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ASSOCIAZIONE ASTRONOMICA CORTINA
AUTUNNO AL PLANETARIO - Planetario “Nicolò Cusano” 1/10–3/12/2010
Lezione 1: Coordinate celesti, movimenti del cielo, orientamento, uso dell’Astrolabio
PUNTI CARDINALI
Si chiama punto cardinale ciascuna delle quattro direzioni principali verso le quali è possibile muoversi trovandosi sulla superficie
terrestre; tali quattro punti cardinali sono il nord o settentrione, il sud o meridione, l'est o oriente e l'ovest o occidente.
I nomi dei punti cardinali
I termini nord, sud, est e ovest derivano tutti dall'alto tedesco antico, e l'origine di questi termini usati inizialmente nelle culture
germaniche, si può riscontrare nella mitologia norrena: secondo il mito della creazione all'inizio del tempo furono posti quattro nani ai
quattro punti cardinali, e i nomi di questi nani erano: Norðri, Suðri, Austri e Vestri.
I termini oriente, occidente, meridione e settentrione vengono dal latino, e ciascuno di essi ha un'etimologia specifica:
Il nome dell'oriente viene dal latino solem orientem, ovvero Sole nascente: difatti, l'Est è la direzione dalla quale si vede sorgere il sole.
Al contrario, l'occidente prende il suo nome dall'espressione latina solem occidentem, ovvero sole morente, essendo com'è noto l'Ovest
la direzione verso la quale il sole tramonta.
La parola "meridione" deriva invece dal termine meridiem, che in latino indica l'orario di mezzogiorno; ciò è dovuto al fatto che, a
quell'ora, per qualsiasi popolo dell'emisfero boreale il sole si trova verso sud. A dimostrazione di questo, oggigiorno il meridione è anche
nominato mezzogiorno.
Septem triones, che in latino significa "i sette tori da traino", è invece l'espressione dalla quale deriva il termine "settentrione"; i Romani
erano infatti soliti chiamare in quel fantasioso modo le sette stelle che formano la costellazione dell'Orsa Maggiore, indicante il nord ai
navigatori.
COORDINATE CELESTI
Le coordinate celesti servono per identificare la posizione degli astri sulla sfera celeste. Alternativamente, visto che nella realtà essi
hanno distanze diverse da noi, le coordinate celesti individuano una direzione orientata, ossia una semiretta originata nell'osservatore e
passante per l'astro.
Coordinate orizzontali
Le coordinate orizzontali, chiamate anche coordinate altazimutali, sono riferite all'osservatore, presupposto immobile rispetto alla Terra
in movimento, e quindi per ogni astro (in movimento relativo rispetto alla Terra), variano continuamente nel tempo dipendendo dalla
posizione relativa dell'osservatore rispetto all'astro.
come riferimenti si prendono:
l'orizzonte,
il meridiano locale, che incontra l'orizzonte nei punti Nord e Sud;
il piede dell'astro (corrispondente al meridiano celeste passante per l'astro), punto dell'orizzonte più vicino all'astro.
Quindi come coordinate si ottengono:
Come ordinata: l'altezza (h) è la distanza angolare dell'astro dall'orizzonte, e varia tra -90° e +90° .
Come ascissa: l'Azimut (A) è la distanza angolare tra il punto Nord e il piede dell'astro (corrispondente alla distanza angolare tra
meridiano locale e meridiano passante per l'astro), misurata in senso orario, e varia tra 0° e 360°.
A volte, al posto dell'altezza si usa la distanza zenitale (z), che è la distanza angolare dell'astro dallo Zenit dell'osservatore e che varia
da 0° a 180°. In ogni caso z è angolo complementare di h, infatti z + h = 90°.
