LA MISURA DEL TEMPO
1. Movimento delle stelle
2. Transiti al meridiano
4. Tempo siderale e Tempo Solare
5. Tempo Medio
6. Orari e Fusi
7. Rivoluzione, Precessione e misura dell’anno
Corso di Astronomia di Base - Serata 3 – LA MISURA DEL TEMPO
1
1. MOVIMENTO DELLE STELLE
• Stelle fisse «poco fisse»: il moto proprio
• I movimenti indotti e lo spostamento della sfera
celeste
• Movimenti ai poli, all’equatore e alle medie
latitudini terrestri
Corso di Astronomia di Base - Serata 3
2
Apod 20/10/2010
ANCHE LE STELLE SI
MUOVONO
Abbiamo visto che i «pianeti»
sono «stelle erranti» che si
differenziano dalle stelle per il
loro movimento nella volta
celeste.
Sappiamo anche che ci sono
«stelle fisse» che fisse non sono
sulla sfera celeste e le strisciate
visibili in molte foto artistiche ne
rendono evidenza.
Le stelle sorgono e tramontano.
Tramontano tutte? No.
Sorgono tutte? No.
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3
PERCHé le stelle si
muovono?
In prima approssimazione, le stelle si muovono per due classi di motivazioni:
1. MOTO PROPRIO
2. MOTI INDOTTI DAI MOVIMENTI TERRESTRI E DEL SISTEMA SOLARE
1.
2.
3.
4.
Rotazione terrestre
Rivoluzione terrestre
Moto del Sistema Solare nella Galassia
Moto galattico
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4
IL «MOTO PROPRIO»: La stella di
Barnard
Le stelle si muovono nello spazio, ma ovviamente sono
talmente lontane che il loro movimento è percepibile
in tempi geologicamente lunghissimi,
anche se in realtà si muovono con grandi velocità.
Ce ne accorgiamo in pochi anni, invece, se le
stelle sono molto veloci e molto vicine, perché
in tal caso il loro spostamento nel cielo può
essere scorto anche ad occhio.
E’ il caso della Stella di Barnard, distante
6 anni luce e con un moto proprio che la
porta a notevoli variazioni annue.
Le variazioni sono di 798 mas/yr in A.R.
e di 10337 mas/yr in declinazione.
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5
IL «MOTO PROPRIO»: Rho
aquilae
A volte il movimento
stellare porta addirittura a
cambiare costellazione.
E’ l’esempio di Rho Aquilae,
che nel 1992 passò
dall’Aquila al Delfino
sebbene il suo spostamento
sia solo di 0,06 arcosecondi
annui.
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6
IL «MOTO PROPRIO»: Le stelle più
veloci
Stella
Magn.
Parallasse
Distanza
(anni luce)
Moto
proprio
(arc/anno)
Stella di
Barnard
9,53
0,547’’
5,96
10,31
Stella di
Kapteyn
8,84
0,255’’
12,77
8,706
Gliese 451 A
6,42
0,109’’
29,7
7,053
Lacaille 9352
7,34
0,304’’
10,74
6,896
Gliese 1
8,55
0,229’’
14,22
6,097
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7
I MOTI MILLENARI: SISTEMA SOLARE
E GALASSIA
Il Sistema Solare si muove
intorno al centro galattico alla
velocità di 830.000 km/h in un
tempo di circa 230 milioni di
anni.
Ovviamente è un movimento
troppo lento per comportare un
movimento apparente del cielo
in un periodo geologicamente
rilevante.
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8
La rotazione terrestre
La Terra ruota intorno al proprio
asse in un movimento chiamato
ROTAZIONE.
Impiega circa 24 ore per
compiere un intero giro su sé
stessa, come vedremo a breve e,
ruotando da ovest verso est, fa sì
che a noi dell’emisfero boreale il
cielo appaia ruotare in senso
antiorario da est verso ovest.
