Coordinate astronomiche


Le coordinate astronomiche dette anche celesti, sono state introdotte per identificare , con la massima precisione, la posizione degli astri nella volta celeste. Per fare ciò, analogamente alle coordinate geografiche, sono state inrodotte, all' interno di una sfera immaginaria detta sfera celeste, il cui centro é occupato dalla Terra o dall' osservatore, una serie di linee circolari convenzionali. Le coordinate astronomiche si distinguono in locali o relative ed assolute, in base alla definizione degli elementi di riferimento. Le coordinate relative dipendono dalla posizione dell’osservatore e dall’istante di osservazione, mentre le coordinate assolute ne sono indipendenti e pertanto hanno una maggiore validità e una più diffusa applicazione.


La sfera celestesfera celeste

La sfera celeste è una sfera di raggio arbitrario sulla cui superficie sono proiettati, dal centro della sfera, tutti gli astri. Il raggio può essere arbitrario inquanto ad una certa distanza non siamo più in grado di valutare visivamente la lontananza dei corpi celesti, per cui essi ci appaiono tutti alla stessa distanza. Le misurazioni sulla sfera celeste sono effettuate in misure angolari, quindi in gradi e non dipendono dall' effettiva lontananza degli oggetti.

Nella sfera celeste si possono individuare:
Il Polo Nord e il Polo Sud celesti, prolungando idealmente l’asse terrestre. L’ equatore celeste, proiettando all’infinito il piano dell’equatore terrestre. Analogamente alle coordinate geografiche avremo anche meridiani e paralleli celesti come prooiezione dei meridiani e paralleli terrestri.

zenith-nadirIl cerchio della sfera celeste individuato dal prolungamento del piano dell'orizzonte dell'osservatore viene detto orizzonte celeste; tale piano è perpendicolare alla verticale dell' osservatore definita come zenit . In senso opposto allo zenith abbiamo il nadir (vedi figura a lato) . Da notare che metà del cielo è sempre nascosta per un osservatore sulla superficie della Terra; la metà della sfera celeste, che può essere vista da un osservatore, dipende dalla sua latitudine sulla Terra.

 

 

 

eclitticaPoiché l' asse della Terra é inclinato di 23° 26' 32″ rispetto al piano dell'orbita di rivoluzione attorno al Sole nel corso di un anno, ne deriva che l’equatore celeste interseca quest' ultimo, chiamato Eclittica, in due punti (vedi figura a lato). Questi punti sono dettii equinoziali e sono rispettivamente :

  • Punto gamma (γ) o punto Vernale o primo punto d'Ariete o punto di equinozo di primavera che si ha il 21 marzo.
  • Punto omega (ω.) o punto della Bilancia o punto di equinozo di autunno che si ha il 23 settembre.

l' Eclittica può essere definita anche, in modo convenzionale, come la proiezione del moto apparente del Sole sulla sfera celeste (in realtà è la Terra che ruota e non il Sole). Il Punto gamma (γ) riveste particolare importanza nei sistemi di coordinate astronomiche assolute come vedremo in seguito.

 

Coordinate astronomiche relative

Dipendono dalla posizione relativa dell'osservatore rispetto all'astro e sono riferite all'osservatore, presupposto immobile rispetto alla Terra in movimento; quindi, per ogni astro variano continuamente nel tempo.

Coordinate altazimutali o orizzontali

Sono dette coordinate altazimutali o orizzontali,
I punti di riferimento sono l’orizzonte e il meridiano locale.Coordinate altazimutali o orizzontali

Il piede dell'astro è il punto dell'orizzonte più vicino all'astro e corrisponde al punto dell'orizzonte individuato dal meridiano passante per l'astro.
Quindi come coordinate si ottengono:

a) l’ordinata ovvero l'altezza (h) che è la distanza angolare dell'astro dall'orizzonte, e varia tra -90° e +90°.
b) l’ascissa, ovvero l'azimut (a) che rappresenta la distanza angolare tra il Nord e il piede dell'astro e corrisponde all’angolo tra il meridiano locale e il meridiano passante per l'astro. Viene 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°. Pertanto z è l'angolo complementare di h, infatti z + h = 90°.

 

Coordinate equatoriali orarie

In questo sistema, chiamato anche sistema equatoriale fisso, i riferimenti sono:Coordinate equatoriali orarie

  • come piano di riferimento l'equatore celeste, ossia l'intersezione del piano dell'equatore terrestre con la sfera celeste
  • come punto di riferimento si sceglie il punto di mezzocielo M, che è l'intersezione del meridiano locale e dell'equatore celeste.

