Frosinonemeteo.it - Stazione meteo di Frosinone - Meteorologia ed Astronomia.
Latitude: 41° 37' 22" N - Longitude: 13° 19' 36" E
Time Zone: (GMT+01.00 - CEST) Rome
Il Sole oggi
Sorge
Tramonta
5:36
20:34
Il crepuscolo oggi
Mattutino
Serale
Astronomico
3:31
22:39
Nautico
4:20
21:50
Civile
5:03
21:07
Oggi abbiamo : 14:58 ore di luce / 9:2 ore di buio.
In Frosinonemeteo.it, oltre a dettagliate informazioni di Meteorologia, troverete una ampia sezione di Astronomia in grado di soddisfare le esigenze di neofiti, astrofili ed appasionati in genere.
La stazione meteorologica è attiva da Maggio 2009 ed è inserita nella rete di rilevamento dati nazionale MeteoNetwork - Centro Epson Meteo. Riconosciuta affidabile in termini di consolidato e qualità dei dati e premiata con il ranking 5 stelle.
WEBCAM - Frosinone bassa vista Corso Lazio
Dati meteo, rilevati da questa stazione, in tempo reale
Nel linguaggio corrente il termine occultazione ed eclisse sono sinonimi. In astronomia tra i due termini c’è una sottile differenza.
Si parla infatti di occultazione quando un corpo celeste, di maggiore diametro apparente, si pone davanti ad un’ altro corpo celeste, rispetto alla linea dell’ osservatore occultandone la visione ( es: passaggio della luna davanti ad un pianete o una stella) mentre si parla di eclisse quando un corpo celeste si pone davanti ad un’ altro corpo celeste luminoso (es: la Luna che si frappone tra Sole e Terra o la Terra che si in frappone tra Sole e Luna).
Quando infine un corpo celeste più vicino, ma che appare all'osservatore più piccolo, si pone davanti ad un corpo celeste più lontano, ma che appare però più grande, si parla di transito (es: il passaggio di Mercurio e Venere davanti al disco solare).
Le occultazioni rivestono particolare importanza nel campo scientifico in quanto forniscono molte informazioni che altrimenti non sarebbe possibile ottenere. Tra queste ricordiamo: la misura dei diametri di alcune stelle; la precisa misure delle orbite dei corpi occultanti; la forma del corpo occultante; la ricerca di stelle doppie spettroscopiche; la composizione atmosferica del corpo occultante ..ed altre ancora. Le occultazioni non sono un fenomeno raro anzi si verificano frequentemente: nel loro movimento la Luna e i pianeti occultano frequentemente le stelle e altrettanto dicasi dei satelliti medicei di Giove che vengono periodicamente occultati dal pianeta stesso. Meno frequenti sono le occultazioni dei pianeti da parte della Luna e quelle tra satelliti dei vari pianeti. Sono state osservate anche occultazioni di altri corpi celesti come comete ed asteroidi. La luna nel corso del suo movimento lungo lo zodiaco in un anno occulta più di 50 stelle fino alla magnitudine 6. Tra le stelle di mag. 1 possono essere occultate solo : Aldebaran (toro), Regolo (Leone), Spica (vergine) ed Antares (scorpione). <7br>
Con il termine eclissi, in astronomia ci si riferisce esclusivamente a due tipologie ben note : l’eclissi di Sole e l’ eclisse di Luna. In particolare l’ eclisse totale di Sole, per definizione, rientra anche nella tipologia delle occultazioni viste sopra. Nelle manifestazioni di questi fenomeni entrano in gioco alcuni fattori, come distanza, cono d’ ombra e penombra che invece non compaiono nelle occultazioni.
Prima di vedere in dettaglio come si verificano le eclissi di Sole e di Luna ricordiamo brevemente alcuni parametri orbitali che concorrono al verificarsi delle eclissi: Afelio : Il punto dell'orbita di un pianeta in cui questo viene a trovarsi alla massima distanza dal Sole Perielio : Il punto dell'orbita di un pianeta in cui questo viene a trovarsi alla minima distanza dal Sole Eclittica : la traiettoria circolare descritta apparentemente dal Sole in un anno, sulla sfera celeste. Piano dell’ eclittica : il piano dove giace l’ orbita della terra attorno al Sole. E’ inclinata di 23° 27’ rispetto all’ equatore terrestre.
