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.

In riferimento a ciò si definiscono pertanto i concetti di: 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