LezioniFA_2012_2 - Dipartimento di Fisica e Geologia

L'osservazione del nostro universo
Sebbene il concetto moderno di Universo e il suo studio siano stati
introdotti dai Greci, i cambiamenti che avvengono in cielo (moto
diurno e annuale del Sole, fasi lunari etc) furono notati già in epoca
preistorica e risalgono a circa 30000 anni fa le prime registazioni
sistematiche dell’alternarsi delle fasi lunari.
Secondo Cassini (1625-1712) “.. non fu solo la curiosità, che
trasportò gli uomini ad applicarsi alle osservazioni astronomiche; si
può dire che vi furono costretti dalla necessità. Perché se non si
osservano le stagioni, che si distinguono dal moto del Sole, è
impossibile di riuscire nell’Agricoltura”.
Saper quantificare il tempo è stata sempre una necessità primaria
dell’uomo.Il famoso sito megalitico di Stonehenge (2500 AC),
serviva anche a questo. L’allinementi delle pietre segnano i punti in
cui sorge e tramonta il Sole nei solstizi.
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L'osservazione del nostro universo
6000 anni fa i babilonesi costruivano già enormi piramidi “ziggurat”
per osservare il cielo. Per loro il cielo era una volta solida le cui
fondamenta poggiano sul vasto oceano “l’abisso” (apsu), che
sostiene anche la Terra. Già 4000 anni fa ad Ur viene registrata la
prima eclissi di Luna della storia.
Dal 1300 a. C., e per più di 2600 anni i Cinesi hanno registato circa
900 eclissi di Luna e 600 eclissi di Sole.
Intorno al 700 a. C. I Babilonesi sapevano prevedere le eclissi di
Luna ed Esiodo nel suo libro “Le opere e i giorni”, espone le
principali nozioni di astronomia pratica utili alla navigazione e
all’Agricoltura.
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L'osservazione del nostro universo
Nel VI secolo a.C iniziano, con la scuola di Mileto (Talete,
Anassimene e Anassimandro), le prime riflessioni sull’Universo.
Talete:
• La Terra è rotonda
• La Luna è illuminata dal Sole
• Predizione dell’eclissi di Sole del 585 a. C.
Pitagora e la sua scuola (VI sec a.C)
• Sfericità di Terra, Sole, Luna
• Rotazione Terrestre
• Moto di rivoluzione di Venere e Mercurio
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L'osservazione del nostro universo
Eudosso di Cnido (408-355 a.C.) fu il primo a elaborare
matematicamente un sistema del mondo in cui gli astri sono
distribuiti su 27 sfere ideali.
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L'osservazione del nostro universo
Aristarco di Samo (IV-III
sec a. C)
• Sistema Eliocentrico – Moto
di rotazione della Terra
• Prime misure di dimensioni
e distanze di Sole e Luna
Eratostane
• Misura della lunghezza del
meridiano Terrestre
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L'osservazione del nostro universo
Ipparco di Nicea (185 - 125 a.C.) diede un contributo fondamentale
all’Astronomia:
•Scoprì le irregolarità del moto della Luna
•L'eccentricità dell'orbita solare e la variabilità della durata delle
stagioni che correttamente attribuì a variazioni della distanza della
Terra dal Sole.
•Calcolò anche la distanza dalla Terra alla Luna, ottenendo un
risultato molto vicino al vero mentre una misura analoga per il Sole
gli diede un valore molto più incerto.
•Compilò un catalogo di oltre 800 stelle, che ripartì in sei classi di
grandezza apparenti (magnitudine), e dedusse l'esistenza del
fenomeno della precessione.
•Rappresentò i moti del Sole e della Luna e si avvalse della teoria
degli epicicli che costituì la base per il sistema tolemaico.
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L'osservazione del nostro universo
Claudio Tolomeo (100 -170 d.C.) visse
ad Alessandria d'Egitto.La sua principale
opera fu l’Almagesto che fu per secoli il
testo fondamentale dell’astronomia.
L’universo tolemaico è finito, sferico e
geocentrico: il sole, la luna e i cinque
pianeti (Mercurio, Venere, Marte, Giove
e Saturno) ruotano attorno alla Terra
compiendo un’orbita circolare verso
occidente facendo ogni giorno un giro.
Dopo Saturno c’è la Sfera delle stelle
fisse. I pianeti, oltre a compiere un
movimento di rivoluzione intorno alla
Terra, ruotano anche intorno ad un
punto, l’epiciclo, in modo che la somma
del movimento dell’epiciclo con il moto
di rivoluzione danno al pianeta un
movimento a forma di spirale.
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L'osservazione del nostro universo
Copernico Niccolò (Thor 1473Frauenburg, odierna Fronbork,
1543), è noto per la teoria
astronomica detta "teoria
eliocentrica" o "teoria
eliostatica", in base alla quale il
sole è immobile al centro
dell’universo e la terra, ruotando
quotidianamente sul suo asse,
gira nell’arco dell’anno intorno al
sole .