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informazioni raccolte ed elaborate da Wikipedia portale di astronomia (http://it.wikipedia.org/wiki/Portale:Astronomia )
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Lezione 1: Coordinate celesti, movimenti del cielo, orientamento, uso dell’Astrolabio
Coordinate equatoriali
Esistono due tipi di coordinate equatoriali: si parla, infatti, di sistema equatoriale fisso (detto anche sistema a coordinate equatoriali
orarie) e di sistema equatoriale mobile (detto anche sistema a coordinate equatoriali celesti).
Coordinate equatoriali orarie
Nel primo sistema equatoriale si prende come piano di riferimento l'equatore celeste, ossia l'intersezione del piano dell'equatore
terrestre con la sfera celeste, dal quale si misura la declinazione (o latitudine celeste), che si misura in gradi, primi e secondi (0°,90°) a
partire dall'equatore fino ai poli.
Il secondo punto di riferimento è il punto di mezzocielo M, che è l'intersezione del meridiano locale e dell'equatore celeste, dal quale si
misura l'angolo orario, che si misura in ore, minuti e secondi (0^h, 24^h).
Mentre la declinazione non cambia con l'osservatore, l'angolo orario sì. Allora, si introduce un altro sistema di riferimento, il sistema
equatoriale mobile, in cui le coordinate non variano con la posizione dell'osservatore e col moto diurno della sfera celeste.
Coordinate equatoriali celesti
Questo secondo sistema permette una localizzazione completamente indipendente dalla posizione dell'osservatore.
Si prendono come riferimenti:
l'equatore celeste;
i cerchi orari (o meridiani);
il punto d'ariete (γ), ossia l'intersezione dell'eclittica (il piano su cui giace il moto apparente del Sole rispetto alla Terra che è inclinato
rispetto all'equatore celeste di un angolo di 23° 2 6’ 32″) con l'equatore celeste, ed è il punto in cui il sole passa dalla semisfera sud a
quella nord.
La declinazione (δ) di un astro è la sua distanza angolare dall'equatore celeste (da -90°, al polo sud, a +90° al polo n ord).
L'ascensione retta (α) di un astro è la distanza angolare tra il punto d'ariete (o punto “gamma”, oggi ubicato nella costellazione dei
Pesci) e l'intersezione del suo cerchio orario con l'equatore celeste; si misura a partire dal punto d'ariete in senso antiorario in gradi (0°,
360°) o equivalentemente in ore ponendo 1h = 15°.
Il reticolo di coordinate così prodotto, può essere considerato come la proiezione in cielo delle coortinate terrestri di “longitudine” e
“latitudine”.
MOVIMENTI DELLA TERRA
Il moto di Rotazione
Il moto di rotazione che la Terra compie attorno al proprio asse, da ovest verso est, ha la durata di 23h 56m 04s e viene definito giorno
sidereo. Tale intervallo di tempo non deve essere confuso con quello che è il giorno solare, la cui durata media è di 24h.
Il giorno solare dura mediamente circa quattro minuti in più rispetto al giorno sidereo a causa del moto di rivoluzione della Terra intorno
al Sole. Dopo aver compiuto una rotazione di 360° i ntorno al proprio asse (in 23h 56m 04s), la Terra deve ruotare di un altro piccolo
angolo per ritornare nella stessa direzione rispetto al Sole, perché nel frattempo si è spostata lungo l'orbita che percore intorno ad esso,
e impiega circa quattro minuti per ruotare di tale piccolo angolo.
Mentre la durata del giorno sidereo è costante, quella del giorno solare varia leggermente durante il corso dell'anno, perciò non si dice
che il giorno solare dura 24h, ma che il giorno solare dura mediamente 24h. Tale variazione durante l'anno si verifica a causa del fatto
che l'orbita della Terra intorno al Sole non è una circonferenza ma un'ellisse, per cui esistono dei punti dell'orbita in cui la Terra è più
vicina al Sole (il punto di vicinanza massima è detto perielio) e punti dell'orbita in cui la Terra è più lontana dal Sole (il punto di
lontananza massima è detto afelio). In accordo con la seconda legge di Keplero nei punti dell'orbita in cui la Terra è più vicina al Sole,
essa si muoverà (moto di rivoluzione) più velocemente lungo tale orbita. Viceversa nei punti dell'orbita in cui la Terra è più lontana dal
Sole, essa si muoverà più lentamente lungo tale orbita.
