ALTARE
ALTARE
LA COSTELLAZIONE
L’Altare (in latino Ara, sigla Ara) è una piccola costellazione australe visibile con difficoltà solo dalle regioni meridionali dell’Italia.
Le coordinate del punto centrale sono: 17h 00min di Ascensione Retta (AR) e -55° di declinazione (delta).
LE STELLE
Non ci sono stelle di particolare interesse per l’astrofilo.
GLI OGGETTI CELESTI
Non ci sono oggetti celesti di particolare interesse per l’astrofilo.
L’asterismo della costellazione dell’Altare
L’Altare visto da Hevelius
IL MITO
Il nome originario deriva dal nome dell’Altare dedicato al Centauro Chirone, la creatura terrestre più saggia.
APPUNTI DI ASTRONOMIA 2011-2012 – Cap 02
APPUNTI DI ASTRONOMIA 2011-2012
Domenico D’Amato
Andrea Miccoli
INDICE
2 – LA SFERA CELESTE
LA SFERA CELESTE
La Via Lattea, la nostra galassia, dovrebbe essere simile a questa. Noi ci troviamo in un ramo esterno.
Immagine della Via Lattea vista dalla Terra.
La nostra galassia ha un diametro di circa 100.000 anni-luce ed uno spessore, nel rigonfiamento centrale, di circa 20.000 anni-luce; ruota su se stessa e compie un giro in 250 milioni di anni e contiene circa 200 miliardi di stelle.
Le stelle che vediamo in cielo appartengono tutte alla Via Lattea e, ad occhio nudo, ne vediamo circa 6.000 (circa 3.000 per emisfero). Le altre sono troppo deboli per essere viste senza l’impiego di strumenti ottici come cannocchiali e telescopi
La distanza che ci separa dalle stelle è enorme. L’occhio umano e gli stessi telescopi non sono in grado di mostrarci la profondità del cosmo: tutto ci appare appiattito contro la superfi cie interna di una enorme sfera, centrata sulla Terra, che sembra contenere tutto il creato.
Tale sfera celeste, che è fittizia e non esiste in realtà, è un prodotto della nostra percezione così come, parimenti, è stata soltanto l’immaginazione degli uomini ad intravedere fi gure mitologiche, di animali o cose nelle costellazioni, che sono invece raggruppamenti di stelle apparentemente legate tra loro.
Infatti, la vicinanza relativa delle stelle di una costellazione è solo prospettica. Ad esempio, le stelle di Cassiopea spaziano da 50 anni-luce a oltre 300 anni-luce, con una differenza di distanza tra loro che non ha nulla a che vedere con la distanza angolare che presentano alla nostra vista (vedi fi g. 2.1).
Fig. 2.1 – Visione prospettica delle stelle della costellazione di Cassiopea.
Date le distanze in gioco (tra la Terra, il sistema solare e le stelle), le dimensioni della Terra e del sistema solare sono da considerarsi trascurabili. I raggi di luce che provengono dalle stelle non sono soggetti a parallasse, ossia in qualunque posto dell’orbita si trovi la Terra, i raggi di luce di una stella arriveranno sempre paralleli, ciò perché lo spostamento massimo sull’orbita di rivoluzione intorno al Sole è di circa 300 milioni di km che, pur se sono tanti per la sensibilità comune, sono un’inezia confrontati alle distanze stellari (vedi fi g 2.2).
Fig 2.2 – I raggi provenienti dalle stelle sono sempre paralleli tra loro, ovunque ci troviamo sulla Terra ed ovunque la Terra si trovi sul suo percorso annuale intorno al Sole.
LA STELLA POLARE
Fig. 2.3 – La sfera celeste.
La Terra gira su se stessa intorno ad un asse che passa per i poli. Il prolungamento dell’asse di rotazione, che fuoriesce dal polo nord, incontra la sfera celeste approssimativamente nel punto in cui ora si trova la Stella Polare, una stella appartenente alla Costellazione dell’Orsa Minore, che pertanto rappresenta il polo nord celeste.