Apogeo : Il punto dell'orbita percorsa dalla Luna intorno alla Terra quando si trova alla minore distanza da essa da essa.
Perigeo : Il punto dell'orbita percorsa dalla Luna intorno alla Terra quando si trova alla maggiore distanza da essa da essa. Nodi : i due punti in cui l'orbita della Luna , il cui piano è inclinato di 5,14° rispetto al piano dell’ eclittica, interseca l’ orbita della Terra. Anno siderale o sidereo : corrisponde all'intervallo di tempo tra due passaggi consecutivi del Sole per uno stesso punto dell'eclittica, riferito a una stella Mese sidereo : il tempo impiegato dalla Luna a compiere una rivoluzione intorno alla Terra, tornando alla stessa posizione rispetto alle stelle fisse. Fasi lunari : le fasi lunari descrivono il diverso aspetto che la Luna mostra verso la Terra durante il suo moto, causate a loro volta dal suo diverso orientamento rispetto al Sole.
Mese sinodico : il tempo medio impiegato dalla Luna per tornare alla stessa fase (Luna Nuova). Mese draconico : il tempo impiegato dalla Luna a ritornare allo stesso nodo. Mese anomalistico : il tempo impiegato dalla Luna a ritornare al perigeo (punto più vicino alla Terra). Opposizione : configurazione planetaria di un corpo del sistema solare che dista dal Sole, rispetto alla Terra, di un angolo di 180° o di 12 ore in ascensione retta. Congiunzione : configurazione planetaria di due o più corpi celesti che hanno più' o meno le medesime coordinate astronomiche. Per i pianeti inferiori si distingue in inferiore e superiore. Quadratura : configurazione di un corpo celeste che dalla Terra viene visto ad una distanza angolare di 90 gradi dal Sole.
Eclissi di Sole
A volte avviene che la Luna , nel percorrere la sua orbita, in ben determinati punti detti "nodi" si trovi interposta tra Sole e Terra oscurando totalmente o parzialmente alcune zone di essa per brevi periodi di tempo.
Questo avviene quando la Luna in "congiunzione" con il Sole e quindi in fase di "luna nuova". In conseguenza dell’ eccentricità dell’ orbita lunare, la distanza Terra-Luna varia anche del 10% e varia, anche se in misura minore, anche la distanza Sole-Luna in "congiunzione".
Questi fattori determinano la lunghezza del "cono d’ ombra" che la Luna proietta verso la Terra. Il fatto che il cono d’ ombra raggiunge la terra in prossimità del proprio vertice indica che le dimensioni apparenti dei due astri sono quasi uguali (circa mezzo grado) . In realtà il disco lunare è leggermente più grande di quello solare; ecco perché l’ eclisse solare può durare alcuni minuti.
Quando il cono d’ ombra è più corto della distanza Luna-Terra, nelle zone oscurate dal "cono d’ombra inverso" che ne deriva, il Sole non appare occultato totalmente ma ne resta visibile un piccolo anello esterno per cui l’ eclisse viene detta "anulare".
Quando il cono d’ ombra invece è maggiore (distanza Terra-Luna é maggiore) nelle zone oscurate che vi ricadono il Sole appare completamente occultato dalla Luna ed in tal caso l’ eclisse viene detta "totale". In entrambi i casi nelle zone esterne al cono d’ ombra che ricadono però nel cono di "penombra" il sole appare parzialmente oscurato dal disco lunare ed in tal caso l’ eclisse é detta "parziale". Può capitare che l’ eclisse appaia totale in alcune zone e anulare in altre ed allora viene detta "totale-anulare" o anche "ibrida".
Un eclisse solare viene detta "centrale" quando i centri dei due dischi, quello de Sole e della Luna, coincidono e ciò si può verificare solo per le località che vengono a trovarsi esattamente sull’ asse del cono d’ ombra. Si dice "fase massima" di un eclisse di Sole quando i centri dei due dischi raggiungono la distanza minima (massimo oscuramento). Viene definita "grandezza di un eclisse" la percentuale di disco che viene occultata o che si trova in ombra al momento della "fase massima". La grandezza di un eclisse totale è perciò 100%.