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9
EFFETTI DELLa rotazione terrestre
La conseguenza della
rotazione terrestre è che
il cielo SEMBRA ruotare
intorno alla Terra in
maniera diversa in base
alla latitudine del nostro
luogo di osservazione.
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10
EFFETTI DELLa rotazione terrestre
DAL POLO NORD:
Il cielo ruota in senso
antiorario intorno alla stella
Polare, che indica il PNC.
Nessuna stella sorge o
tramonta, sono visibili ogni
notte sempre le stesse
stelle.
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11
EFFETTI DELLa rotazione terrestre
DAL POLO SUD:
Il cielo ruota in senso orario
intorno alla stella Sigma
Octantis, che indica il PSC.
Nessuna stella sorge o
tramonta, sono visibili ogni
notte sempre le stesse
stelle.
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COME SI MUOVONO LE STELLE AI
POLI
Al Polo Nord lo zenit
coincide con il PNC e tutte
le stelle disegnano cerchi
paralleli all’equatore, che
coincide con l’orizzonte.
Stessa cosa al Polo Sud con
il PSC.
Le stelle hanno sempre la
stessa altezza, non sorgono
mai e non tramontano mai.
Tutte
le
stelle
sono
CIRCUMPOLARI
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13
EFFETTI DELLa rotazione terrestre
DA MEDIE LATITUDINI:
Da latitudini intermedie le stelle
percorrono nel cielo dei cerchi
inclinati rispetto allo zenit.
Alcuni
cerchi
saranno
completamente sopra l’orizzonte,
altri invece lo intersecheranno ed
altri saranno totalmente sotto
l’orizzonte. Alcune stelle non
sorgeranno mai, altre non
tramonteranno mai.
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COME SI MUOVONO LE STELLE A MEDIE
LATITUDINI
A medie latitudini, ci saranno
alcuni cerchi prossimi al PCN
talmente
piccoli da stare
completamente sopra l’orizzonte,
risultando CIRCUMPOLARI.
Altri cerchi avranno una parte
sopra l’orizzonte ed una sotto,
quindi gli astri che li disegnano
sorgono e tramontano.
Altri
cerchi
sono
invece
completamente sotto l’orizzonte,
e le stelle non saranno mai
visibili.
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EFFETTI DELLa rotazione terrestre
DALL’EQUATORE:
Gli astri sorgono da nord a est a
sud e tramontano da nord a ovest
a sud. Tutti gli astri disegnano dei
cerchi paralleli tra loro: i cerchi
delle stelle che sorgono a nord e
sud saranno più piccoli, quindi le
stelle saranno sopra l’orizzonte
meno tempo e raggiungeranno
altezze minori.
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COME SI MUOVONO LE STELLE
ALL’EQUATORE
All’equatore,
lo
zenit
corrisponde con l’Equatore
Celeste mentre l’orizzonte
coincide con l’asse del mondo.
I cerchi saranno quindi
perpendicolari all’orizzonte e le
stelle disegneranno quindi
cerchi
perpendicolari
all’orizzonte.
Non
esistono
stelle
circumpolari: tutte sorgono e
tutte tramontano, ma tutte
sono visibili.
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CONCENTRIAMOCI SULLA NOSTRA
LATITUDINE
I cerchi totalmente al di sopra
dell’orizzonte sono relativi alle stelle
CIRCUMPOLARI.
I cerchi che si dividono tra sopra
l’orizzonte e sotto, danno vita ad una
zona visibile chiamata ARCO DIURNO.
Queste stelle sorgono e tramontano.
Il
meridiano
del
luogo
di
osservazione viene allora diviso in
MERIDIANO
SUPERIORE
e
MERIDIANO INFERIORE.
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CONDIZIONI PER LA CIRCUMPOLARITA’
Il cerchio deve avere un raggio
inferiore all’altezza della Polare
per non terminare sotto
l’orizzonte.
