LE COORDINATE ASTRONOMICHE
Lezioni d'Autore
di Claudio Censori
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Elementi di base per un sistema di
coordinate astronomiche (I)
Un astro può essere individuato sulla sfera celeste da una coppia di
coordinate curvilinee opportunamente scelte che fanno riferimento a un
cerchio massimo (intersezione della sfera con un piano che passa per il
suo centro), detto cerchio base, sul quale si fissano un’origine P e un
verso di percorrenza.
Per ogni punto S della sfera celeste, si
traccia la minima distanza sferica di esso
dal cerchio base, che incontra
°
quest’ultimo
in S , assumendo come
positivo uno dei due emisferi in cui il
cerchio base divide la sfera: in generale,
si definisce ascissa sferica di S l’ampiezza
dell’arco PS (contata con segno
positivo nel verso che va da P a S ) e
ordinata sferica di S l’ampiezza dell’arco
S S (contata con segno positivo
nell’emisfero assunto come tale).
Elementi di base per un sistema di
coordinate astronomiche (II)
I sistemi di coordinate si
distinguono in locali e
assoluti, in base alla
definizione degli elementi di
riferimento.
Le coordinate locali
°
dipendono
dalla posizione
dell’osservatore e
dall’istante di osservazione,
mentre le coordinate
assolute ne sono indi
Elementi astronomici di riferimento (I)
La rotazione della Terra avviene attorno a un asse
immaginario detto asse del mondo, che, prolungato,
interseca la sfera celeste in due punti, ossia nei poli
celesti: il polo Nord celeste (opposto al polo Sud) è quello
per il quale la rotazione apparente della sfera celeste,
dovuta alla rotazione terrestre, avviene, rispetto all’asse
del mondo, nel verso orario.
°
Il piano passante per il centro della sfera celeste e
perpendicolare alla linea che congiunge i due poli
interseca la sfera celeste lungo un cerchio massimo detto
equatore celeste.
Elementi astronomici di riferimento (II)
°
Orizzonte astronomico (horizon),
eclittica (ecliptic, in rosso) ed
equatore celeste (in arancione),
con due paralleli celesti (in
giallo). L’asse del mondo (linea
immaginaria) individua il polo
Nord celeste (NCP) e il polo Sud
celeste (SCP).
L’eclittica incrocia l’equatore
celeste nei due equinozi, di
primavera (vernal equinox) e
d’autunno (autumnal equinox).
Sono indicati i due solstizi,
d’estate (summer solstice) e
d’inverno (winter solstice)
Elementi astronomici di riferimento (III)
Nelle slides successive
saranno presentati i diversi
sistemi di coordinate
astronomiche, con le relative
rappresentazioni grafiche.
°
La figura accanto illustra nel
loro insieme, a titolo di
confronto, le coordinate che
assumono come cerchio base
rispettivamente l’orizzonte
astronomico, l’equatore
celeste e l’eclittica.
Il sistema di coordinate orizzontali (o
azimutali o altazimutali) (I)
Si tratta di un sistema di coordinate locali. Cerchio base è
l’orizzonte visivo dell’osservatore, origine è il punto Sud
dell’orizzonte: l’ascissa sferica prende il nome di azimut
mentre l’ordinata sferica è detta altezza.
°
L'azimut dell'astro nella
posizione A' è l'arco di
orizzonte NH rispetto
all'osservatore C; A'H è
l'altezza dell'astro
nell'istante considerato; A
A' A'' A''' è il percorso
apparente dell'astro
Il sistema di coordinate orizzontali (o
azimutali o altazimutali) (II)
Il polo Nord ha
azimut nullo e
altezza uguale
alla latitudine
dell’osservatore.
Un certo numero
di stelle (stelle
circumpolari),
che dipendono
dalla posizione
dell’osservatore,
resta sopra
l’orizzonte tutto il
giorno...
Stelle circumpolari
Il sistema di coordinate orizzontali (o
azimutali o altazimutali) (III)
Questo sistema di coordinate serve per
determinare le circostanze locali del sorgere
e tramontare degli astri, riferite all’orizzonte
e alla verticale dell’osservatore, ma non può
essere usato per la determinazione delle
posizioni assolute delle stelle, dal momento
che, a causa dell’apparente rotazione della
sfera celeste, azimut e altezza variano con
continuità dipendendo dalla posizione
geografica e dal tempo, indipendentemente
dal moto proprio delle stelle.
Sistema di coordinate equatoriali locali
Cerchio base è l’equatore celeste, origine è il mezzocielo (per un dato
luogo, l'intersezione dell'equatore celeste con il meridiano del luogo, ossia
il punto dell'equatore celeste che ha la massima altezza sull'orizzonte del
luogo), il verso di percorrenza è orario.
L’ascissa sferica è
l’angolo orario, ossia la
distanza angolare tra il
mezzocielo e il
meridiano dell’astro.
L’ordinata sferica è la
declinazione, vale a dire
la distanza angolare
dell’astro dall’equatore
celeste.
Sistema di coordinate equatoriali assolute (I)
Anche in questo caso, il cerchio base è l’equatore celeste, mentre
l’origine è il primo punto d’Ariete (punto gamma) e il verso di
percorrenza è antiorario (verso Est).
