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LE COORDINATE ASTRONOMICHE Lezioni d'Autore di Claudio Censori.

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1 LE COORDINATE ASTRONOMICHE Lezioni d'Autore di Claudio Censori

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3 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 unorigine P e un verso di percorrenza. Elementi di base per un sistema di coordinate astronomiche (I) Per ogni punto S della sfera celeste, si traccia la minima distanza sferica di esso dal cerchio base, che incontra questultimo 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 lampiezza dellarco PS (contata con segno positivo nel verso che va da P a S ) e ordinata sferica di S lampiezza dellarco S S (contata con segno positivo nellemisfero assunto come tale).

4 I sistemi di coordinate si distinguono in locali e assoluti, in base alla definizione degli elementi di riferimento. Le coordinate locali dipendono dalla posizione dellosservatore e dallistante di osservazione, mentre le coordinate assolute ne sono indi Elementi di base per un sistema di coordinate astronomiche (II)

5 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 allasse 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 (I)

6 Orizzonte astronomico (horizon), eclittica (ecliptic, in rosso) ed equatore celeste (in arancione), con due paralleli celesti (in giallo). Lasse del mondo (linea immaginaria) individua il polo Nord celeste (NCP) e il polo Sud celeste (SCP). Leclittica incrocia lequatore celeste nei due equinozi, di primavera (vernal equinox) e dautunno (autumnal equinox). Sono indicati i due solstizi, destate (summer solstice) e dinverno (winter solstice) Elementi astronomici di riferimento (II)

7 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 lorizzonte astronomico, lequatore celeste e leclittica. Elementi astronomici di riferimento (III)

8 Si tratta di un sistema di coordinate locali. Cerchio base è lorizzonte visivo dellosservatore, origine è il punto Sud dellorizzonte: lascissa sferica prende il nome di azimut mentre lordinata sferica è detta altezza. Il sistema di coordinate orizzontali (o azimutali o altazimutali) (I) 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

9 Il polo Nord ha azimut nullo e altezza uguale alla latitudine dellosservatore. Un certo numero di stelle (stelle circumpolari), che dipendono dalla posizione dellosservatore, resta sopra lorizzonte tutto il giorno... Stelle circumpolari Il sistema di coordinate orizzontali (o azimutali o altazimutali) (II)

10 Questo sistema di coordinate serve per determinare le circostanze locali del sorgere e tramontare degli astri, riferite allorizzonte e alla verticale dellosservatore, ma non può essere usato per la determinazione delle posizioni assolute delle stelle, dal momento che, a causa dellapparente rotazione della sfera celeste, azimut e altezza variano con continuità dipendendo dalla posizione geografica e dal tempo, indipendentemente dal moto proprio delle stelle. Il sistema di coordinate orizzontali (o azimutali o altazimutali) (III)

11 Cerchio base è lequatore 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. Sistema di coordinate equatoriali locali Lascissa sferica è langolo orario, ossia la distanza angolare tra il mezzocielo e il meridiano dellastro. Lordinata sferica è la declinazione, vale a dire la distanza angolare dellastro dallequatore celeste.

12 Anche in questo caso, il cerchio base è lequatore celeste, mentre lorigine è il primo punto dAriete (punto gamma) e il verso di percorrenza è antiorario (verso Est). Sistema di coordinate equatoriali assolute (I) Lascissa sferica è lascensione retta, definita come la distanza angolare tra il meridiano che passa per lastro e il meridiano che passa per il primo punto dAriete. Lordinata sferica è la declinazione.

13 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 dellequatore celeste e delleclittica dovuta al moto di precessione dellasse terrestre per effetto dellattrazione 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 equatoriali assolute (II)

14 Per questo sistema di coordinate assolute il cerchio base è leclittica e lorigine il punto gamma, con verso di percorrenza antiorario (verso Est). Lascissa sferica è la longitudine celeste (o eclitticale), a partire dal punto gamma. Lordinata sferica è la latitudine celeste (o eclitticale), ossia la distanza angolare di un astro dalleclittica. Sistema di coordinate eclitticali (I)

15 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 leclittica. Sistema di coordinate eclitticali (II)

16 Lascissa sferica è la longitudine galattica, misurata a partire dallorigine. Lordinata sferica è la latitudine galattica, vale a dire la distanza angolare di un astro dallequatore galattico. Sistema di coordinate galattiche Il cerchio base di questo sistema di coordinate assolute è lequatore galattico, mentre lorigine è nel centro della Via Lattea, nella costellazione del Sagittario. Il piano galattico è convenzionalmente individuato dal piano mediano della distribuzione dellidrogeno neutro nel disco galattico.

17 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

18 Il tempo siderale, t s, 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 t s dalla relazione t s =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 lascensione retta: per esse risulta, infatti, in tali condizioni, ω=0, sicché è t s =α. Il tempo siderale (I)

19 Lintervallo 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°. Il tempo siderale (II) 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)

20 Listante 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) dellangolo orario del Sole vero, allistante del mezzogiorno medio. Essa, differenza tra tempo solare medio e tempo solare vero (indicato dalle meridiane), varia durante lanno. Il tempo siderale (III) Andamento annuale dell'equazione del tempo (E, differenza tra tempo solare medio e tempo solare vero)

21 Sia il tempo solare (medio e vero) sia il tempo siderale sono tempi locali, dipendenti dalla longitudine del luogo dosservazione; 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 linconveniente, si è divisa la superficie terrestre in 24 fusi orari, delimitati da meridiani spaziati tra loro di 15°, cioè di unora, 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). Il tempo civile

22 FINE Lezioni d'Autore


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