Visto che la Polare si trova ad
una altezza pari alla Latitudine
del luogo, e che la distanza di
una stella dal PNC è data dalla
declinazione, ne segue che la
declinazione della stella deve
essere superiore a 90°
(declinazione del PNC) meno la
latitudine λ del luogo.
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CONDIZIONI PER LA CIRCUMPOLARITA’
Esempio: Vega ha declinazione 38°36’, quindi per vedere Vega circumpolare
occorre spostarsi ad una latitudine minima di 90° – 38°36’ = 51° 24’
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CONDIZIONE PER LA «NON LEVATA»
DELLE STELLE
Oltre
certe
declinazioni, le stelle
non sorgeranno mai.
Da una latitudine di
40°, ad esempio,
l’Equatore celeste si
trova a 50° in
direzione Sud. Le
stelle
poste
a
declinazione minore
di 50° Sud non
saranno mai visibili.
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E’ VERO? I CASI LIMITE
Ai Poli, abbiamo detto, nessuna stella sorge o tramonta ma sono tutte parallele
all’orizzonte. L’orizzonte coincide con l’equatore celeste.
Per la visibilità circumpolare, la declinazione deve essere maggiore di 90° - λ, e λ
vale 90. Quindi sono circumpolari tutte le stelle la cui declinazione è superiore a
0°, tutte le stelle dell’emisfero boreale!
Sono invisibili tutte le stelle la cui declinazione è minore di 90° - 90° = 0°, quindi
tutte le stelle dell’emisfero australe.
All’equatore, sono circumpolari tutte le stelle che hanno declinazione superiore a 90° - 0°, e
declinazione superiore a 90° non esiste. Nessuna stella è circumpolare!
Sono invisibili tutte le stelle con declinazione minore di -90°, il che è impossibile. Non
esistono stelle invisibili.
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A CHE ALTEZZA TRANSITANO GLI ASTRI?
Il momento migliore alle medie
latitudini per osservare un corpo celeste
si ha nel momento della massima
altezza, che si verifica al transito in
meridiano Sud (a parte gli astri
circumpolari).
A che altezza transita un astro? Dal
momento che l’Equatore Celeste al
meridiano ha una altezza pari a 90° - λ,
l’altezza di un astro è data da:
Con la declinazione sommata algebricamente (con il segno)
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23
2. LA MISURAZIONE DEL TEMPO
• Moto diurno
• Tempo siderale e tempo solare
• Equazione del tempo e analemma
• Fusi orari
• Rivoluzione terrestre e precessione
• L’anno
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L’ASTRONOMIA E LA MISURA DEL
TEMPO
Per misurare la distanza in termini di tempo tra
due eventi, è necessario avere un flusso
costante e regolare al quale rapportare gli eventi
stessi per capire quale si è verificato prima e,
soprattutto, di quanto.
Siamo soliti ragionare con il nostro orologio e il
nostro calendario, ma da dove derivano questi
due modi di misurare il tempo?
Il cielo, come sempre, fornisce le risposte grazie
ai moti di ROTAZIONE e RIVOLUZIONE.
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25
ROTAZIONE E MOTO DIURNO
Il MOTO DIURNO è il movimento
della sfera celeste osservata da
Terra nell'arco delle 24 ore.
La Terra ruota, vedendola dal Polo
Nord, da ovest verso est, e per
questo il cielo sembra ruotare da est
verso ovest.
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26
MOTO DIURNO: LA SCELTA DEL
RIFERIMENTO
Come sempre occorre scegliere una origine per capire quando è stato compiuto
un giro completo intorno al proprio asse, e le soluzioni sono due:
STELLE FISSE:
SOLE:
TEMPO SOLARE
TEMPO SIDERALE
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27
TEMPO SIDERALE
Il tempo siderale si misura dal passaggio del PUNTO GAMMA al meridiano locale. In quel
momento, l’orologio siderale segna le «nostre» 00:00:00 ed inizia un nuovo giorno siderale.
Quando il punto gamma torna in meridiano, termina un giorno siderale e ne inizia un altro.