Come già detto, la luce delle stelle ci arriva sempre con raggi paralleli perciò, in qualunque posto ci trovassimo sulla Terra (al di sopra dell’equatore) e in qualunque periodo dell’anno, noi vedremmo la Stella Polare sempre nella stessa posizione.
Gli osservatori dell’emisfero sud non sono così fortunati poiché, sul prolungamento dell’asse di rotazione che fuoriesce dal polo sud, non vi è nessuna stella polare; per loro, l’identificazione del polo sud celeste non è così agevole come lo è, per noi, l’individuazione del polo nord celeste.
ORIENTARSI IN CIELO
Per potersi orientare tra le stelle occorre, prima di tutto, trovare la posizione del polo nord celeste, ossia la posizione della Stella Polare. Per fare ciò utilizziamo tre diverse costellazioni che, sicuramente, in qualunque periodo dell’anno, troveremo facilmente molto vicino alla nostra verticale (zenit).
Trovata e quindi riconosciuta una (o più) di queste, troveremo facilmente anche la Stella Polare. Trattasi della Costellazione dell’Orsa Maggiore, di Cassiopea e del Triangolo Estivo (vedi fig. 2.4).
Fig 2.4 – La ricerca della stella Polare tramite l’Orsa Maggiore, Cassiopea o il Triangolo Estivo.
LA STELLA POLARE TRAMITE L’ORSA MAGGIORE
Prolungando la congiungente delle due stelle posteriori del carro, per una distanza pari a circa cinque volte quella tra le due stelle, si arriva nei pressi della stella Polare, l’unica abbastanza brillante in una zona povera di stelle.
LA STELLA POLARE TRAMITE CASSIOPEA
Partendo dalla stella centrale (come in figura) ed allontanandosi per circa due volte l’ampiezza della “M” di Cassiopea secondo la perpendicolare alla larghezza della costellazione, si giunge in una zona in cui spicca la stella Polare, una stella non particolarmente brillante ma, come già detto, posta in una zona povera di stelle.
LA STELLA POLARE TRAMITE IL TRIANGOLO ESTIVO
Il triangolo estivo è un raggruppamento di tre stelle luminose che si stagliano in cielo durante l’estate.
Esse sono Deneb nella Costellazione del Cigno, Vega nella Costellazione della Lira ed Altair nella Costellazione dell’Aquila.
Esse formano un ampio triangolo isoscele la cui base è costituita dal congiungimento di Deneb con Vega.
Ribaltando questo triangolo sulla base, il vertice del triangolo ruotato segnala la posizione della Stella Polare.
In qualunque periodo dell’anno, alternativamente, uno di questi sistemi sarà sicuramente vicino al nostro zenit.
Osservando la Stella Polare ad occhio nudo o con un telescopio, l’asse ottico Stella Polare-osservatore sarà sempre parallelo all’asse di rotazione terrestre ed anche parallelo all’asse ottico Stella Polare-osservatore di qualunque altro osservatore sulla Terra, ovunque egli si trovi (emisfero nord) (vedi fig. 2.5).
Fig. 2.5 – Ovunque ci si trovi sulla Terra (emisfero nord) occorre tenere il tubo del telescopio sempre
parallelo all’asse terrestre.
L’angolo che forma il tubo del telescopio con il piano orizzontale locale rappresenta la latitudine del luogo di osservazione.
EQUATORE CELESTE
Prolungando sulla sfera celeste il piano dell’equatore terrestre, esso disegnerà una linea immaginaria tra le stelle, che rappresenta l’equatore celeste.
Come la stella polare, l’equatore celeste mantiene sempre la stessa posizione in cielo rispetto ad un osservatore sulla Terra.
Ma, come identificare praticamente nel nostro cielo l’equatore celeste?
Un metodo semplice e pratico consiste nell’usare una normale squadretta, con un cateto posto sulla visuale occhio-stella polare, si usa questo cateto come asse di rotazione della squadretta così che il vertice dell’altro cateto indicherà la posizione dell’equatore celeste, che si estenderà dal punto cardinale EST (preciso) del nostro orizzonte fino all’OVEST (preciso), passando alto in tutto il nostro cielo (vedi fig. 2.6).
