Gak - Newsletter #15 : (Dis)orientamento parte II

Gak - Newsletter #15
(Dis)orientamento parte II

17 Marzo 2005

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Nella newsletter #12 avevamo approfondito alcuni elementi relativi all'orientamento nel cielo utilizzando i riferimenti locali; in questa newsletter affronteremo alcuni temi relativi ai sistemi di riferimento "assoluti", ovvero indipendenti (o quasi) dal luogo e dal tempo di osservazione.

Ascensione Retta e Declinazione

Come abbiamo già detto più volte, l'orientamento locale basato su Altezza e Azimut di un astro sono concetti che si intuiscono abbastanza facilmente. Passare da questi ai riferimenti equatoriali richiede un maggiore sforzo di "astrazione". Rivediamo, con l'aiuto di qualche figura, i concetti fondamentali. Definiamo la Sfera Celeste come l'insieme di tutte le direzioni che partono dal centro della Terra; anche se per comodità possiamo immaginare (e disegnare) la Sfera Celeste come una sfera concentrica alla Terra, ricordiamoci sempre che il raggio di tale Sfera è infinito: nell'astronomia descrittiva tutte le distanze sono virtualmente infinite. I prolungamenti dell'asse terrestre identificano due direzioni particolari, il Polo Nord Celeste e il Polo Sud Celeste; il Polo Nord Celeste è la direzione verso la quale da qualunque punto dell'emisfero nord della terra possiamo osservare la stella Polare. Quello che stiamo facendo non è altro che mettere la Terra "al centro dell'universo", ovvero stiamo definendo un sistema di riferimento geocentrico del tutto analogo a quello utilizzato dagli osservatori del passato per descrivere il mondo. Per Ipparco di Nicea (II sec. a.C.), che misurò con una buona precisione per epoca la posizione degli astri nel cielo (scoprendo il fenomeno della precessione), era naturale "lavorare" con la Sfera Celeste; Tolomeo nel II sec. d.C. teorizzò un sistema geocentrico accettato come dogma per secoli, fino a Copernico e Galileo. Copernico volle dimostrare che un modello eliocentrico (ovvero con il Sole al centro dell'universo) descriveva in modo più semplice il moto degli astri rispetto a quello geocentrico Tolemaico che introduceva complesse strutture geometriche (deferenti ed epicicli) per spiegare il moto dei pianeti. Galileo affermò che il sistema Copernicano era la "realtà" e sappiamo tutti quanto questo gli costò caro... Senza fare un torto a Copernico e Galileo, da "poveri osservatori" troviamo più comodo impostare un sistema di riferimento geocentrico.   La figura qui sotto può aiutare a focalizzare meglio i suddetti concetti.    

Il piano perpendicolare all’asse terrestre è detto piano equatoriale, poiché contiene l’equatore terrestre. L’intersezione tra detto piano e la sfera celeste è un cerchio massimo della Sfera Celeste che prende il nome di equatore celeste. Sulla Sfera Celeste possiamo definire una griglia di "paralleli" e "meridiani" in modo analogo al sistema di orientamento sulla Terra basato su latitudine e longitudine. Questa griglia è solidale con la volta celeste, ovvero ruota insieme ad essa; non scordiamoci che in un sistema di riferimento geocentrico non è la Terra a ruotare in senso antiorario, ma è la sfera celeste che ruota apparentemente in senso orario. I "paralleli celesti", ovvero l'altezza angolare di un astro misurata sull'equatore celeste, identificano la coordinata detta Declinazione. Per definire la "longitudine celeste" è necessario stabilire un meridiano di riferimento dal quale far partire la misura. Come tutti sappiamo l'asse terrestre è inclinato di circa 23°27' rispetto al piano dell'orbita terrestre in un sistema di riferimento eliocentrico; nel nostro sistema geocentrico questo si traduce in un'inclinazione di 23°27' tra il piano identificato dall'equatore celeste e il piano dell'orbita terrestre, detto piano dell'eclittica. Due piani che si intersecano hanno una retta in comune e una retta identifica una direzione nella volta celeste; per nostra comodità grafica disegnamo la Sfera Celeste a distanza "finita": le direzioni diventano "punti" sulla Sfera Celeste e i piani la intersecano con dei cerchi. In questo modo possiamo dire per semplicità che il piano dell'eclittica e il piano dell'equatore celeste si intersecano in due punti, chiamati rispettivamente punto Gamma face=Symbol> face=Arial>(o Punto D'Ariete) e punto Omega. Si considera, quindi, origine delle "latitudini celesti" il meridiano che passa per il punto Gamma: questa coordinata è detta Ascensione Retta.