Il cono d’ ombra della luna sulla Terra lascia in oscurità una regione ellittica molto piccola mai superiore a 270 km di diametro e poiché la luna si muove sulla propria orbita e contemporaneamente la Terra gira su se stessa, ne consegue che l’ ombra spazza una striscia più o meno lunga che costituisce la cosiddetta "fascia di totalità". L’ ombra spazza la Terra in direzione OVEST verso EST con velocità che varia da di 1800 km/h in prossimità dell’ equatore, a 8000 Km/h nelle regioni polari. La durata di una eclisse totale che dipende da queste velocità e dall’ ampiezza dell’ ellisse d’ ombra, normalmente dura massimo 7 minuti e mezzo (quella anulare arriva fino a 12 minuti) .
Se la Luna orbitasse esattamente con il piano orbitale della Terra, si avrebbe una eclisse di Sole ad ogni "luna nuova" ma poiché l’ asse orbitale della luna e inclinato di circa 5° rispetto a quello della Terra ( 5° = 10 volte il diametro lunare), le eclissi di Sole si possono avere solo quando la Luna si trova in prossimità dei "nodi" cioè i due punti dove l’ orbite della Luna e quella della Terra si intersecano.
In particolare una eclisse di Sole si può verifica solo se la distanza angolare della Luna da uno dei "Nodi" è inferiore a 15° 25’. Per una distanza angolare superiore a 18° 20’ l’ eclisse è impossibile. Riassumendo possiamo dire che una eclisse di Sole si può verificare solo se la Luna, in fase di "luna nuova", si trova vicinissima ai uno dei due "nodi". Poiché il tempo che intercorre tra due "lune nuove" e di 29,53059 giorni (mese sinodico) ed il tempo che intercorre tra due passaggi allo stesso "nodo" e di 27,21222 giorni (mese draconico) si calcola che 242 mesi draconici durano quasi esattamente come 223 mesi sinodici con la differenza di 36 millesimi di giorno, cioè 50 minuti. Infatti: 242x27,21222=6585,35724 giorni e 223x29,53059=6585,32157 giorni.
Ne deriva che dopo6585,3 giorni la Luna viene a trovarsi approssimativamente allo stesso "nodo" e alla stessa posizione rispetto al Sole. Ne consegue che una data eclisse di Sole si può ripetere identicamente dopo 6585,3 giorni cioè 18 anni e 11giorni. Inoltre essendo la durata di 239 mesi anomalistici di 6585,537 giorni si ha che la Luna, oltre a trovarsi nella stessa fase di "luna nova" e presso lo stesso nodo, viene a trovarsi anche alla stessa posizione rispetto al perigeo e quindi alla stessa distanza dalla Terra.
Infine poiché il multiplo comune del mese siderale, draconico e anomalistico è poco diverso da un numero intero di anni (c’è la differenza di solo 11 giorni), ne consegue che anche la distanza Terra–Sole torna ad essere quasi uguale ogni 18 anni e 11 giorni. Quindi ogni 18 anni e 11 giorni le eclissi solari (ma anche quelle lunari) si ripetono alle stesse date dell’ anno e con modalità quasi identiche (ugualmente totali o parziali, con la stessa durata e nelle stesse zone della Terra). Questo periodo è detto "Ciclo di Saros" (saros=ripetizione) scoperto già 2500 anni fa.
Le eclissi solari sono più comuni di quelle lunari anche se per un osservatore in una data posizione geografica le eclissi lunari sono più frequenti, perché ognuna è visibile da quasi tutto l'emisfero terrestre notturno rivolto verso la Luna, mentre quelle solari sono visibili solo in una fascia molto ristretta del pianeta. In realtà di eclissi solari ve ne sono almeno due ogni anno e in casi eccezionali possono arrivare anche a cinque, mentre di eclissi lunari ve ne possono esser da zero a tre in un anno (normalmente ve ne sono due). Nella tabella seguente sono riportate alcune informazioni sulle eclissi di sole nell' arco temporale dal 2021 al 2030.