L’ANGOLO ORARIO è la distanza
angolare tra il meridiano locale
e il meridiano dell’Ascensione
Retta del punto celeste.
Quindi ci dice da quanto tempo
l’astro è passato sul meridiano
locale.
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28
TEMPO SIDERALE
Il GIORNO SIDERALE dura 24 ore, durante le quali la Terra percorre un giro di 360°
Ne deriva che 1 ora = 15° di rotazione.
Dal momento che c’è corrispondenza tra ANGOLO
ORARIO e ASCENSIONE RETTA, ne deriva che dopo
un’ora dal passaggio in meridiano locale del Punto
Gamma, passeranno le stelle con Ascensione Retta
pari a 1 ora, corrispondenti ad una distanza
angolare di 15° dal meridiano locale.
Visto che la distanza tra Punto Gamma e Meridiano
Locale è l’Angolo Orario del punto gamma, questa
distanza è pari proprio al Tempo Siderale del
momento.
Angoli
Tempo
360°
24 h
15°
1h
5°
20 m
1°
4m
15’
1m
1’
4s
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29
TEMPO SIDERALE
Ogni ora di Ascensione Retta corrisponde a 15° di rotazione terrestre.
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30
COSA SIGNIFICA TEMPO SIDERALE = x?
Significa che:
1. Il Punto Gamma è passato in meridiano locale da X ore;
2. In questo momento in meridiano locale stanno passando
le stelle con Ascensione Retta X.
quindi:
1. L’Ascensione Retta è una coordinata, ma anche un tempo
2. La differenza tra A.R. di due oggetti ci dicono con quanto tempo
di distacco passano in meridiano
3. L’Ascensione Retta della stella in meridiano ci dice il Tempo
Siderale
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31
TEMPO SOLARE
Basarsi sul Sole comporta qualche problema perché:
1. La Terra in 24 ore compie una piccola parte del suo giro intorno al
Sole;
2. La Terra si muove a velocità non costante intorno al Sole a causa delle
Leggi di Keplero
Il percorso del Sole
durante l’anno è molto
incostante!
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32
TEMPO SOLARE LOCALE
Il TEMPO SOLARE LOCALE è il tempo
che intercorre tra due passaggi in
meridiano locale del Sole, e non è
quasi mai di 24 ore!
Serve un artificio: una stella che
abbia le caratteristiche medie del
Sole in termini perlomeno di
velocità nel percorrere l’orbita!
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33
IL SOLE MEDIO
Il SOLE MEDIO è una stella che
non esiste e che ha i parametri
medi del nostro Sole.
Si muove a velocità costante
lungo l’eclittica;
Torna al suo posto dopo 24 ore
precise.
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34
RELAZIONE TRA SOLE MEDIO E TEMPO
SIDERALE
Partendo da una situazione in cui Sole e
una stella lontana siano entrambi in
meridiano, quando la stella torna a sud
sono passate le 24 ore del Tempo
Siderale, ma sono passate soltanto 23h
56m 04s di Tempo Solare Medio, visto
che il Sole non si trova ancora a Sud.
PERCHE’? Perché nel frattempo la Terra
si è spostata di 1/365 circa della sua
orbita, corrispondente quasi ad 1 grado,
cioè 4 minuti.
Servono altri 4 minuti per riportare il
Sole in meridiano, mentre la stella lo
avrà già lasciato.
Tra Tempo Medio Solare e Tempo
Siderale, quindi, ci sono 4 minuti di
differenza!
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35
IMPLICAZIONI DELLE DIFFERENZE
SOLARE-SIDERALE
1. Le stelle sorgono ogni giorno 4 minuti prima sul
nostro orologio, che segue il Tempo Solare Medio.
Se spostiamo il disegno all’alba, infatti, notiamo una
stella che precede sempre di più il Sole, sorgendo
quindi ogni giorno 4 minuti prima della nostra stella.