Dunque, le coordinate del sistema equatoriale fisso sono:

  • l'angolo orario, che è la distanza angolare tra il punto di mezzocielo M e l'intersezione del meridiano celeste passante per l'astro con l'equatore celeste; si misura in ore, minuti e secondi (0^h, 24^h) a partire dal punto M in senso orario;
  • la declinazione (δ), ossia la distanza angolare tra l'intersezione del meridiano celeste per l'astro e l'equatore celeste e l'astro stesso, misurata lungo il meridiano celeste; si misura in gradi, primi e secondi (0°,90°) a partire dall'equatore celeste fino ai poli celesti, e si parla di declinazione positiva nell'emisfero boreale e di declinazione negativa in quello australe.

Mentre la declinazione non cambia con l'osservatore, l'angolo orario sì.

 

Coordinate astronomiche assolute

A differenza di quelle relative, le coordinate astronomiche assolute non variano con la posizione dell'osservatore. Esse permettono una localizzazione degli astri indipendentemente dalla posizione di chi li osserva.

 

Coordinate equatoriali celesti

Questo é il sistema più usato dagli astronomi e viene denominato anche come sistema equatoriale fisso. Coordinate equatoriali celesti

Si prendono come riferimenti:

  • l'equatore celeste;
  • i cerchi orari (o meridiani);
  • il punto d'ariete (γ), ossia una della due intersezioni 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° 26' 32″) con l'equatore celeste: è il punto in cui il sole passa dalla semisfera sud a quella nord.

Le coordinate sono:

  • la declinazione (δ) di un astro è la sua distanza angolare dall'equatore celeste (da -90°, al polo sud, a +90° al polo nord).
  • L'ascensione retta (α) di un astro è la distanza angolare tra il punto d'ariete 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°.

A volte, al posto della declinazione si usa la distanza polare (p), che è la distanza angolare dell'astro dal polo nord celeste e che varia da 0° a 180°. In ogni caso, trattandosi di angoli complementari, p + δ = 90°.

Coordinate galattiche

Coordinate galatticheIl sistema di coordinate galattiche è centrato sul Sole ed è allineato col centro della nostra galassia, La Via Lattea.
Queste coordinate si basano sulla longitudine e sulla latitudine e prendono come riferimento il piano galattico che forma un angolo di 62°41' con l'equatore celeste, e come direzione di origine quella del centro della Via Lattea collocato nella costellazione del Sagittario (AR.=17h 42m 30s, e =-28°55’18″).
Questi riferimenti permettono di definire un polo nord ed un polo sud galattico tramite la direzione normale al piano galattico e passante per il Sole.
Il polo nord galattico ha coordinate equatoriali =12h 49m e =+27° 24’.
Si definiscono una longitudine galattica (long.) ed una latitudine galattica (lat.), entrambe misurate in gradi.
La latitudine galattica è misurata sui cerchi massimi passanti per i poli e varia da -90° (polo sud galattico) a+90° (polo nord galattico).
La longitudine galattica varia da 0° (centro della galassia) a 360° ed è crescente nel verso di rotazione della Via Lattea.

Variazioni delle coordinate astronomiche

Vari effetti dinamici e atmosferici influenzano la misura delle coordinate degli astri e comportano una continua revisione dei cataloghi.
Questi effetti sono essenzialmente dovuti al fatto che noi osserviamo il cielo da un sistema fisico, la Terra, che, oltre a ruotare su stesso dando origine al moto diurno, si muove rispetto al Sole, che a sua volta si muove all’interno della Via Lattea, la quale si muove rispetto alle altre galassie.
Inoltre le nostre osservazioni sono ancora in gran parte fatte al di sotto dell’atmosfera che rifrange e diffonde la radiazione proveniente dai corpi esterni e quindi varia la direzione di arrivo dei segnali.
I più importanti effetti dovuti alla dinamica del moto della Terra sono la precessione e la nutazione per effetto dei quali, alcuni riferimenti fondamentali come i "poli celesti" è il "punti eqinoziali" si spostano di alcuni secondi d' arco, nel corso dell'anno.
Il moto del Sole intorno alla Via Lattea e della Via Lattea attraverso il istema delle galassie, pur essendo molto veloci,per effetto delle distanze abissali, determinano variazioni solo su tempi molto lunghi, dell’ordine delle decine di milioni di anni e possono essere in prima approssimazione trascurati. Nonostante l'entità dello spostamento possa apparire irrisoria su brevi periodi, su una scala di tempo di millenni esso può portare a notevoli variazioni nelle posizioni degli astri; ad esempio, tra circa 13000 anni il polo nord celeste sarà indicato da Vega, e non più dalla Stella Polare. Effetti legati alla fisica locale sono invece la parallasse e l’aberrazione e la rifrazione atmosferica. Quindi si pone il problema di specificare a quale istante una coordinata si riferisce. È stato perciò inventato il concetto di epoca: tutte le coordinate si specificano rispetto ad un'epoca, ed esistono algoritmi per passare da un'epoca all'altra.

 

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