Orientarsi in cielo Due Carrare, 19/03/2013 - dott. Andrea Fasson

Orientarsi in cielo
 Due Carrare, 19/03/2013

  dott. Andrea Fasson

Prima di procedere con le osservazioni vere e proprie, è
opportuno dare alcune semplici definizioni di base
relative ai sistemi di coordinate usate in astronomia (e,
pertanto, importanti per puntare i telescopi).

I primi dati da conoscere sono le proprie coordinate
geografiche, e quindi quelle degli oggetti che si vogliono
osservare.

Conviene però iniziare da alcune definizioni fondamentali,
stabilite in base ai moti della Terra…

La sfera celeste e le coordinate
Nonostante siano oggetti estesi e posti a distanze ben
definite dalla Terra, le stelle ci appaiono come puntini
luminosi posti all’interno di una sfera immaginaria di grandi
dimensioni, detta appunto “sfera celeste”.

Per motivi di semplicità, ipotizziamo che questo modello sia
valido, e che il diametro della sfera celeste sia tale che da
poter considerare la distanza Terra-Sole trascurabile
(quest’ultimo fatto è reale: la distanza Sole-alfa Cen è oltre
300.000 volte quella Terra-Sole).

Similmente a quanto visto sulla Terra, per poter determinare
la posizione di un punto sulla sfera celeste servono dei
sistemi di riferimento; quelli più diffusi sono l’altazimutale e
l’equatoriale.

Definiamo “asse del mondo” l’asse di rotazione della
Terra: proiettandolo sulla sfera celeste, otterremo il Polo
Nord Celeste ed il Polo Sud Celeste.

La proiezione dell’equatore terrestre sulla sfera celeste
definisce l’Equatore Celeste.

Vengono inoltre definiti lo Zenit come il punto posto sulla
verticale dell’osservatore, ed il Nadir, opposto allo zenit.

Il Meridiano di un luogo corrisponde alla proiezione della
circonferenza passante per Polo Nord Celeste – Zenit –
Polo Sud Celeste.

I moti della Terra
Sappiamo che la Terra compie
- un moto di rotazione attorno al proprio asse in circa 24h
- un moto di rivoluzione attorno al Sole in circa 365d ¼

La combinazione dei due moti dà origine allo spostamento
apparente (in senso contrario) dei corpi celesti.
Il moto di rotazione avviene da ovest verso est (quindi gli astri ci
appaiono muoversi da est verso ovest), ed avviene in circa 24h.

Alle latitudini intermedie, i corpi celesti appariranno
sorgere, raggiungere un’altezza massima e poi
declinare.

Nell’emisfero nord, gli astri compresi tra il polo nord
celeste e l’orizzonte non tramontano, e vengono definiti
“circumpolari”.

Quelli compresi tra il polo sud celeste e l’orizzonte sono
ancora circumpolari, ma non sono mai visibili.

Infine, quelli posti nella fascia intermedia sorgono,
culminano e tramontano, rendendosi visibili per un
determinato intervallo di tempo.

Ai poli, tutti gli astri sono circumpolari:

al contrario, all’equatore non vi sono astri circumpolari

L’asse di rotazione terrestre non è “verticale”, perpendicolare al
piano della propria orbita, ma inclinato:
questo determina la presenza delle stagioni.

Il Sole appare muoversi su di un piano (detto “eclittica”) inclinato
rispetto all’equatore. Tale piano è più alto di giorno e più basso di
notte durante l’estate, viceversa d’inverno.
Le costellazioni poste lungo l’eclittica costituiscono lo zodiaco.
Eclittica ed Equatore celeste si intersecano in 2 punti, detti “punto
gamma” o “d’Ariete” e “punto omega” o “della Bilancia”; il Sole vi
si trova agli equinozi, rispettivamente di primavera e d’autunno.

Il moto di rivoluzione attorno al
Sole avviene secondo le leggi
di Keplero.

Ogni giorno la Terra percorre
circa 1° della propria orbita:
di conseguenza, l’intervallo tra
due passaggi al meridiano è di
23h56’ per una data stella,
e di 24h per il Sole
(la Terra deve compensare lo
spostamento lungo l’orbita).

Il fatto di avere un’orbita ellittica,
unita all’inclinazione dell’asse
terrestre, fa sì che il moto
apparente del Sole non sia
uniforme: fotografandolo tutti i giorni
(o quasi…) alla stessa ora, se ne
ricava una caratteristica forma ad
“8”, detta “analemma”;

la stessa curva, riportata sugli
orologi solari, prende il nome di
“lemniscata”, e rappresenta
graficamente l’equazione del
tempo.

Va ricordato anche un altro moto della Terra: la precessione.
L’asse di rotazione terrestre non punta sempre nella stessa
direzione, ma descrive un cono, con un periodo di circa 26000 anni.
Di conseguenza, varieranno sia la posizione del punto gamma, che
tende ad arretrare (è passato dall’Ariete dell’antichità classica ai
Pesci del periodo attuale), sia la stella polare.

Le coordinate terrestri
Per definire la posizione di un punto sulla Terra, servono 2
coordinate, la latitudine e la longitudine; entrambe sono misurate in
gradi.

Latitudine: rappresenta la distanza angolare del punto in questione
rispetto all’equatore (= “sopra”/”sotto”), e può variare da 0°
(Equatore) a +/- 90° (rispettivamente, Polo Nord e Polo Sud).