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L'osservazione del nostro universo
L’Astronomia moderna studia l’Universo e il suo contenuto di
materia ed energia a partire dalle particelle elementari (m = 10-30
kg) fino ai superammassi di galassie (m = 1050 kg)
I corpi celesti oggetto dello studio sono:
•I corpi del Sistema Solare
•Il Sole e le Stelle
•Il Mezzo Interstellare (ISM)
•Gli Ammassi Stellari
•La Galassia (Via Lattea) e le Galassie
•Gli ammassi e i superammassi di Galassie
•I quasar
•L’Universo (Cosmologia)
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L'osservazione del nostro universo
I Corpi del Sistema Solare
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L'osservazione del nostro universo
Il Sole
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March 6, 2012
http://sdo.gsfc.nasa.gov/
http://www.spaceweather.com/archive.php?month=03&
day=07&year=2012&view=view
March 6, 2012
Vela
Galactic Plane
March 7, 2012
The Sun
On March 7, the bright X5.4 solar flare was detected by the Fermi Large Area Telescope in gamma-rays. For almost one day, the Sun became 1000
times brighter than its usual gamma-ray flux. It exceeded by a factor of 100 the brightest point source in the gamma ray sky (Vela). On March 7,
Fermi LAT detected approximately 10000 events above 100 MeV coming from the Sun, some of them exceeding 1 GeV in energy, equivalent to a
billion times the energy of the visible light. The image on the top shows the gamma-ray full sky as viewed by the LAT on March 6. The Sun during
March 6 was not visible in gamma-rays while on March 7 (bottom figure) the Sun exceeded all other sources in the sky.
The Fermi LAT is a pair conversion telescope designed to cover the energy band from 20 MeV to greater than 300 GeV. It is the product of an
international collaboration between NASA and DOE in the U. S. and many scientific institutions across France, Italy, Japan and Sweden.
Credit: Fermi Large Area Telescope Collaboration
L'osservazione del nostro universo
Le Stelle
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L'osservazione del nostro universo
Le Protostelle
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L'osservazione del nostro universo
Le Nebulose Planetarie
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L'osservazione del nostro universo
Supernovae
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L'osservazione del nostro universo
Stelle di Neutroni
CRAB NEBULA
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L'osservazione del nostro universo
Buchi Neri
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L'osservazione del nostro universo
Ammassi Aperti
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L'osservazione del nostro universo
Ammassi Globulari
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L'osservazione del nostro universo
Mezzo Interstellare
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L'osservazione del nostro universo
La Via Lattea
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L'osservazione del nostro universo
Le Galassie
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L'osservazione del nostro universo
I Nuclei Galattici Attivi
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L'osservazione del nostro universo
Gli Ammassi di Galassie
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L'osservazione del nostro universo
Tutti questi oggetti possono essere studiati da diverse angolazioni:
•L’ASTRONOMIA SFERICA studia i sistemi di riferimento delle
coordinate con cui si esprime la posisione di un’oggetto sulla volta
celeste.
•La MECCANICA CELESTE studia i movimenti dei corpi celesti,
siano essi pianeti, sistemi stellari o galassie.
•L’ASTROFISICA studia i corpi celesti con i metodi della Fisica
Moderna, cioè cerca di scoprire la composizione chimica e le
condizioni fisiche (densità, temperatura ecc.) dei corpi celesti.
Affrontantando anche i problemi relativi alla loro origine,
evoluzione e fine.
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LA SFERA CELESTE
Quando si osserva il cielo si ha l'impressione di essere al centro di una
grande sfera su cui sembrano fissate tutte le stella visibili ad occhio nudo,
cioè tutte quelle che si trovano al disopra dell'orizzonte.
LA SFERA CELESTE: Il Moto Diurno
Osservando il cielo ad intervalli di tempo successivi durante la stessa
notte si osserva che le stelle si spostano come un corpo solido
descrivendo dei cerchi i cui centri si trovano lungo l'asse apparente di
rotazione della volta celeste. Questo asse, detto asse del mondo, non è
altro che il prolungamento dell'asse di rotazione della Terra che
incontra la volta celeste in due punti detti Polo Nord celeste e Polo Sud
celeste.
Il moto apparente delle stelle sulla volta celeste avviene da Est verso
Ovest e si chiama moto diurno. Questo moto è solo apparente e riflette
il moto di rotazione della Terra che avviene da Ovest verso Est.
La Sfera Celeste: LE COSTELLAZIONI
Sia per motivi pratici che per scopi di culto, gli antichi popoli della Terra,
identificarono in cielo figure simboliche legate alle attività quotidiane: le
Costellazioni.
Le costellazioni rappresentano uomini, animali o cose ma non hanno una
consistenza fisica reale. Le stelle che le formano non si trovano tutte alla
stessa distanza dalla Terra, ma le figure che noi chiamiamo costellazioni
sono dovute alla proiezione di gruppi di stelle nella stessa regione della
sfera celeste.