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36
IMPLICAZIONI DELLE DIFFERENZE
SOLARE-SIDERALE
2. In un mese, le stelle anticipano il proprio sorgere di ben 2 ore
4 minuti * 30 giorni = 120 minuti di anticipo al mese = 2 ore
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37
IMPLICAZIONI DELLE DIFFERENZE
SOLARE-SIDERALE
2. In sei mesi, le stelle sorgono 12 ore prima
Questo spiega il motivo per il quale le costellazioni che vediamo di notte ad aprile non sono le
stesse che vediamo di notte a ottobre: la Terra si è spostata di molto lungo la sua orbita, e
quando dà le spalle al Sole vede oramai un altro universo rispetto a quello di sei mesi prima
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38
IMPLICAZIONI DELLE DIFFERENZE
SOLARE-SIDERALE
3. In un anno le stelle «girano» una volta in più del Sole
In un Anno Solare ci sono 24*60 * 365 minuti = 525.600 minuti
In un Giorno Siderale ci sono 23*60 + 54 minuti = 1.434 minuti
Un Anno Siderale si compone di (525.600 / 1.434) = 366 giorni
In pratica, nel tempo in cui il Sole fa 365 giri (apparenti), le stelle ne
compiono 366.
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39
EQUAZIONE DEL TEMPO
Il Sole Vero non si muove sull’equatore ma sull’eclittica, e non ha velocità
costante bensì accelera e decelera in base alla Gravitazione Universale,
secondo la seconda Legge di Keplero.
Il Sole Medio trascura l’obliquità dell’orbita terrestre e la sua ellitticità.
Le differenze sono mostrate da una equazione che mostra le differenze tra i
due «Soli»: il Sole Vero a volte anticipa ed a volte ritarda rispetto a quello
medio.
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40
EQUAZIONE DEL TEMPO
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41
ANALEMMA DEL TEMPO
Su un piano cartesiano, mettiamo sulle
ordinate la declinazione del Sole in un
anno, che varia da +23,5° a -23,5° (dal
Tropico del Cancro al Tropico del
Capricorno) e sulle ascisse il valore
dell’equazione del tempo ottenuto dalla
formula precedente.
Otteniamo una forma a «otto»
chiamata ANALEMMA.
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42
ANALEMMA DEL TEMPO
A parte i grafici, un modo più
artistico ce lo offre il cielo, se
fotografiamo il Sole ogni dieci
giorni sempre dallo stesso posto.
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43
FUSI ORARI
Finora abbiamo parlato di TEMPO SIDERALE LOCALE e di TEMPO SOLARE
LOCALE.
Ma non è possibile che ciascun meridiano abbia la propria ora, sarebbero infiniti
orari.
TIME ZONE (FUSI)
24 Fasce da 15° ognuna.
Stesso orario all’interno di
una stessa Time Zone.
Partendo da Greenwich
che esprime il Tempo
Universale (TU), si aumenta
di +1 verso EST e si
decrementa di -1 verso
Ovest per ciascuna zona.
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IL MEZZOGIORNO VERO
Tutto il territorio di una fascia ha lo stesso TEMPO CIVILE, ma non lo stesso
tempo solare. Ciascuna fascia possiede un MERIDIANO CENTRALE. Nella
nostra fascia (T.U.+1) il Meridiano Centrale passa per l’Etna.
IL MEZZOGIORNO VERO
Per trovare il vero mezzogiorno (Sole che transita al meridiano), senza
approssimarlo con quello del fuso di zona, occorre tener presente la
distanza dal Meridiano Centrale del fuso e l’equazione del tempo.
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45
IL MEZZOGIORNO VERO
ESEMPIO
Esempio: Roma (Lat. 42° 52’ 48’’ Long. 12° 30’ 00’’ E) il giorno 15/11/2012.