Longitudine: rappresenta la distanza del meridiano passante per il
punto in questione rispetto ad un meridiano di riferimento (=
“lateralmente”), e può variare da 0° (= stesso meridiano del
riferimento) a +/- 180° (= dalla parte opposta).

Il meridiano di riferimento è ARBITRARIO: quello più usato passa
per Greenwich, comunque ne possono essere impiegati altri (es.
Roma – M. Mario), previa opportuna indicazione!!

La sfera celeste e le coordinate

Similmente a quanto visto sulla Terra,
per poter determinare la posizione di un punto sulla
sfera celeste servono dei sistemi di riferimento;

quelli più diffusi sono l’altazimutale e l’equatoriale.

NOTA: per definizione, viene chiamato polo NORD
di un sistema (pianeta, stella, ecc.) quello tale per
cui un ipotetico osservatore in piedi su di esso lo
vede ruotare in senso antiorario.

Sistema altazimutale:

Vengono definite l’altezza e l’azimut.
L’altezza è data dall’angolo compreso tra l’orizzonte ed il
punto considerato; può variare tra 0 e +/- 90° (+90° allo
zenit, -90° al nadir).
L’azimut è la distanza angolare misurata in senso orario
lungo l’orizzonte tra la verticale dell’oggetto ed una
direzione di riferimento (generalmente il nord).

Si tratta di un sistema molto intuitivo, ma dipendente sia
dall’osservatore che dal tempo: pertanto, è poco usato.

Sistema equatoriale:

Vengono definite la declinazione e l’ascensione retta.
La declinazione è data dall’angolo compreso tra l’equatore
celeste ed il punto considerato; può variare tra 0 e +/- 90° (+90°
al PNC, -90° al PSC).
L’ascensione retta è la distanza angolare misurata lungo
l’equatore tra l’oggetto ed il punto gamma (intersezione tra
l’eclittica e l’equatore celeste).
In questo sistema il reticolo di coordinate è solidale alla sfera
celeste, quindi appare muoversi con essa: di conseguenza,
risulta essere indipendente sia dalla posizione dell’osservatore,
che dall’istante dell’osservazione.

Va notato che, come implicitamente ammesso nella stessa
definizione di sfera celeste, questi sistemi di coordinate sono
entrambi tolemaici, geocentrici. Questo per ovvi motivi di
semplicità: noi vediamo gli astri girare attorno alla Terra, sulla
quale ci troviamo, e non attorno al Sole.

Oltre a questi, sono stati definiti anche altri sistemi di coordinate,
alcuni dei quali sono impiegati per scopi particolari.
In astrofisica viene spesso usato il “sistema galattico”: vengono
definiti l’asse di rotazione della Galassia, che determina i Poli
galattici (nord e sud), e l’equatore galattico (considerato come un
piano perpendicolare all’asse).

La latitudine galattica è l’angolo compreso tra l’equatore galattico
ed il punto considerato; può variare tra 0 e +/- 90°.
La longitudine galattica viene misurata in senso antiorario lungo
l’equatore galattico, partendo dalla direzione Sole-centro galattico.

Una curiosità:
anche sugli altri pianeti possono essere tracciati dei
sistemi di coordinate, importanti per riferirsi a particolari
visibili in determinate zone, ecc.: i relativi parametri sono
tabulati negli almanacchi.
Nel caso dei giganti gassosi, però, non avendo questi
una superficie solida, le coordinate vanno
periodicamente ridisegnate di sana pianta !!
Ad esempio, Giove:
il periodo di rotazione attorno al suo asse è di 9h 50min
all’equatore, e 9h 55min ai poli, pertanto i meridiani
vengono progressivamente deformati fino ad essere
inutilizzabili!

Non solo: sulla Terra, oltre al sistema “classico” lat/long già visto,
sono impiegati anche altri sistemi, generalmente più adatti su
scala locale, e più comodi per scopi specifici (es.: coordinate di
Gauss-Boaga, ecc.).
Uno dei metodi più astrusi è il “World Wide Locator”, usato nelle
trasmissioni radio: una serie di 6 caratteri (2 lettere, 2 numeri, 2
lettere) di cui 1°, 3° e 5° indicano la longitudine, mentre 2°, 4° e
6° la latitudine.
Ad esempio, per la Biblioteca di Due Carrare (S. Stefano), si ha:
lat = 45.285803 N, long = 11.825715 E
WWL = JN55VG
…divertente, vero!?

Osservazione del cielo
Quanto visto finora ha ripercussioni dirette sull’osservazione
del cielo (anzi, è stato determinato proprio tramite essa!). La
combinazione dei moti della Terra ha come conseguenza
diretta lo spostamento apparente della sfera celeste:
- nell’arco di alcune ore, si noterà la rotazione delle
costellazioni circumpolari attorno al Polo Nord Celeste, mentre
le altre costellazioni sorgeranno e tramonteranno;
- nell’arco dei mesi, a parità di orario di osservazione le
costellazioni circumpolari appariranno spostate, mentre le altre
saranno cambiate.
Di seguito sono riportati, come esempi, il cielo visto a 6 mesi di
distanza (marzo – settembre) ed alcuni allineamenti tipici delle
costellazioni stagionali boreali.

costellazioni circumpolari

costellazioni invernali 1

costellazioni invernali 2

costellazioni primaverili

costellazioni estive

costellazioni autunnali

E adesso, tenendo bene a mente quanto detto finora….
potete dedicarvi alle osservazioni – meteo permettendo!!