La figura che segue riassume quanto detto sopra.       Il disegno rappresenta rispetto all'orizzonte locale di un osservatore situato a latitudini boreali (ad esempio nella città di Roma) l'origine del sistema di riferimento equatoriale: equatore celeste ed eclittica. In  un sistema di riferimento geocentrico, l'eclittica rappresenta la traiettoria del Sole sulla sfera celeste durante il moto annuale di rivoluzione della Terra. Nei punti di intesrezione con l'equatore celeste, Gamma e Omega, il Sole transita rispettivamente durante l'equinozio di primavera e d'autunno. Essendo solidale alla sfera celeste, il sistema di riferimento equatoriale (Ascensione Retta e Declinazione) è indipendente dal luogo e dal tempo di osservazione. Conoscendo le coordinate equatoriali di un oggetto celeste, qualunque osservatore è in grado di trovare la posizione di quell'astro nel cielo a patto che:

• sia nota la latitudine del luogo di osservazione e la direzione del nord;
• sia disponibile di un "puntatore" - ad esempio un telescopio - montato su un supporto equatoriale (segue figura);
• si conosca la posizione del punto Gamma nel cielo, oppure le coordinate di un oggetto "fisso" di facile puntamento.

Conoscendo la latitudine e la direzione del nord si può orientare correttamente il supporto equatoriale del telescopio.     Ricordiamo che l'altezza massima dell'equatore celeste è pari a 90°-L, ovvero al complementare della latitudine L del luogo di osservazione. Orientando l'asse polare della montatura equatoriale del telescopio in parallelo all'asse celeste, le due cerniere mobili della montatura faranno variare separatamente l'Ascensione Retta e la Declinazione.  L'informazione più "difficile" da conoscere è la posizione del punto Gamma, che corrisponde alla determinazione del Tempo Siderale Locale, un argomento di cui parleremo prossimamente. E' più facile puntare "a mano" un oggetto facilmente distinguibile e con coordinate note - ad esempio una stella molto luminosa - e impostare le scale graduate del telescopio con ale valori di Ascensione Retta e Declinazione: in questo modo molto semplice lo strumento di osservazione sarà allineato con il sistema di riferimento equatoriale.    

Il sistema di riferimento equatoriale è davvero "fisso"?

 
Sicuramente no! Molti astri sono dotati di moto proprio sensibile, prima di tutto i pianeti e, inoltre, lo stesso sistema di riferimento equatoriale si "sposta" sulla Sfera Celeste. Prendiamo ad esempio alcune posizioni (dette "effemeridi") del pianeta Saturno a mezzanotte nel mese di Aprile:

Data	A.R	Dec.
01 apr 2005	07h 28m 42.20s	+22° 00' 47.5"
06 apr 2005	07h 29m 11.41s	+22° 00' 10.9"
11 apr 2005	07h 29m 52.01s	+21° 59' 09.0"
16 apr 2005	07h 30m 43.81s	+21° 57' 41.7"
21 apr 2005	07h 31m 46.27s	+21° 55' 49.9"
26 apr 2005	07h 32m 58.91s	+21° 53' 33.3"
01 mag 2005	07h 34m 21.35s	+21° 50' 52.6"
06 mag 2005	07h 35m 53.00s	+21° 47' 48.2"
11 mag 2005	07h 37m 33.42s	+21° 44' 19.6"
16 mag 2005	07h 39m 22.05s	+21° 40' 27.8"