La Sfera Celeste: LE COSTELLAZIONI
Sebbene siano all'incirca 6000 le stelle
osservatore ne può osservare circa 3000.
visibili,
ogni
La Sfera Celeste: LE COSTELLAZIONI
Dal 1992 il cielo è diviso in 88 settori, che portano il nome
delle costellazioni che sono all'interno di ciascuno di essi.
La denominazione delle prime costellazioni risale alle
popolazioni mesopotamiche, altre sono state aggiunte in
epoche più recenti. Nei cataloghi moderni alcune
costellazioni sono state introdotte per coprire alcune zone
del cielo che ancora non avevano una denominazione.
Le costellazioni si dividono in:
18 costellazioni boreali (settentrionali);
34 costellazioni equatoriali;
36 costellazioni australi (meridionali).
LA SFERA CELESTE: Il Moto Diurno
•
•
La stella più vicina al Polo Nord celeste è a Ursae Minoris: la Stella Polare. La
sua distanza dal polo è di circa 1°.
Sole, Luna, pianeti, seguono il moto diurno. Tuttavia le loro posizioni rispetto
alle stelle fisse cambia di notte in notte:
– La Luna da Ovest Est (moto diretto) compiendo un giro completo in 27.32
giorni (ca. 13°/giorno);
– Il Sole da Ovest Est (moto diretto) compiendo un giro completo in 365
giorni (ca. 1°/giorno)
– I pianeti con periodi più o meno lunghi talvolta da Ovest Est (moto
diretto) talvolta da Est Ovest (moto retrogrado)
La Sfera Celeste: Il moto apparente del Sole
Equinozi e solstizi
Punto Gamma
Il Moto del Sole
Il punto vernale si indica usualmente con il segno astrologico dell’Ariete ,
graficamente approssimato con la lettera greca  (gamma), il punto di autunno
con il segno astrologico della Libra , approssimato con la lettera greca 
(Omega). I punti sull’eclittica a 90° dagli equinozi si chiamano solstizi,
rispettivamente di estate (ca. il 21 giugno) e di inverno (ca. il 22 dicembre); la
declinazione del Sole in questi punti è ʘ =  .
La Sfera Celeste: LE COSTELLAZIONI ZODIACALI
Le
costellazioni
attraversate
dall‘eclittica formano la fascia degli
animali o zodiaco. La fascia dello
zodiaco contiene anche il moto dei
pianeti.
Fin dall'antichità la fascia dello
zodiaco veniva divisa in dodici parti
uguali, a partire dal punto gamma.
Ogni casella costituiva un segno
zodiacale.
A causa del moto di precessione
dell’asse di rotazione terrestre il
punto gamma scorre con moto
lentissimo rispetto alla stella fisse.
Questo moto, detto precessione degli
equinozi ha come conseguenza un
cambiamento delle coordinate di
tutti gli astri con un ciclo di 26000
anni.
La Sfera Celeste: LE COSTELLAZIONI ZODIACALI
Il moto di precessione degli equinozi fu scoperto da Ipparco nel I sec. a.C.
In 2000 anni il punto gamma si è già spostato di molto per cui quando il
20/21 Marzo il Sole entra nel segno dell’Ariete in effetti esso è già da una
decina di giorni nella costellazione dei Pesci. Inoltre le costellazioni dello
zodiaco sono 13 in quanto rispetto ai segni zodiacali occorre aggiungere la
costellazione dell’Ofiuco
Costellazione
Ariete
Toro
Gemelli
Cancro
Leone
Vergine
Bilancia
Scorpione
Ofiuco
Sagittario
Capricorno
Acquario
Pesci
Periodo
18 aprile - 13 maggio
14 maggio - 19 giugno
20 giugno - 17 luglio
18 luglio - 7 agosto
8 agosto - 12 settembre
13 settembre - 27 ottobre
28 ottobre - 19 novembre
20 novembre - 27 novembre
28 novembre - 15 dicembre
16 dicembre - 18 gennaio
19 gennaio - 16 febbraio
17 febbraio - 11 marzo
12 marzo - 18 aprile
La Sfera Celeste: COORDINATE SFERICHE
Ciascun punto sulla sfera può essere
individuato da due coordinate:
•La latitudine che da la distanza
angolare tra il parallelo per il punto
dato e il cerchio massimo di
riferimento;
•La longitudine distanza angolare tra
il meridiano di riferimento e il
meridiano passante per il punto.
Coordinate Terrestri
NOTA – Stime di distanze angolari ad occhio nudo
LA SFERA CELESTE: Orizzonte Astronomico
Si definisce Orizzonte Astronomico il
circolo formato dall’intersezione della
sfera celeste con il piano tangente al
punto, sulla Terra, in cui ci si trova.