L’ascissa sferica è
l’ascensione retta ,
definita come la distanza
angolare tra il meridiano
che passa per l’astro e il
meridiano che passa per
il primo punto d’Ariete.
L’ordinata sferica è la
declinazione .
Sistema di coordinate equatoriali assolute (II)
Questo sistema di coordinate assolute è usualmente utilizzato nei
cataloghi stellari che riportano le posizioni degli astri nel cielo.
Il punto gamma, origine del sistema, non si mantiene tuttavia
fisso nel corso del tempo, a causa di una lenta variazione delle
posizioni dell’equatore celeste e dell’eclittica dovuta al moto di
precessione dell’asse terrestre per effetto dell’attrazione
esercitata dal Sole e dalla Luna.
Per ovviare alla corrispondente lenta variazione delle coordinate
equatoriali, negli atlanti celesti è necessario fare riferimento alla
posizione del punto gamma a una data epoca.
Sistema di coordinate eclitticali (I)
Per questo sistema di
coordinate assolute il
cerchio base è l’eclittica e
l’origine il punto gamma,
con verso di percorrenza
antiorario (verso Est).
L’ascissa sferica è la
longitudine celeste (o
eclitticale) , a partire dal
punto gamma. L’ordinata
sferica è la latitudine celeste
(o eclitticale) , ossia la
distanza angolare di un
astro dall’eclittica.
Sistema di coordinate eclitticali (II)
Tale sistema di coordinate è particolarmente
utile per la determinazione delle posizioni dei
pianeti del Sistema solare, dal momento che
essi si muovo attorno al Sole lungo orbite che
risultano quasi complanari con l’eclittica.
Sistema di coordinate galattiche
Il cerchio base di questo sistema di coordinate assolute è l’equatore
galattico, mentre l’origine è nel centro della Via Lattea, nella
costellazione del Sagittario. Il piano galattico è convenzionalmente
individuato dal piano mediano della distribuzione dell’idrogeno neutro
nel disco galattico.
L’ascissa sferica è la
longitudine galattica, misurata
a partire dall’origine.
L’ordinata sferica è la
latitudine galattica, vale a dire
la distanza angolare di un
astro dall’equatore galattico.
Il tempo
La variabile tempo è definita
prendendo come riferimento il moto
apparente del Sole e delle stelle sulla
volta celeste e la rotazione della Terra
attorno al suo asse.
In riferimento a ciò si definiscono
pertanto i concetti di:
anno solare (o tropico)
giorno solare
Sole medio
origine del tempo solare medio
Il tempo siderale (I)
Il tempo siderale, ts, è definito come
l'angolo orario del punto vernale; l'angolo
orario ω e l'ascensione retta α di una
qualsiasi stella sono legati a ts dalla
relazione ts=ω+α, dove gli angoli ω e α
sono misurati in ore, minuti, secondi (1h
= 15°).
Il tempo siderale è perciò di facile e
accurata determinazione, dovendosi solo
osservare il passaggio al meridiano delle
stelle fondamentali, di cui è nota
l’ascensione retta: per esse risulta,
infatti, in tali condizioni, ω=0, sicché è
ts=α.
Il tempo siderale (II)
L’intervallo di tempo tra due
successivi passaggi del
punto vernale al meridiano,
detto giorno siderale, è più
corto del giorno solare
medio: 23 h 56 min 4 s,
invece di 24 h. Ciò è dovuto
al fatto che mentre la Terra
compie una rotazione
completa si muove anche
attorno al Sole, spostandosi
ogni giorno di circa 1°.
Confronto fra il giorno siderale e il giorno solare medio
Il meridiano di O deve ruotare di circa 1° in più nel giorno solare per
trovarsi nuovamente in congiunzione con il Sole (S, Sole; T, Terra)
Il tempo siderale (III)
L’istante di passaggio del Sole al
meridiano locale non coincide, in
genere, con il mezzogiorno
medio; si dice equazione del
tempo il valore (in minuti e
secondi) dell’angolo orario del
Sole vero, all’istante del
mezzogiorno medio. Essa,
differenza tra tempo solare medio
e tempo solare vero (indicato
dalle meridiane), varia durante
l’anno.
Andamento annuale dell'equazione del tempo (E, differenza tra tempo
solare medio e tempo solare vero)
Il tempo civile
Sia il tempo solare (medio e vero) sia il tempo siderale
sono tempi locali, dipendenti dalla longitudine del luogo
d’osservazione; il tempo medio può differire di vari
secondi tra due punti di una grande città e di vari minuti
tra due di una stessa nazione.
Per evitare l’inconveniente, si è divisa la superficie
terrestre in 24 fusi orari, delimitati da meridiani spaziati
tra loro di 15°, cioè di un’ora, e si è posto il tempo, in tutti
i punti di uno stesso fuso, pari al tempo solare medio del
meridiano centrale del fuso (il meridiano centrale del
primo fuso orario è quello fondamentale delle longitudini,
cioè il meridiano di Greenwich).
FINE
Lezioni d'Autore