Il Meridiano Centrale si trova a 15° di longitudine, con differenza pari a 15° – 12°30’ = 2°
30’. Un grado vale 4’, quindi la differenza è di 10’ e in prima approssimazione abbiamo il
mezzogiorno vero alle ore 12:10 locali. Da un almanacco ricaviamo l’equazione del tempo
per il giorno, pari a +15’33’’ e otteniamo:
TEMPO SOLARE MEDIO = 12:10:00 – 00:15:33 = 11:54:27
dal momento che EQ. TEMPO = Tempo Solare Vero – Tempo Solare Medio e quindi
Tempo Solare Medio = Tempo Solare Vero – Equazione del tempo
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46
LA RIVOLUZIONE TERRESTRE
La Terra orbita intorno al Sole disegnando un cerchio quasi perfetto, con una
eccentricità pari a 0.0167. Il perielio si trova a 147M di chilometri, mentre
l’afelio a 152M.
Percorre un giro completo (360°) in 365 giorni e 6 ore circa, quindi il Sole si
sposta nel nostro cielo di circa 1° al giorno.
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47
LA RIVOLUZIONE TERRESTRE E
L’INCLINAZIONE
Sappiamo che l’asse terrestre ha una inclinazione rispetto al piano orbitale
(eclittica) pari a 23°27’ e questo, unitamente all’eccentricità dell’orbita
terrestre, è in grado di portare a fenomeni quali:
1.
2.
3.
Solstizi, Equinozi e alternanza delle stagioni;
Diversa durata delle stagioni;
Declinazione del Sole compresa tra +23°27’ e -23°27’
In base alla declinazione, il Sole apparirà più o meno alto proprio come tutti
gli altri corpi celesti, regalandoci molte sorprese.
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48
SOLSTIZI, EQUINOZI E STAGIONI
Se il Sole passa da un minimo
di declinazione pari a -23°27’
fino ad un massimo di
+23°27’, ci sarà per forza un
momento in cui ha la
massima
declinazione
negativa, un momento in cui
ha la massima declinazione
positiva ed un momento in
cui passa per la declinazione
zero.
A
questi
momenti
corrispondono
differenti
configurazioni particolari e
da questi momenti partono
le diverse stagioni terrestri.
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49
QUANTO E’ ALTO IL SOLE
SULL’ORIZZONTE?
Il Sole è un astro come un
altro, quindi la sua altezza al transito in meridiano
deriva sempre dalla stessa formula:
dove (90° - Latitudine) esprime l’altezza dell’Equatore Celeste. Se ci troviamo
a Roma, a 42° di latitudine, e il Sole si trova nel punto più alto della sua
parabola e quindi a 23°27’ di declinazione, ha una altezza di (90° – 42°) +
23°27’ = 71°27’. In inverno invece, nel giorno in cui il Sole ha la minima
declinazione, l’altezza raggiunta sull’orizzonte romano sarà (90° – 42°) –
23°27’, quindi 24° 33’.
Questo ci sarà molto utile a breve…
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50
EQUINOZIO DI PRIMAVERA – 21 marzo
Il Sole si trova al Punto Gamma, quindi ha Declinazione pari
a 0 e longitudine eclittica pari a 0°.
Le ore di luce e le ore di buio sono uguali su tutta la Terra.
Ha inizio la Primavera Boreale (Autunno Australe).
Il Sole sorge precisamente a Est e tramonta precisamente a
Ovest.
Per i prossimi sei mesi il Sole avrà sempre declinazione
positiva.
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51
SOLSTIZIO DI ESTATE– 21 GIUGNO
Il Sole si trova alla massima declinazione nord, quindi ha
Declinazione pari a 23°27’ e longitudine eclittica pari a
90°.
Compiendo un arco più ampio nel cielo, il Sole resta
sopra l’orizzonte boreale a lungo e per il nostro emisfero
si ha il giorno più lungo in termini di ore di luce.
Ha inizio l’Estate Boreale (Inverno Australe).
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52
EQUINOZIO DI AUTUNNO – 23
SETTEMBRE
Il Sole si trova a declinazione 0 e longitudine eclittica
pari a 180°, passa al Punto Omega.