Il movimento di rotazione subisce piccole variazioni, per cui la sua durata si allunga di 2 millesimi di secondo ogni secolo. Ciò sarebbe
dovuto all'attrito delle maree: la Luna, infatti, esercita un’azione frenante sulla Terra, perché questa ruota su se stessa più velocemente
di quanto non faccia la Luna nel suo moto di rivoluzione intorno alla Terra. Nella sua rotazione, la Terra tende a trascinarsi dietro i
rigonfiamenti delle maree, mentre il nostro satellite esercita la sua attrazione proprio su di essi, rallentando la rotazione terrestre: come
ulteriore conseguenza si ha anche un'accelerazione della Luna sulla sua orbita ed un aumento della forza centrifuga che tende ad
allontanare la Luna dalla Terra.
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Lezione 1: Coordinate celesti, movimenti del cielo, orientamento, uso dell’Astrolabio
Il moto di Rivoluzione
Il moto di rivoluzione è il movimento ciclico (in genere con traiettoria ellittica) che un pianeta o un altro corpo celeste compie attorno a
un centro di massa.
La Terra percorre, come gli altri pianeti del sistema solare, un'orbita ellittica avente un'eccentricità di appena 0,017 attorno al Sole (che
occupa uno dei due fuochi) in senso antiorario (se osservato dal polo nord del sole). La Terra raggiunge il perielio (il punto dell'orbita
caratterizzato dalla minima distanza dal Sole) all'inizio di gennaio, e l'afelio (il punto di massima distanza) ad inizio luglio (si osservi che
l'alternarsi delle stagioni non è dovuto al variare della distanza dal Sole, poiché nell'emisfero nord del pianeta la stagione calda coincide
con il periodo di massima distanza dal Sole).
La Terra percorre un'orbita completa in 365 giorni e 6 ore circa (anno siderale e anno tropico); la sua velocità media è pari a circa 30
km/s. La circonferenza orbitale, nel suo complesso, misura circa 940 milioni di km.
In verità sia la Terra che il Sole si muovono attorno ad un baricentro comune ai due corpi; poiché la massa del Sole è pari a circa 334
000 volte quella della Terra, il centro di massa del sistema è a soli 450 000 km circa spostato verso la Terra rispetto al centro del Sole
nella congiungente i centri della Terra e del Sole. Questo significa che il centro di massa è situato all'interno della nostra stella poiché
solo il suo raggio è di circa 700.000 km.
Il moto di Precessione
La dimostrazione più immediata della precessione si osserva nel moto della trottola. Una trottola è un oggetto avente simmetria
rotazionale e dotato di un puntale di appoggio nella parte inferiore, al quale si imprime un rapido moto di rotazione intorno all'asse di
simmetria.
La Terra possiede un moto di precessione: il suo asse di rotazione ruota lentamente intorno alla perpendicolare al piano della sua
orbita, rispetto alla quale è inclinato di circa 23°27'.
La precessione degli equinozi è un movimento della Terra che fa cambiare in modo lento ma continuo l'orientamento del suo asse di
rotazione rispetto alla sfera ideale delle stelle fisse.
L'asse terrestre subisce una precessione (una rotazione dell'asse attorno alla verticale, simile a quella di una trottola) a causa della
combinazione di due fattori: la forma non perfettamente sferica della Terra (che è uno sferoide oblato, sporgente all'equatore) e le forze
gravitazionali della Luna e del Sole che, agendo sulla sporgenza equatoriale, cercano di allineare l'asse della Terra con la
perpendicolare al piano dell'eclittica.