Lo Zenit è invece il punto ideale in cui il
prolungamento del filo a piombo, posto
nel luogo di osservazione, interseca la
sfera celeste.
LA SFERA CELESTE: Orizzonte Astronomico
L’orizzonte astronomico non
coincide generalmente con
l’orizzonte sensibile, che è la
linea che separa il cielo dalla
terra o dall’acqua.
I Sistemi di Coordinate: Sistema Orizzontale
La perpendicolare al piano orizzontale (detta verticale ed è individuata dalla
direzione di un filo a piombo), interseca la sfera celeste in due punti: uno sopra la
testa dell’osservatore, detto zenit, ed uno in direzione opposta, detto nadìr
Il cerchio massimo contenente i poli celesti, lo zenit ed il nadìr prende il nome di
cerchio meridiano (o anche, semplicemente, meridiano). La sua intersezione con
l’orizzonte astronomico individua le direzioni Nord e Sud.
La distanza angolare di un punto
dall’orizzonte astronomico misurata
su un arco di cerchio massimo
perpendicolare all’orizzonte stesso,
detto cerchio verticale - è chiamata
N
altezza (a).
Q
Asse del mondo
La distanza angolare dalla direzione
Nord di un punto situato sull’orizzonte
prende il nome di azimut (A). Essendo
l’azimut contato in senso orario, i
punti Est, Sud, Ovest e Nord hanno
rispettivamente A = +90°, +180°,
+270° (o anche -90°) e +360°
(equivalente a 0°).
I Sistemi di Coordinate-Sistema Orizzontale
N.B.
Il sistema orizzontale (alt-azimutale) è
un sistema di riferimento locale, cioè
l’altezza e l’azimut di un astro cambiano
se si cambia il punto di osservazione. Ciò
costituisce uno svantaggio, perché le
stesse coordinate individuano punti
diversi della sfera celeste a seconda della
località di osservazione.
Inoltre altezza ed azimut di un astro
dipendono dal tempo a causa del moto
di rotazione della Terra intorno al suo
asse.
Telescopio W.Hershel 4.2 m – Montatura Alt-Az
I Sistemi di Coordinate-Sistema Orario (o Equatoriale I)
Z (Zenit)
M
P
Cerchio di
declinazione
celeste
Il piano perpendicolare all’asse
del mondo è detto piano
equatoriale, poiché contiene
l’equatore terrestre L’intersezione
tra detto piano e la volta celeste è
Meridiano
locale
un cerchio massimo della che
prende il nome di equatore
.
Meridianooceleste
CircoloOrario
E
N
Orizzonte
celeste
S
W
Q
Equatore
Celeste
Na (Nadir)
Il cerchi massimi passanti per i
Poli del Mondo (P e Q) si
chiamano
Meridiani o Cerchi
Orari.Il meridiano locale passante
per i punti Z, S, P, Q incontra
l'equatore celeste nel punto M
detto Mezzocielo.
I cerchi piccoli sono
Cerchi di declinazione.
chiamti
I Sistemi di Coordinate-Sistema Orario (o Equatoriale I)
Le coordinate sferiche di questo
sistema sono:
Angolo orario (H): è la distanza
angolare tra il cerchio orario che
passa per il punto (T) e il
meridiano astronomico. Si misura
in ore e frazioni di ora lungo
l'equatore celeste, partendo dal
meridiano astronomico, in senso
orario per un osservatore boreale.
H = arco MB
 = arco BT
0h H 24h
-90°    +90°
Declinazione (): rappresenta la
distanza angolare tra un punto
della sfera celeste e l'equatore
celeste, misurata lungo il cerchio
orario che passa per tale punto. Si
misura in gradi e frazioni di grado
con segno positivo verso il polo
nord celeste e negativo verso il
polo sud.
I Sistemi di Coordinate-Sistema Equatoriale II
La distanza angolare di un punto
della sfera celeste dall’equatore
celeste, misurata sul cerchio
orario passante per l’astro, è
detta declinazione (),
Per definire l’altra coordinata,
occorre definire un meridiano di
riferimento. Sulla Terra si è scelto
arbitrariamente il meridiano di
Greenwich come meridiano zero.
Sulla volta celeste si è scelto
come meridiano zero della sfera
celeste il meridiano passante per
il punto d’intersezione tra
l’equatore celeste e l’eclittica,
(punto d’Ariete o punto gamma).
La distanza angolare di un punto situato sull’equatore celeste dal punto d’Ariete,
misurata in senso antiorario (da Ovest verso Est), è detta ascensione retta (ed
indicata con a o A.R.) ed è misurata da da 0h a 24h.
I Sistemi di Coordinate-Sistema Equatoriale
Si definisce tempo siderale ST l'angolo orario del punto :
ST = H (punto )
0h≤ST≤24h
Considerando che H (angolo orario) è opposto a quello di a, data una stella
T si trova la relazione :
a= TS -H
Questa relazione ci dice che se conosciamo ST allora determiniamo la a delle
stelle che transitano in meridiano; se invece abbiamo un catalogo di stelle
fondamentali per le quali conosciamo bene la a, allora determiniamo ST
misurando i transiti di tali stelle.