  Come possiamo notare il pianeta si sposta sulla volta celeste a causa del suo moto proprio di orbita attorno al Sole; questo si traduce in una variazione delle sue coordinate: l'Ascensione Retta aumenta e la declinazione diminuisce: questo tipo di moto apparente è detto "diretto". A causa della combinazione dei moti orbitali della Terra e di Saturno periodicamente il pianeta sembra "fermarsi" e invertire il suo moto che diventa "retrogrado".   Di quanti gradi si sposta in un giorno il Sole sulla sfera celeste lungo l'eclittica?    Anche le cosiddette "stelle fisse" in realtà si spostano: come le recenti osservazioni confermano, tutto l'universo è in espansione e ogni galassia si allontana dalle altre; inoltre le stelle di ciascuna galassia ruotano attorno al centro galattico e questo vale anche per la nostra Via Lattea.   L'aspetto più evidente della "variabilità intrinseca" del sistema di riferimento equatoriale è la cosiddetta Precessione degli Equinozi. Dato che la Terra non è perfettamente sferica, l'attrazione congiunta del Sole e della Luna sul rigonfiamento equatoriale causa una lenta rotazione dell'asse terrestre rispetto alla perpendicolare al piano dell'orbita terrestre con la quale forma un angolo di circa 23° 27'.; tale rotazione avviene in poco meno di 26.000 anni. L'effetto di questo moto è uno spostamento del punto Gamma in senso antiorario di circa 50" all'anno sull'equatore celeste. La precessione fu scoperta da Ipparco di Nicea nel II sec. a.C. ; all'epoca il punto Gamma si trovava nella costellazione dell'Ariete (da cui il nome di Punto D'Ariete), mentre oggi si trova nella costellazione dei Pesci.   Che differenza c'è tra costellazione dei Pesci e segno dei Pesci?  Le coordinate equatoriali si definiscono "istantanee dell'epoca" se sono misurate rispetto alla posizione del punto Gamma al momento dell'osservazione. Questo è abbastanza agevole con i computer di oggi; dovendo gli astronomi, soprattutto in passato, pubblicare almanacchi con le posizioni degli astri calcolate per parecchi anni, è più comodo riferire le coordinate ad un'epoca standard, lasciando al singolo osservatore il compito di applicare la correzione per la precessione. Si definiscono coordinate equatoriali "standard" quelle calcolate con la posizione del Punto Gamma ad un equinozio standard: 1950, 2000, 2050, ecc.   Per gli astri più vicini come la Luna e i pianeti  ha un effetto sensibile sulle osservazioni più precise anche la località di osservazione: in questo caso l'angolo formato tra l'oggetto e due punti sulla superficie terrestre non è trascurabile. Sugli almanacchi si usa riportare le coordinate equatoriali "geocentriche", ovvero riferite ad un osservatore ipotetico situato al centro della Terra: ognuno poteva successivamente correggerle applicando le correzioni per il luogo di osservazione e ottendo così le coordinate equatoriali "locali". Inutile aggiungere che tutti i principali programmi di astronomia calcolano velocemente entrambi i tipi di coordinate.

Come misuriamo Ascensione Retta e Declinazione?

  La Declinazione è espressa in gradi: da 0° a 90° Nord le declinazioni "sopra" l'equatore celeste, da 0° a 90° S (o da 0° a -90°) le declinazioni "sotto" l'equatore celeste.   Qual'è la declinazione limite alla quale possiamo osservare un astro dalla nostra latitudine?  L'Ascensione Retta è espressa in "ore, minuti e secondi": si divide il cerchio in 24 ore, ogni ora in 60 minuti e ogni minuto in 60 secondi. Così 6 ore corispondono a 90°, 12 ore a 180° e così via. Questa unità di misura è stata scelta per rendere l'Ascensione Retta omogenea al "Tempo Siderale", ovvero ad una rotazione della Terra rispetto alle "stella fisse". Vedremo in futuro come questo ci aiuta nel determinare la posizione del punto Gamma oppure l'orario del sorgere o del tramontare di un astro. Ricordiamoci le seguenti utili relazioni:

h = 15°
1^m = 15’
1^s = 15”
1° = 4^m
1’ = 4^s
1” = (1 / 15)^s = 0,666...

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E.


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