Il giorno e la notte hanno la stessa durata in tutto il
globo.
Ha inizio l’Autunno Boreale (Primavera Australe).
Per i prossimi sei mesi il Sole avrà sempre declinazione
negativa.
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53
SOLSTIZIO DI INVERNO – 22 dicembre
Il Sole si trova a declinazione -23°27’ e longitudine
eclittica pari a 270°.
Nell’emisfero boreale si verifica il giorno più corto,
mentre in quello australe il giorno più lungo in termini di
ore di luce.
Ha inizio l’Inverno Boreale (Estate Australe).
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54
IL SOLE DI MEZZANOTTE
Abbiamo detto che il Sole si trova sei mesi circa a declinazioni positive e sei mesi
circa a declinazioni negative. Sappiamo che l’orizzonte dei Poli coincide con
l’equatore celeste, quindi:
Per sei mesi il Sole sarà sempre sopra l’orizzonte, circumpolare;
Per sei mesi il Sole sarà sempre sotto l’orizzonte.
Il Circolo Polare Artico ha latitudine 66°33’ quindi il Sole, a questa latitudine, sarà
circumpolare soltanto il giorno del solstizio d’estate quando il Sole ha declinazione
23°27’ visto che:
solo il giorno del solstizio d’estate.
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55
IL SOLE DI MEZZANOTTE
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LA DURATA DELLE STAGIONI
Se l’orbita terrestre fosse circolare ogni stagione durerebbe 4 mesi, ma in realtà
è ellittica (Legge 1 di Keplero) e la velocità di rivoluzione aumenta al perielio e
diminuisce all’afelio (Legge 2 di Keplero e Gravitazione Universale).
La Terra è al perielio a Gennaio, quindi è più veloce a gennaio e più lenta sei
mesi dopo, in afelio.
.
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LE COSTELLAZIONI ZODIACALI E I SEGNI
ZODIACALI
L'eclittica si divide convenzionalmente in 12 segni di 30° ciascuno, dei quali il primo segno
(Ariete) parte dall'equinozio di primavera (Punto Gamma).
Si tratta di una suddivisione aleatoria, da non confondere con le costellazioni zodiacali, che
sono 13 e sono quelle attraversate dall’eclittica.
NON C’E’ ALCUNA ATTINENZA CON L’ASTROLOGIA!!!
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LA MISURA DELL’ANNO
La Terra percorre la propria orbita di 360° intorno al baricentro con il Sole in circa 365 giorni
ma anche stavolta, come per il giorno, le cose cambiano in base al riferimento.
ANNO SIDERALE: Periodo intercorrente tra due passaggi del Sole tra le stesse stelle;
Dura 365 giorni, 6 ore, 9 minuti, 9 secondi
ANNO TROPICO: Periodo intercorrente tra due passaggi del Sole al Punto Gamma;
Dura 365 giorni, 5 ore, 48 minuti. 45 secondi
ANNO ANOMALISTICO: Periodo intercorrente tra due passaggi della Terra al perielio;
Dura 365 giorni, 6 ore, 13 minuti, 53 secondi
ANNO DRACONICO: Periodo intercorrente tra due passaggi del Sole al nodo ascendente
lunare
Dura 346 giorni, 37 minuti, 12 secondi
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59
DIFFERENZA TRA ANNO SIDERALE E
ANNO TROPICO
Essendo stelle fisse e Punto Gamma appartenenti alla stessa sfera celeste, il
tempo segnato da anno siderale e anno tropico dovrebbe essere uguale e
invece differisce di 0,01417 giorni.
La causa è la PRECESSIONE DEGLI EQUINOZI, rilevata per la prima volta fin dai
tempi di Ipparco.
Il Punto Gamma anticipa le stelle fisse, ogni anno, di 50,26’’.