Il Tempo – Il Tempo Siderale
TS-a=H
Il Tempo – Il Tempo Siderale
Giorno Solare e Giorno Siderale hanno durate differenti a causa del
moto di rivoluzione della Terra intorno al Sole.
1 giorno siderale medio = 23h 56m 04s,09054 = 0,9972695664 giorni solari
medi
I Sistemi di Coordinate-Sistema Equatoriale
Sebbene
più
complesso
nella
definizione, il sistema equatoriale non
presenta gli svantaggi dei sistemi visti
precedentemente.
Infatti, al ruotare della sfera celeste:
-la declinazione non cambia nel tempo
perché la traiettoria della stella nel suo
moto diurno è un arco di cerchio
parallelo
all’equatore
celeste;
e
nemmeno la sua ascensione retta varia,
perché sia la stella che il punto d’Ariete
ruotano insieme alla sfera celeste.
- declinazione ed ascensione retta non
variano se l’osservatore si sposta da un
luogo all’altro della Terra, in quanto per
la loro definizione non si sono utilizzati
punti o cerchi di riferimento locali.
Telescopio Anglo-Australiano 3.9 m – Montatura Equatoriale
I Sistemi di Coordinate-Note
L’equatore celeste coincide con
l’orizzonte astronomico per
osservatori situati ai poli
Per un osservatore situato
all’equatore geografico, invece, i
poli celesti giacciono sull’orizzonte
ed individuano le direzioni Nord e
Sud, mentre l’equatore celeste
passa per lo zenit ed il nadìr, ed
interseca l’orizzonte nei punti che
individuano le direzioni Est ed Ovest
Nelle località poste tra l’equatore e i
poli geografici, i poli celesti e
l’equatore celeste avranno altezze
intermedie.
I Sistemi di Coordinate-Note
Per un osservatore posto nell’emisfero boreale:
1.l’altezza del polo Nord celeste è pari alla latitudine f del luogo
d’osservazione;
2.l’altezza massima dell’equatore celeste è pari al complementare
della latitudine del luogo d’osservazione (colatitudine).
I Sistemi di Coordinate-Note
Gli astri più vicini al polo celeste (P) e precisamente quelli la cui distanza dal polo (distanza
polare) è minore della latitudine (f ) non tramontano mai e vengono detti circumpolari.
culminazione
La latitudine astronomica può essere
determinata dall'osservazione di una stella
circumpolare.
I Sistemi di Coordinate-Precessione
I Sistemi di Coordinate-Moto Proprio
Vr = velocità radiale
Vq = Moto proprio
I Sistemi di Coordinate- Puntamento telescopio
I Sistemi di Coordinate-Distanza Angolare
DEG_RAD=math.pi/180
I Sistemi di Coordinate – Coordinate Eclittiche
E' un sistema di coordinate astronomiche
in cui il piano e la direzione fondamentale
sono rispettivamente il piano dell'eclittica
e la sua perpendicolare la quale individua,
sulla sfera celeste, i poli dell'eclittica.
Le coordinate eclitticali sono:
Longitudine celeste o eclitticale (l) di un
punto (T) è la distanza angolare tra il
punto gamma e il cerchio ausiliario che
passa per quel punto; si misura da 0° a
360° lungo l‘eclittica partendo dal punto
gamma e procedendo in senso antiorario
(angolo OB).
Il
piano
dell’equatore
celeste e quello dell’eclittica
formano un angolo di ca.
23° 27’
Latitudine celeste o eclitticale (b) di un
punto è la distanza angolare tra il punto
(T) e il piano dell'eclittica, misurata lungo
il cerchio ausiliario che passa per tale
punto. Ha valore positivo (da 0° a
+90°) nell'emisfero nord dell'eclittica e
negativo (da 0° a -90°) in quello sud.
I Sistemi di Coordinate – Coordinate Galattiche
Si assumono come piano e
direzione fondamentali
rispettivamente il piano galattico
(determinato con osservazioni
radio) e l'asse perpendicolare ad
esso.
Il piano galattico individua sulla
sfera celeste un cerchio massimo
chiamato equatore galattico. L'asse
interseca la sfera celeste nei poli
galattici nord e sud.
La longitudine (l) viene misurata
sull'equatore galattico partendo
dalla direzione del centro galattico
e procedendo in senso antiorario
per un osservatore che ha la testa
in direzione del polo nord galattico.
La latitudine (b), cioè la distanza
angolare di un astro dall'equatore
galattico.
Il Moto della Luna
la Luna, con i suoi 3476 km di
diametro, è il quinto satellite del
sistema solare (più grandi sono solo
Ganimede, Callisto ed Io (Giove) e
Titano (Saturno)), ed è anche più
grande del pianeta Plutone.
