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L'universo

Le coordinate celesti

L'astronomia di posizione considera solo le direzioni relative degli astri e le distanze apparenti tra questi, che vengono espresse in termini di angoli. Per fissare la posizione degli oggetti celesti si fa uso di sistemi di coordinate sferiche. La determinazione è semplificata, se supponiamo che l'osservatore si trovi al centro della sfera stessa. I sistemi di coordinate astronomiche hanno tutti un piano di riferimento passante per il centro della sfera celeste e due punti sulla sfera celeste: i due poli del piano scelto. La posizione di un punto è individuata da due coordinate: l'ascissa sferica e l'ordinata sferica. I sistemi di coordinate sono: il sistema altazimutale, il primo sistema equatoriale (o sistema orario) e il secondo sistema equatoriale , il sistema di coordinate eclittiche e il sistema di coordinate galattiche .

Il sistema orizzontale (altazimutale)

Nel sistema altazimutale (fig. 1.2) il circolo di riferimento è l'orizzonte visivo dell'osservatore (cioè la linea dell'orizzonte terrestre) e le due coordinate, che permettono di definire la posizione angolare degli astri, sono l'altezza e l'azimut.

L'altezza è l'arco di circolo verticale (misurato in gradi, primi e secondi d'arco) compreso fra l'astro e l'orizzonte. Varia da 0° a 90°, valore che assume quando l'astro è sulla verticale dell'osservatore, cioè allo zenit:

0°  ≤  β  ≤  90°

Il complemento all'altezza è detto distanza zenitale ed è la distanza angolare tra astro e zenit (γ).

L'azimut è definito come l'arco di orizzonte compreso tra il punto Sud e il punto in cui il circolo verticale passante per l'astro incontra l'orizzonte. L'azimut si misura dal punto Sud verso ovest e varia da 0° a 360°.

0°  ≤  α  ≤  360°

Il vantaggio di questo sistema è che si ottengono immediatamente le coordinate di un astro rispetto a un osservatore, in quanto queste sono riferite semplicemente al suo orizzonte e alla sua verticale. Ha però l'inconveniente che, per un osservatore non posto al polo, in conseguenza dell'apparente rotazione diurna della sfera celeste, i valori delle coordinate di uno stesso oggetto variano con la posizione geografica e, per effetto della rotazione della sfera celeste, anche con l'ora di osservazione. Per ovviare a questo inconveniente, si fa uso dei sistemi di coordinate equatoriali, per i quali una sola (primo sistema) o entrambe (secondo sistema) le coordinate sono indipendenti dal tempo.

Primo sistema di coordinate equatoriali

Questo sistema di coordinate assume come circolo massimo di riferimento l'equatore celeste (fig. 1.3). Le due coordinate sono la declinazione e l'angolo orario. Il circolo orario passante per l'astro in oggetto è detto circolo di declinazione. La declinazione di un astro è l'arco di circolo di declinazione che costituisce la distanza angolare dell'astro dall'equatore celeste. Si misura in gradi (da 0° a 90° N nell'emisfero boreale e da 0° a 90° S in quello australe):

0°  ≤  δ  ≤  90°

L'angolo orario (H) è la distanza angolare tra il mezzocielo (punto sull'equatore celeste determinato dall'intersezione del meridiano dell'osservatore passante per i punti zenit e Sud) e il meridiano dell'oggetto celeste:

0h  ≤  H  ≤  24h

Si misura in ore (h), minuti (min) e secondi (s) con origine nel mezzocielo andando verso ovest. In questo sistema la declinazione resta costante, ma, per la rotazione apparente della sfera celeste, l'angolo orario assume tutti i valori tra 0 e 24 ore nell'arco di un giorno. Esso varia inoltre da punto a punto.

Secondo sistema di coordinate equatoriali

Usa come circolo massimo di riferimento l'equatore celeste e si basa sulle coordinate celesti declinazione (vista nel caso precedente) e ascensione retta (fig. 1.4).

L'ascensione retta (AR) è la distanza angolare tra il meridiano che passa per l'astro e il meridiano che passa per il primo punto di Ariete. Si misura in ore, minuti e secondi da 0 a 24 ore in direzione est (senso antiorario), cioè in verso contrario a quello dell'angolo orario.

0h  ≤  AR  ≤  24h

Le coordinate definite da questo sistema sono quelle riportate nei cataloghi stellari, negli atlanti celesti, negli annuari, in quanto indipendenti dal luogo e dall'ora di osservazione. Anche per questo sistema esiste, però, una dipendenza dal tempo, dovuta al moto proprio delle stelle e allo spostamento lento ma graduale dell'origine delle coordinate, cioè del punto γ, per effetto del moto di precessione dell'asse terrestre.

Il moto diurno

Per effetto della rotazione della Terra attorno al suo asse, la sfera celeste descrive una rotazione apparente alla quale è dovuto il sorgere e il tramontare del Sole, delle stelle e degli altri corpi celesti. Nel tempo di un giorno, gli astri, in rotazione apparente da est a ovest, incontrano due volte il meridiano celeste. In un incontro, la loro altezza sull'orizzonte è massima e si ha una culminazione superiore; nell'altro è minima e si ha una culminazione inferiore. All'equatore i poli celesti si trovano all'orizzonte; tutte le stelle restano al di sopra dell'orizzonte per metà di un giorno e tramontano e sorgono muovendosi perpendicolarmente all'orizzonte. Ai poli, invece, l'equatore celeste coincide con l'orizzonte e tutte le stelle si muovono in traiettorie circolari senza mai sorgere né tramontare. Nessuna stella dell'altro emisfero può essere mai osservata. A latitudini intermedie si hanno situazioni intermedie. Solo un certo gruppo di stelle, quelle circumpolari, la cui distanza dal polo è minore della latitudine dell'osservatore, non tramontano mai e di esse si può osservare sia la culminazione superiore, sia la culminazione inferiore.

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Figura 1.2Figura 1.3Figura 1.4

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