Il risultato è un moto di precessione che compie un giro completo ogni 25.800 anni circa, periodo noto anche con il nome di anno
platonico, durante il quale la posizione delle stelle sulla sfera celeste cambia lentamente. Di conseguenza, anche la posizione dei poli
celesti cambia: infatti, tra circa 13.000 anni, sarà Vega e non l'attuale Polaris ad indicare il polo nord sulla sfera celeste.Si parla di
precessione degli equinozi, in quanto tra gli effetti della precessione vi è quello di spostare lentamente i punti equinoziali lungo la volta
celeste. Questo fenomeno fa sì che la linea degli equinozi (cioè il segmento congiungente i due punti dell'orbita terrestre in cui si
verificano gli equinozi) ruoti. Tale rotazione avviene in senso antiorario, proprio come quello della precessione terrestre. In base a
questo fatto, ogni anno gli equinozi si verificano con un anticipo di venti minuti rispetto all'anno precedente. La linea degli equinozi,
infatti, ruota in senso contrario a quello della rivoluzione terrestre, andando, per così dire, "incontro" alla Terra lungo la sua orbita.
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Lezione 1: Coordinate celesti, movimenti del cielo, orientamento, uso dell’Astrolabio
ECLITTICA
L'eclittica è il cammino apparente che il Sole traccia nel cielo durante l'anno. Mentre sembra muoversi nel cielo in relazione alle stelle, il
cammino apparente si allinea con i pianeti nel corso dell'anno. Lo spostamento del sole nel cielo è quindi solo apparente ed è il risultato
di un puro effetto prospettico tra la Terra in movimento, il Sole e le costellazioni di sfondo.
L'eclittica, più esattamente, è l'intersezione della sfera celeste con il piano d'orbita terrestre (piano eclittico). Può anche pensarsi come
un cerchio massimo della sfera celeste percorsa dal Sole nel suo apparente moto annuo.
Poiché l'asse di rotazione della Terra non è perpendicolare al suo piano orbitale, il piano equatoriale non è parallelo al piano
dell'eclittica, ma forma con esso un angolo di circa 23°27' noto come inclinazione dell'eclittica.
Le intersezioni dei due piani con la sfera celeste sono cerchi massimi noti come equatore celeste ed eclittica. La linea d'intersezione tra
i due piani definisce due punti equinoziali diametralmente opposti sulla sfera celeste. L'equinozio in cui il Sole passa da sud a nord
dell'equatore celeste (cioè l'equinozio di primavera) viene chiamato punto vernale, punto γ o primo punto di Ariete. Questa
nomenclatura si riferisce a quando l'equinozio di primavera cadeva all'interno della costellazione dell'Ariete.
L'eclittica funge da centro di una regione chiamata lo zodiaco che costituisce una banda di 9° da entrambi i lati . Tradizionalmente,
questa regione viene divisa in 12 segni, ognuno di 30° di longitudine. Secondo la tradizione, questi s egni prendono il nome da 12 delle
13 costellazioni che si trovano a cavallo dell'eclittica. Gli astronomi moderni tipicamente usano oggi altri sistemi di coordinate (vedi
sotto).
La posizione dell'equinozio di primavera non è fissa fra le stelle, ma determinata dalla precessione lunisolare che lentamente si sposta
verso ovest sull'eclittica con una velocità di un 1° ogni 72 anni.
Usando gli attuali confini ufficiali della costellazione dello IAU — e tenendo conto sia della variabile velocità di precessione che della
rotazione dell'eclittica — gli equinozi si spostano attraverso le costellazioni negli anni del calendario astronomico giuliano (dove l'anno 0
= 1 a.C., -1 = 2 a.C., ecc.) come segue:
L'equinozio di marzo passava dal Toro all'Ariete nell'anno -1865, poi ai Pesci nell'anno -67, passerà all'Aquario nell'anno 2597, e poi nel
Capricorno nel 4312.
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