A seconda della sua posizione rispetto
al Sole e alla Terra, la Luna presenta
una superficie illuminata più o meno
vasta e si dice età della Luna
l’intervallo di tempo, in giorni,
trascorso dal novilunio precedente.
Il periodo delle fasi lunari è detto
mese sinodio ed è pari a 29.5306
giorni. In generale il periodo sinodico È il
tempo che passa tra due congiunzioni
successive col Sole
Il Moto della Luna
La Luna descrive un’orbita ellittica intorno alla Terra (inclinata di circa 5° rispetto al
piano dell’eclittica e avente un’eccentricità e= 0.055) da OvestEst (moto diretto) .
La minina distanza dalla Terra (perigeo) è di 363296 Km mentre la massima distanza
(apogeo) è pari a 405503 km. La distanza media del sistema Terra-Luna è 384400 km.
Rispetto alle stelle fisse, compie una rivoluzione completa intorno alla Terra in 27.326
giorni (mese siderale). Ogni giorno, quindi, la Luna si sposta sulla sfera celeste di circa
53m.
La differenza tra mese
sinodico e mese
siderale è dovuto al
moto di rivoluzione
della terra intorno al
Sole.
La linea absidale, congiungente apogeo e
perigeo, non è fissa nello spazio con
moto diretto compiendo un giro in 8,85
anni circa. Il mese anomalistico, cioè
l’intervallo di tempo tra due successivi
passaggi della Luna al perigeo è pari a
27.5542 giorni è quindi più lungo del
mese siderale. L’orbita della Luna non è
chiusa (orbita a rosetta)
Il Tempo – Il tempo solare
La misura del tempo si può effettuare ricorrendo a qualsiasi fenomeno fisico che si ripete
in modo regolare (oscillazioni del pendolo, fenomeno astronomico ecc.). Ciò che si
misura è in la durata di un fenomeno.
Fin dall’antichità la misura del tempo che regola le attività umane si è basato sul moto di
rotazione della Terra intorno al suo asse e sul suo moto si rivoluzione intorno al Sole.
Il tempo Solare Vero - Per millenni si e' misurato il tempo, misurando in gradi orari (un
angolo giro = 24 ore) la posizione angolare del Sole rispetto al punto piu' alto raggiunto
dal Sole sopra l'orizzonte, definito come corrispondente alle ore 12 o mezzogiorno.
Questa misura di tempo fornisce il cosiddetto tempo solare vero.
Il tempo Solare Medio - Purtroppo il moto apparente del Sole e' tutt'altro che uniforme
nel corso dell'anno. Infatti, il Sole si presenta al punto piu' alto sopra l'orizzonte con un
ritardo o un anticipo rispetto all'istante di mezzogiorno che varia ogni giorno con un ciclo
annuale e puo' arrivare fino ad un massimo di circa un quarto d'ora. Questo fenomeno e'
dovuto in parte all'inclinazione dell'asse di rotazione terrestre rispetto al piano
dell'orbita della Terra intorno al Sole ed in parte al fatto che, essendo l'orbita
leggermente ellittica, la velocita' di rivoluzione della Terra intorno al Sole non e'
costante.
Il Tempo-Equazione del Tempo
Per ovviare a questo inconveniente si e' definito il tempo solare medio che ha come
unita' di misura il giorno solare medio di durata pari alla durata media di tutti i
giorni dell'anno. Alla definizione di questo tempo viene associato un Sole ideale,
detto Sole medio, con un moto apparente uniforme.
n = 3548".3/giorno
velocità angolare SM
Il Tempo-Equazione del Tempo
La differenza tra il tempo solare vero e quello medio varia
continuamente di giorno in giorno con un ciclo annuale. Questa
quantita' e' nota come equazione del tempo.
E= 0 quattro volte all'anno, cioè agli
inizi di aprile, a metà di giugno, ai
primi di settembre, verso Natale. Il
massimo valore di circa +16m si
raggiunge ai primi di novembre, il
minimo di –14m a metà febbraio
Il Tempo – L’Unità di misura
Nel 1925 fu introdotto il TU e l’unità di misura del tempo, il secondo fu definito
come la 1/84600 parte del giorno solare medio.
Questa definizione si rivelò insufficiente poiché anche il giorno solare medio
mostra delle irregolarità dovute al moro di rotazione della Terra.
Nel 1960 si definì il secondo come la 1/31556925.5477 parte dell’anno tropico
1900. Tempo delle Effemeridi (TE)
Nel 1968 anche il TE venne abbandonato per problemi con la sua determinazione
e la misura del tempo venne sostituita dal Tempo Atomico Internazionale(TAI):
“il secondo è la durata di 9192631770 periodi della radiazione corrispondente
alla transizione fra due livelli iperfini dello stato fondamentale dell’atomo di
Cesio-133”.