Eclissi di Luna
Un eclissi di Luna si ha quando la Luna, percorrendo la sua orbita intorno alla Terra , viene a trovarsi in opposizione con essa, cioè in fase di "Luna nuova", contemporaneamente deve trovarsi in prossimità di uno dei due "nodi" (i punti dove l’ orbita della Terra e quella della Luna si intersecano). Più precisamente deve trovarsi ad una distanza dal nodo minore di 9° 30’. Se la distanza è maggiore di 9° 30’ ma inferiore di 12° 04’ l’ eclisse è soltanto possibile. Durante l’ eclisse , la Terra proietta verso la Luna un cono d’ ombra con diametro di circa 9.000 Km pari circa a 2,6 volte il diametro della Luna e dipende dalla distanza che separano Sole – Terra - Luna in quel preciso momento.
A seconda della posizione della Luna nei pressi del punto nodale e dall’ ampiezza del cono d’ ombra si possono avere tre tipologia di eclisse: 1) Parsiale di penombra : Tutte le eclissi totali lunari iniziano con questa fase in cui la Luna è coperta solo in parte dalla penombra della Terra. L'effetto di oscuramento è minimo ed è molto difficile riconoscere il momento di inizio (contatto) dell'eclisse. In riferimento alla figura a lato nel percorso (1) si anno le seguenti fasi : (A) inizio dell'eclissi, (B) metà dell'eclissi, (C) fine dell'eclissi.
2) Totale di penombra : La Luna è coperta totalmente dalla penombra della Terra. In riferimento alla figura a lato nel percorso (2) si anno le seguenti fasi : (A) inizio dell'eclissi, (B) metà dell'eclissi, (C) fine dell'eclissi. 3) Parziale : in questo caso la Luna è solo in parte investita dall'ombra della Terra. Il bordo dell'ombra è scuro, permettendo così di distinguere i momenti di contatto. Tuttavia, questi potrebbero essere sfuocati dai raggi solari che si rifrangono attraversano dall'atmosfera terrestre e sfumano il contorno dell'ombra. In riferimento alla figura a lato nel percorso (3) si anno le seguenti fasi : (A) inizio dell'eclissi di penombra,( B) inizio dell'eclissi parziale, (C) eclissi parziale,( D) fine dell'eclissi parziale, (E) fine dell'eclissi di penombra. 4) Totale : in questo caso la Luna entra interamente nel cono d’ ombra della terra. La superficie lunare non viene completamente oscurata ma assume un colore rosso scuro ( da cui il nome Luna Rossa) per effetto della rifrazione dei raggi solari che attraversano l’ atmosfera terrestre. Un’eclisse totale può durare fino a 104 minuti. . In riferimento alla figura a lato nel percorso (3) si anno le seguenti fasi: (A) inizio dell'eclissi di penombra,( B) inizio della soglia dell'eclissi, (C) inizio della totalità, (D) fine di totalità, (E) fine della soglia dell'eclissi, (F) fine dell'eclissi di penombra.
L’ eclisse di luna dura molto più di un’ eclisse di Sole (che dura al massima 7 minuti e mezzo) per due principali motivi . Il primo, come abbiamo visto, è la maggiore ampiezza del cono d’ ombra che la Terra proietta sulla Luna; il secondo è che la Luna attraversa il cono d'ombra con una velocità orbitale notevolmente inferiore a quella di rotazione terrestre. Per questi motivi l’ intera fase di una eclisse di Luna può dura fino a 3 ore e mezzo.
Le eclissi di Luna possono essere osservate da ampie zone del nostro pianeta, persino da tutto l’ emisfero non illuminato dal Sole che abbia la luna sopra l’ orizzonte.
Poiché le linee nodali dell’ orbita lunare ruotano ci circa 20° l’ anno facendo un giro completo in 18,6 anni di conseguenza i tempi con le quali le eclissi che si verificano variano di anno in anno ma, dopo un periodo di 18,6 anni e, si ripetono con le stesse identiche modalità . Come già visto per le eclissi di Sole questo ciclo viene definito "ciclo di saros".
Nella tabella seguente sono riportate alcune informazioni sulle eclissi di luna nell' arco temporale dal 2021 al 2030.
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 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 Sudcelesti, prolungando idealmente l’asse terrestre. L’ equatoreceleste, proiettando all’infinito il piano dell’equatore terrestre. Analogamente alle coordinate geografiche avremo anche meridiani e parallelicelesti come prooiezione dei meridiani e paralleli terrestri.
