche la stella di Barnard sara’ «vicina».
Fra 30.000 anni la piu’ vicina sara’ Ross 248.
Stella fuggitiva di Barnard
La Stella di Barnard è una stella nella costellazione dell'Ofiuco. Mostra il più grande mot
proprio di ogni altra stella conosciuta (a parte il Sole), pari a 10,3 secondi d'arco all'anno.
Questo grande moto proprio fu scoperto dall'astronomo Edward Emerson Barnard nel 1916.
Per questo viene anche a volte citata come Barnard's "Runaway" Star, cioè stella fuggitiva di Barnard.
Trovandosi ad una distanza di poco inferiore ai 6 anni luce, la Stella di Barnard è anche una delle stelle più vicine alla Terra: solo le tre componenti del sistema
di Alpha Centauri sono più vicine (non contando il Sole). E’ una stella pero’ di luce debolissima (vedremo) e quindi
visibile solo al telescopio.