È questo il tempo distribuito tramite la diffusione dei segnali orari.
Per conciliare le esigenze della vita quotidiana e quelle della navigazione nel
1975 si è introdotto il Tempo Universale Coordinato (UTC) che ha come unità di
scala il secondo del TAI ed è mantenuto in accordo con la scala di tempo definita
dalla rotazione della Terra e corretto dalle irregolarità delle moto di rotazione e
rivoluzione della Terra attraverso l’introduzione di secondi intercalanti in modo
che TAI-UTC sia sempre un numero intero di secondi.
Il Tempo – L’anno
Si definisce anno siderale il tempo necessario alla Terra per compiere una
rivoluzione completa intorno al Sole rispetto alle stelle fisse. In altre parole,
dopo un anno siderale il Sole torna ad essere visto dalla Terra nella stessa
posizione rispetto alle stelle fisse. Un anno siderale dura, in giorni solari
medi, 365d 06h 09m 09s,5 circa.
Si definisce anno tropico l’intervallo di tempo tra due successivi equinozi di
primavera. Dal punto di vista dell’osservatore terrestre, dopo un anno
tropico il Sole si ritrova al punto d’Ariete. L’anno tropico coinciderebbe con
quello siderale se non esistessero delle irregolarità del moto della Terra, la
più importante delle quali è il moto di precessione.
La sua durata in giorni solari medi è di 365d 05h 48m 45s,2 circa.
Si definisce allora anno anomalistico l’intervallo tra due
successivi passaggi della Terra al perielio. Esso ha una durata di
circa 365d 06h 13m 53s. Il nome anomalistico deriva dal fatto
che l’angolo n tra il raggio vettore e la direzione del perielio si
chiama anomalia, e quindi l’anno anomalistico è il tempo che
occorre alla Terra per avere nuovamente la stessa anomalia. A
causa delle azioni perturbative degli altri pianeti del Sistema
Solare l’orbita terrestre non è chiusa e la linea degli absidi,
congiungente afelio e perielio ruota lentamente sul piano
dell’eclittica in senso concorde con il moto della Terra facendo
spostare questi punti di circa n0 = 11",3 ogni anno. Perciò, per
tornare al perielio, la Terra dovrà percorrere quest’ulteriore arco
di orbita, cosa che fa in circa 4m 43s,5.
Il Tempo- Il Calendario
Per la misura dei lunghi periodi di tempo si usa il Calendario.
Calendario Solare : basato sull’Anno Tropico.
Il nostro Calendario (Calendario Gregoriano) è basato sull’anno tropico.
L’anno civile è di 365.2425 giorni solari medi e prevede un anno bisestile,
dopo 3 anni (tutti gli anni divisibili per 4), di 366 giorni ad eccezione degli
anni di inizio secolo non divisibili per 400. L’anno 2000 sarà bisestile. Lo
sfasamento tra anno tropico e anno civile sarà di 1 giorno ogni 3300 anni.
Calendario Lunare : basato sulla Lunazione ( ritorno della Luna alla stessa
Fase = 29.53 giorni solari medi) Es. calendario musulmano
Calendario Lunisolare: basato su entrambi i periodi. Es. Calendario ebraico,
calendario degli antichi greci.
Il Tempo- Il Calendario
Il Giorno Giuliano : Quando si calcolano gli intervalli di tempo lunghi è utile
utilizzare il Periodo Giuliano introdotto nel XVI secolo da Giuseppe Scaligero.
Il periodo giuliano è un periodo di 7980 anni che inizia il 1 gennaio 4713 a.
C.
Il periodo giuliano si usa contando progressivamente i giorni (giorni giuliani
J.D.) a partire da mezzogiorno di Greenwich.
Cataloghi Astronomici e Internet
A partire da Ipparco, la catalogazione degli oggetti celesti
ha sempre avuto notevole importanza.
Moti Apparenti dei Pianeti
Il moto della Terra e quello degli
altri corpi del Sistema solare
si
combinano
in
modo
tale
che
un’osservatore terrestre vedrà gli
altri
oggeti
seguire
traiettorie
apparenti piuttosto complesse
e
differenti dagli effettivi moti di
rivoluzione. Pertanto gli spostamenti
celesti, del Sole, dei pianeti e di ogni
altro corpo del sistema solare
vengono definiti "moti apparenti".
Come già accennato descrivendo il moto
della Luna, per convenzione, si
assume che un pianeta si muove,
rispetto alle stelle fisse, da Ovest
verso Est di "moto diretto", anche se
vi sono dei momenti in cui appare
invertire la rotta, per effetto della
combinazione fra il proprio moto di
rivoluzione e quello della Terra,
spostandosi
perciò
in
senso
contrario di "moto retrogrado".
I Pianeti – Moti Apparenti e Reali
Fasi di Venere
Configurazioni Planetrie
A causa del proprio moto orbitale, anche i pianeti
interni (Mercurio, Venere) mostrano le "fasi"
come la Luna.