Il cerchio della sfera celeste individuato dal prolungamento del piano dell'orizzonte dell'osservatore viene detto orizzonteceleste; 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.
Poiché l' asse della Terra é inclinato di 23° 26' 32″ rispetto al suo piano orbitale di rivoluzione attorno al Sole (eclittica"), ne deriva che, nel corso di un anno, l’equatore celeste interseca quest' ultimo, in due punti (vedi figura a lato). Questi punti sono detti 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.
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
I punti di riferimento sono l’ orizzonte e il meridiano locale.
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 90°. 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:
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 con l'equatore celeste.
Dunque, le coordinate del sistema equatoriale fisso sono:
l'angolo orario (H), 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 (0h, 24h) a partire dal punto M in senso orario;
la declinazione (δ), ossia la distanza angolare tra l' intersezione del meridiano celeste passante per l' astro con l' equatore celeste e l' astro stesso, misurata lungo il meridiano celeste; si misura in gradi, primi e secondi (0°,90°). I corpi celesti visibili a nord dell' equatore celeste hanno declinazione positiva (0,+90), quelli visibili a sud dell' equatore celeste hanno declinazione negativa (0,-90).
Da notare che mentre la declinazione non cambia con la posizione dell'osservatore, l'angolo orario sì.
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
Questo é il sistema più usato dagli astronomi e viene denominato anche come sistema equatoriale fisso o sistema orario.
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 (comparabile alla latitudine geografica proiettata sulla sfera celeste) é la distanza angolare che lo separa dall'equatore celeste misurata lungo il cerchio orario che passa per tale punto (va da -90°, al polo sud celeste, a +90° al polo nord celeste).
L'ascensione retta (α) di un astro (spesso indicato con la sigla AR o anche RA dalle iniziali della sua traduzione inglese Right Ascension) é la distanza angolare fra il meridiano fondamentale (individuato dal punto γ dell’Ariete) e il meridiano passante per l'oggetto celeste. E' comparabile alla longitudine geografica, ma proiettata sulla sfera celeste anziché sulla superficie terrestre dove il meridiano di riferimento diventa il punto gamma ( γ ) anziché quello di Greenwich; si misura a partire dal punto d'ariete in senso antiorario in gradi (0°, 360°) o equivalentemente in ore (0, 24) ponendo 1h = 15°.
Il sistema di coordinate equatoriali presenta molti vantaggi rispetto a quello altazimutale:
L'ascensione retta dell'astro resta immutata, infatti, al ruotare della sfera celeste, la distanza dell'astro dal Punto Gamma non
cambia perché insieme alla volta celeste girano sia l'astro sia la direzione del punto gamma.
La declinazione non cambia perché la traiettoria della stella nel suo moto apparente è un arco di cerchio parallelo all’ equatore
celeste.
Declinazione ed ascensione retta non variano se l’osservatore si sposta da un luogo all’ altro della Terra, peché non si sono
utilizzati punti o cerchi di riferimento locali.
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°.
Per l’ osservazione delle stelle , le coordinate equatoriali, non variano con il variare della posizione dell’ osservatore sulla Terra. Più precisamente, essendo le stelle lontanissime (la più vicina si trova a circa 4,22 anni luce) spostando il punto di osservazione in qualsiasi punto del geoide Terra, vien introdotto un errore di parallasse infinitesimo e quindi trascurabile (max. di circa 10-11).
Lo stesso non si può dire per l’ osservazione dei pianeti. Quest’ ultimi infatti si trovano a distanze sensibilmente inferiori a quelle delle stelle nell’ ordine di misure delle UA. L’ osservazione di un pianeta eseguita, nello stesso istante, su due punti lontani della Terra è quindi affetta da un errore di parallasse non più trascurabile che in qualche modo deve essere considerato nei calcoli di posizione ( es. per la Luna l’ errore può arrivare fino ad 1°, per Marte fino a 25’’). L’ errore è minimo quando il pianeta, rispetto all’ osservatore, si trova allo zenit mentre è massimo se si trova basso sull’ orizzonte. Il fenomeno è anche noto come “parallasse diurna” .