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LA PRECESSIONE DEGLI EQUINOZI
Moto millenario della Terra dovuto al fatto che la
Terra ruota su sé stessa come una trottola,
descrivendo un doppio cono in un tempo di 25.800
anni.
La conseguenza dello spostamento si avverte
ovviamente sull'intersezione tra equatore celeste,
che cambia inclinazione, ed eclittica e quindi sulla
data degli equinozi, i punti gamma e omega.
La precessione si distingue in una parte lunisolare
ed in una parte planetaria dal momento che è
dovuta a diversi fattori quali l'influenza
gravitazionale di Luna e Sole da una parte e anche
dei pianeti dall'altra, che agiscono sul
rigonfiamento equatoriale terrestre. I due moti
producono un effetto totale di 50,256'',
corrispondenti a 20 minuti e 23 secondi che
comportano uno spostamento di 1° ogni 72 anni.
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LA PRECESSIONE DEGLI EQUINOZI E PNC
Puntando l’asse del mondo come una
trottola, la prima conseguenza è che varia
la stella che indica il Polo Nord Celeste.
Attualmente è la Polare, ma in passato (e
in futuro) ci sono state altre stelle come, ad
esempio, Vega e Thuban.
Lo spostamento del punto gamma rende
anche necessario un aggiornamento
periodico delle effemeridi, riviste l’ultima
volta nel 2000 e per questo indicate con la
sigla J2000.
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L’ANNO ANOMALISTICO E LA LINEA DEGLI
APSIDI
La Linea degli Apsidi lega il perielio e
l’afelio.
Il tempo anomalistico si conta tra due
passaggi terrestri al perielio ed i 4 minuti
che lo differenziano dall’Anno Siderale
sono legati al senso rotatorio che la Linea
degli Apsidi compie.
Spostandosi nello stesso verso della Terra,
quando la Terra compie un giro ci vogliono
altri 4 minuti per «riprendere» il perielio
che nel frattempo si è spostato.
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L’ANNO BISESTILE
L’anno Tropico dura 365 giorni, 5 ore, 48 minuti e 45 secondi, il che significa che
dopo 4 anni «avanzano» circa 24 ore.
Sosigene in Egitto e Giulio Cesare a Roma si fecero portatori di questo problema: in
Egitto venne così deciso di instaurare l’Anno Bisestile mentre il calendario Giuliano
«copiò» stabilendo la presenza di un anno di 366 giorni ogni 3 anni.
I mesi furono divisi in 31 e 30 giorni alternati perfettamente ad eccezione di
Febbraio che aveva 29 giorni. Fattori «politici» indussero poi a variazioni da agosto
in poi, «sottraendo» un giorno a febbraio.
Nonostante questo, nel 1582 c’erano ben 10 giorni di differenza tra «equinozio» e
posizione reale del Sole, quindi si stabilì di passare direttamente dal 4 ottobre al 15
ottobre
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L’ANNO BISESTILE
Nello stesso anno fu proclamato che non fossero bisestili gli anni secolari a
meno che non fossero divisibili per 400.
Ogni 400 anni, quindi, ci sarebbero stati 97 anni bisestili anziché 100,
approssimando meglio la lunghezza dell'anno tropico.
Un giorno di differenza attualmente si crea soltanto ogni 3330 anni.
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GIORNO GIULIANO
Storicamente si passa dall'anno 1 a.C. all'anno 1 d.C., il che crea scompensi dal
punto di vista astronomico dal momento che manca lo zero e quindi manca la
continuità nei dati.
In astronomia si usa il Giorno Giuliano, un progressivo che parte da
mezzogiorno del 1 gennaio 4713 a.C., con tanto di decimali ad indicare la
frazione di giorno.
La sigla JD indica quindi il Giorno Giuliano e viene usata in tutte le effemeridi.
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PROSSIMA SERATA 12 APRILE
2012
L’universo a diverse frequenze:
Osservare il cielo dalle onde radio ai raggi gamma. Le missioni spaziali a varie frequenze.
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