PIANETA
Mercurio
Venere
Marte
Giove
Saturno
Urano
Nettuno
Plutone
Periodo sid.
88
224
686
4346
10738
30571
59791
90582
Periodo Sin.
115
583
780
398
378
369
367
366
Leggi di Keplero
1 - I pianeti si muovono attorno al Sole su un'orbita ellittica; il Sole si trova in
uno dei fuochi dell'ellisse (1609)
2 - Il raggio che unisce il Sole al pianeta copre aree uguali in tempi uguali.
(1609)
3 - I periodi orbitali elevati al quadrato sono proporzionali ai semiassi maggiori
dell'orbita, elevati al cubo. (1619)
P2 = k a3
http://astro.unl.edu/naap/pos/animations/kepler.html
Gli Ordini di
Grandezza
L'osservazione del nostro universo
Circa il 95% delle informazioni che noi riceviamo dagli oggetti celesti
vengono ricavate dalla misura della loro radiazione.
E = Eo sin(kx-wt)
B = Bo sin(kx-wt)
k=2p/l [rad/m]
w=2pn [rad/s]
Le onde elettromagnetiche, secondo la teoria di Maxwell, sono
fenomeni oscillatori, generalmente di tipo sinusoidale, dovute alla
variazione periodica nel tempo del campo elettrico e del campo
magnetico.
L'osservazione del nostro universo
La caratteristica fondamentale che distingue i
vari campi elettromagnetici e ne determina le
proprietà è la
FREQUENZA, che rappresenta il numero di
oscillazioni effettuate dall’onda in un secondo
(unità di tempo). La frequenza si misura in
Hertz (Hz).
Strettamente connessa con la frequenza è la
LUNGHEZZA D’ONDA, che è la distanza
percorsa dall’onda durante un tempo di
oscillazione e corrisponde alla distanza tra due
massimi o due minimi dell’onda.
Queste due grandezze, oltre ad essere tra loro
legate, sono a loro volta connesse con
l’ENERGIA trasportata dall’onda: l’energia
associata alla radiazione elettromagnetica è
infatti direttamente proporzionale alla
frequenza dell’onda stessa.
Relazione frequenza lunghezza d’onda n = c/l .
Energia del fotoni: E = h×n, h = 6.63 × 10-34 J·sec
L'osservazione del nostro universo
•La direzione di propagazione di un’onda elettromagnetica è parallela al vettore:
  
S = EH
Vettore di Poynting
  
P =  S  ndA

I=S
Energia elettromagnetica che
fluisce nell’unità di tempo
attraverso qualunque area.
Intensità (energia media
trasportata dall’onda per unità
di area e per unità di tempo)
L'osservazione del nostro universo
Lo spettro elettromagnetico
Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - [email protected]
L'osservazione del nostro universo
Le regioni dello spettro elettromagnetico
Regione
dello spettro
Lunghezza d'onda
(Angstroms)
Lunghezza d'onda
(centimetri)
Frequenza
(Hz)
Energia
(eV)
Radio
> 109
> 10
< 3 x 109
< 10-5
Microonde
109 - 106
10 - 0.01
3 x 109 - 3 x 1012
10-5 - 0.01
Infrarosso
106 - 7000
0.01 - 7 x 10-5
3 x 1012 - 4.3 x 1014
0.01 - 2
Visibile
7000 - 4000
7 x 10-5 - 4 x 10-5
4.3 x 1014 - 7.5 x 1014
2-3
Ultravioletto
4000 - 10
4 x 10-5 - 10-7
7.5 x 1014 - 3 x 1017
3 - 103
Raggi X
10 - 0.1
10-7 - 10-9
3 x 1017 - 3 x 1019
103 - 105
Raggi Gamma
< 0.1
< 10-9
> 3 x 1019
> 105
E=4.135 10-15 n [eV]
L'osservazione del nostro universo
colore
l (Å)
n (*1014 Hz)
Energia (*10-19 J)
violetto
4000
4600
7.5
6.5
5.0
4.3
indaco
4600
4750
6.5
6.3
4.3
4.2
blu
4750
4900
6.3
6.1
4.2
4.1
verde
4900
5650
6.1
5.3
4.1
3.5
giallo
5650
5750
5.3
5.2
3.5
3.45
arancione
5750
6000
5.2
5.0
3.45
3.3
rosso
6000
8000
5.0
3.7
3.3
2.5
L'osservazione del nostro universo
L’osservazione di dei corpi celesti comporta lo studio di tre grandezze fondamentali legate alla radiazione
elettromagnetica:
• DIREZIONE di arrivo della radiazione.
(posizione dell’oggetto nello spazio)
• INTENSITA’ del segnale ricevuto.
(flusso di energia della radiazione (W/m2))
• DISTRIBUZIONE SPETTRALE della radiazione.