Per questo motivo le coordinate equatoriali sono state distinte in coordinate topocentriche e coordinate geocentriche. Quelle topcentriche prendono in considerazione la posizione dell’ osservatore (latitudine e longitudine) sulla superficie terrestre, mentre quelle geocentriche considerano come punto di osservazione il centro della Terra. Ovviamente è possibile passare da un sistema all’ altro tramite semplici calcoli trigonometrici.
NB.A causa dei lenti movimenti della Terra (primo fra tutti la precessione degli equinozi), il sistema di coordinate su cui si basa l'ascensione retta cambia lentamente nel tempo ed è necessario specificare l'epoca astronomica a cui ci si riferisce (es. l' epoca attuale e denominata J2000.0).
Coordinate eclittiche
Un sistema di riferimento usato in passato è stato quello delle coordinate eclit-tiche, il cui cerchio massimo è l’eclittica, cioè la traiettoria apparente annua del Sole. Il sistema è utile per descrivere i moti dei corpi del sistema solare.
In tale sistema l’equatore celeste è inclinato di un angolo fisso ε = 23°26’ , detto obliquità dell’eclittica, che interseca nel punto Υ dell’equinozio di primavera e in un corrispondente punto dell’equinozio d’autunno
Le coordinate del sistema sono la latitudine eclittica β, distanza angolare dal piano dell’eclittica,e la longitudine eclittica λ, misurata in verso antiorario a partire dal punto Υ.
Coordinate galattiche
Il 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 individuato dalla radiosorgente "Sagittario A" (AR. = 17h 42m 30s e Dec. = -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.
Conversione tra sistemi di coordinate astronomiche
Tra i vari sistemi di coordinate astronomiche esistono delle relazioni trigonometriche tramite le quali è possibile, in ogni momento, passare da un sistema ad un ‘altro. Dette relazioni derivano da calcoli di trigonometria sferica, spesso, abbastanza complicati per i non addetti ai lavori, quindi ci limitiamo a descrivere solo le formule finali utilizzate da astronomi dilettanti, astrofili ed appassionati in genere.
Leggenda sigle usate nelle formule
GMST
Grenwich Medium Sidereal Time (Tempo Siderale Medio di Greenwich)
LMST
Local Medium Sidereal Time (Tempo Siderale Medio Locale)
α (AR)
Ascensione retta = LMST-H
δ
Declinazione
A
Azimut
h
Altezza
z
Angolo zenitale
H
Angolo orario = TSML-AR se H=0 (oggetto in meridiano) allora TSML=AR (se + è il tempo trascorso dal passaggio in meridiano; se - è il tempo che deve ancora trascorrere per passare in meridiano)
φ
Latitudine del luogo di osservazione
L
Longitudine del luogo di osservazione
λ
Longitudine eclittica
β
Latitudine eclittica
ε
Obliquità eclittica (ε = 23°26’)
Equatoriali --> Altazimutali
Per convertire l'ascensione retta (α) in angolo orario (H) è necessario conoscere il proprio tempo siderale medio locale (LMST) dato dalla somma del tempo siderale medio di Greenwich (GMST) e longitudine locale. Il GMST è riportato sugli almanacchi; cliccando nel link quì sotto lo puoi visualizzare.
Per cui, note la latitudine φ del luogo d’osservazione, la declinazione δ e l' angolo orario H dell’ astro, si ricavano l’altezza h e l’azimut A. Se al posto dell’ altezza h si usasse la distanza
zenitale (z) si rammenti che z = 90°- h. (osservatore emisfero Nord) e z = 90° + h (osservatore emisfero Sud).
Altazimutali --> Equatoriali
L'angolo d' ascensione retta AR è dato dalla :
sin(H) = sen(A)• cos(h) / cos(φ)
L' angolo δ di declinazione dalla :
sen( δ) = sen(φ)•sen(h) – cos(φ)•cos(h)•cos(A)
Esse infatti ci permettono di calcolare la declinazione δ e l’angolo orario H dell’astro noti l’ altezza h, l’azimut A e la latitudine φ del luogo d’osservazione. Se al posto della distanza zenitale z si usasse l’ altezza
h si rammenti che h = 90°- z. (osservatore emisfero Nord) e h = 90° + z (osservatore emisfero Sud).
Eclittiche --> Equatoriali
sen(λ).cos(β)= sen(δ).sen(ε)+cos(δ).cos(ε).sen(α)
cos(λ).cos(β)= cos(δ).cos(α)
sen(β)= sen(δ).cos(ε)−cos(δ).sen(ε).sen(α)
Esse ci permettono di calcolare la longitudine eclittica λ e la
latitudine eclittica β dell’astro noti la declinazione δ, l’ascensione retta α e
l' inclinazione dell’eclittica rispetto all’equatore celeste ε.
Equatoriali --> Eclittiche
sin(δ)= sen(β).cos(ε)+ cos(β)sen(ε)sen(λ)
cos(δ)sen(α) = sen(β)sen(ε)+ cos(β)cos(ε)sen(λ)
cos(δ)cos(α )= cos(β)cos(λ)
Queste ci permettono dunque di passare da un sistema di coordinate eclittiche ad un sistema di coordinate equatoriali.
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 equinoziali" si spostano di alcuni secondi d' arco, nel corso dell'anno.
Per effetto della nutazione l’ asse terrestre oscilla con un periodo di 18,6 anni con un’ ampiezza di 9’’ d’ arco l’ anno, mentre per effetto della precessione descrive un cono in 25.800 anni (vedi figura a lato).
Ne consegue che il Polo Nord Celeste (e simme-tricamente quello Sud) non resta fisso in vicinanza della stella Polare ma si sposta continuamente descrivendo un cerchio tra le stelle circumpolari.
Per effetto di questo fenomeno conosciuto come "migrazione dei poli" circa 4.000 anni fa l' asse terrestre puntava verso la stella "" α Draconis" e 2.000 anni fa il Polo Celeste non era indicato da nessuna stella visibile ad occhio nudo. In futuro, tra 12. 000 anni, in vicinanza del Polo si troverà Vega, stella di prima grandezza della costellazione della Lira (vedi figura a lato). Altra conseguenza della precessione è lo spostamento del reticolo di coordinate astronomiche (Ascensione retta e Declinazione) rispetto alle stelle “fisse”: il punto d'Ariete e le coordinate delle stelle cambiano continuamente. Altra conseguenza è rappresentata dallo slittamento lento ma continuo che si verifica tra le costellazioni, fisse, e i segni astrologici che, vincolati alle stagioni seguono la Terra nel suo moto. Mentre attualmente durante le notti d'inverno osserviamo certe costellazioni come il Toro e i Gemelli e il Sole si trova nelle costellazioni estive, Scorpione o Sagittario, tra 13. 000 anni nelle notti d'inverno si osserveranno Scorpione e Sagittario mentre il Sole si troverà in costella-zioni come il Toro e i Gemelli, che saranno diventate costellazioni estive. Sebbene impercettibili a brevi tempi, questi spostamenti sono significativi su lunghi intervalli di tempo per cui si rendono necessarie le dovute correzioni.
Il moti del Sole intorno alla Via Lattea e della Via Lattea attraverso il sistema delle galassie, pur essendo molto veloci, per effetto delle distanze abissali, determinano variazioni solo su tempi molto lunghi nell’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.
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 astronomica si riferisce. È stato perciò introdotto il concetto di epoca: tutte le coordinate si specificano rispetto ad un'epoca, ed esistono algoritmi per passare da un'epoca all'altra. L' epoca attuale viene indicata con j2000.0 che corrisponde alla situazione al tempo universale 12:00, 1º gennaio 2000, corrispondente al giorno giuliano 2.451.545.
Il cielo di Novembre è dominato dalle costellazioni di Pegaso, riconoscibile per le sue quattro stelle disposte a formare un grande Quadrato, da Andromeda, con la sua celebre galassia da cui prende il nome, e dal Cigno.
Novembre vede ad Est il sorgere di quelle costellazioni che saranno dominanti nei mesi invernali: l'Auriga, con la sua brillantissima stella Capella, e il Toro, con i celebri ammassi delle Pleiadi e delle Iadi. La rossa stella Aldebaran preannuncia il prossimo sorgere della brillante costellazione di Orione.
L'orizzonte Sud è povero di stelle notevoli: l'unica di rilievo è l'isolata Fomalhaut, la stella Alfa del Pesce Australe; nelle regioni italiane più meridionali, è possibile scorgere, bassa sull'orizzonte, la coppia di stelle Alfa e Beta della Gru. L'Aquario è la costellazione che più di tutte domina il cielo del sud.
A Nord, il Grande Carro dell'Orsa Maggiore rasenta l'orizzonte, mentre il cielo è dominato dalla caratteristica "W" di Cassiopea, visibile lungo la Via Lattea, diametralmente opposta al Grande Carro rispetto alla Stella Polare.
Il cielo ad Ovest mostra ancora le stelle caratteristiche del cielo estivo, in particolare il famoso asterismo del Triangolo Estivo, attraversato dalla Via Lattea, sempre più prossimo al tramonto. La costellazione del Sagittario ancora può essere osservata nelle prime ore della sera.
Oggetti notevoli
Il mese è propizio per l'osservazione dei seguenti oggetti celesti, visibili anche con un piccolo binocolo:
M 29, un ammasso aperto visibile nella costellazione del Cigno;
La carta celeste è regolata per il fuso orario UTC/GMT +1 alle ore 23.00 ed alla latitudine di 42°N che corrisponde all’ incirca con Roma, ma è consultabile, senza apprezzabili differenze, dalla fascia compresa fra 47°N e 37°N. e quindi ricopre l’ intero territorio Italiano. Nota: il transito della Luna e dei pianeti non sono riportati.
Nelle carte sono presenti anche i simboli degli oggetti principali, contraddistinti da diversi colori:
giallo per gli ammassi (cerchio giallo per gli ammassi aperti, con una croce per gli ammassi globulari).
verde per le nebulose (cerchio verde per le nebulose planetarie, quadrato o irregolare per le nebulose diffuse).
Il cielo di ottobre è caratterizzato dalla presenza del Quadrato di Pegaso, un asterismo visibile nell'omonima costellazione durante l'autunno molto alto sull'orizzonte.
Il cielo a sud è dominato dalla stella Fomalhaut, il cui splendore è rimarcato anche dall'assenza di altre stelle luminose nel suo settore di cielo; Fomalhaut appartiene alla costellazione del Pesce Australe, situata a sud dell'Aquario. La Balena inizia pure a fare la sua comparsa, verso sud-est, mentre a sud-ovest ancora è visibile, nelle prime ore della sera, la costellazione del Sagittario, molto bassa sull'orizzonte. Il Capricorno è visibile subito ad est.
Ad est, all'Ariete segue il sorgere delle Pleiadi, che saranno poi caratteristiche in tutte le notti autunnali, invernali e di inizio primavera. La brillante stella Capella (α Aurigae), dal caratteristico colore giallastro, si osserva verso nord-est, lungo la debole scia della Via Lattea.
In alto nel cielo, le costellazioni dominanti sono, ancora, il Cigno e l'asterismo del Triangolo Estivo, sebbene il vertice più meridionale del triangolo, Altair, inizi a calare sempre più verso ovest. Al Triangolo Estivo si sostituisce, non lontano dallo zenit, la caratteristica forma a "M" (o a "W") di Cassiopea.
Verso nord, il Grande Carro si presenta rasente l'orizzonte, e se a nord sono presenti ostacoli all'osservazione, non è proprio visibile. La Stella Polare è quasi esattamente a metà strada fra questo e la costellazione di Cassiopea: se dunque Cassiopea è alta nel cielo, il Grande Carro è rasente l'orizzonte, e viceversa.
Oggetti notevoli
Il mese è propizio per l'osservazione dei seguenti oggetti celesti, visibili anche con un piccolo binocolo:
M 29, un ammasso aperto visibile nella costellazione del Cigno;
La carta celeste è regolata per il fuso orario UTC/GMT +1 alle ore 23.00 ed alla latitudine di 42°N che corrisponde all’ incirca con Roma, ma è consultabile, senza apprezzabili differenze, dalla fascia compresa fra 47°N e 37°N. e quindi ricopre l’ intero territorio Italiano. Nota: il transito della Luna e dei pianeti non sono riportati.
Nelle carte sono presenti anche i simboli degli oggetti principali, contraddistinti da diversi colori:
giallo per gli ammassi (cerchio giallo per gli ammassi aperti, con una croce per gli ammassi globulari).
verde per le nebulose (cerchio verde per le nebulose planetarie, quadrato o irregolare per le nebulose diffuse).
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