Fig. 2.6 – L’equatore celeste.
ORIENTARSI DI GIORNO CON L’OROLOGIO ED IL SOLE
Di giorno è possibile orientarsi con un semplice orologio, ponendo la lancetta delle ore verso il Sole e dividendo a metà lo spazio tra l’ora attuale e le 12.
Il nord si troverà dalla parte opposta al prolungamento di questa mezzeria.
Ma attenzione! Stiamo parlando del Sole e quindi bisogna usare l’ora solare e non l’ora legale.
Ad esempio, se fossimo in estate e l’orologio segnasse le ore 14:00, dovremmo agire come se le lancette delle ore indicassero le ore 13:00. La figura spiega meglio il procedimento (vedi fig. 2.7).
Fig. 2.7 – Orientarsi con l’orologio.
La posizione del nord si trova facilmente anche con un semplice calcolo, puntando verso il Sole la lancetta dell’ora attuale e dividendo per due l’ora attuale, il nord sarà indicato dal prolungamento della linea che, dal centro dell’orologio passa per l’ora risultante dalla divisione suddetta. Le ore pomeridiane devono essere considerate come 13, 14, 15, ecc. (vedi fig 2.8).
Fig 2.8 – Orientarsi con l’orologio.
APPUNTI DI ASTRONOMIA 2011-2012 – Cap 03
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3 – L’ECLITTICA
L’ECLITTICA
L’Eclittica è una linea curva nel cielo e rappresenta il percorso del Sole fra le stelle, come appare visto dalla Terra ma, reciprocamente, è anche il percorso della Terra fra le stelle, come apparirebbe vista dal Sole.
Il piano dell’eclittica è il piano su cui giace l’orbita della Terra intorno al Sole (vedi fi g. 3.1).
Fig 3.1 – L’eclittica.
Sul piano dell’eclittica ci sono unicamente il Sole (al centro) e la Terra.
Gli altri pianeti del sistema solare percorrono ugualmente delle orbite intorno al Sole ma giacciono su piani inclinati diversamente, sia rispetto all’eclittica che tra loro. Nessuna di queste orbite si discosta dall’eclittica più di 7° (Plutone costituisce un’eccezione: 17°, e attualmente è stato declassato a pianeta nano) (Vedi prospetto).
Corpo Celeste Angolo
Mercurio 7°
Venere 3,4°
Luna 5°
Marte 1,9°
Giove 1,3°
Saturno 2,5°
Urano 0,8°
Nettuno 1,8°
Plutone 17,1
In una fascia larga 7° sopra e 7° sotto la linea dell’eclittica, noi troviamo le orbite di tutti i pianeti, Luna compresa, il cui piano orbitale è inclinato solo di 5° rispetto all’eclittica.
Questa fascia, ampliata a 20° (10° sopra e 10° sotto) e centrata sull’eclittica, costituisce la Fascia dello Zodiaco, in cui troviamo tutte le costellazioni, dette appunto costellazioni dello Zodiaco, interessate dal passaggio del Sole, della Luna e dei pianeti.
Da qui l’importanza dell’eclittica (vedi fig 3.2).
Fig 3.2 – Percorso del Sole tra le Costellazioni dello Zodiaco.
Il piano dell’equatore celeste e quello dell’eclittica non sono né paralleli né giacciono sullo stesso piano ma si intersecano con un angolo di circa 23,5°, di conseguenza anche gli assi di questi piani formano un angolo dello stesso valore (vedi fig. 3.3).
Fig 3.3 – L’eclittica, gli equinozi, i solstizi ed il polo nord dell’eclittica (considerando il percorso del Sole in cielo, visto dalla Terra).
I punti principali dell’intersezione dell’eclittica e dell’equatore celeste si possono desumere anche su una carta stellare lineare (vedi fig. 3.4)
Fig 3.4 – L’equatore celeste e l’eclittica.
La linea retta centrale rappresenta la linea dell’equatore celeste che ha una posizione fissa in cielo, rispetto all’osservatore.
Sulla stessa carta è tracciata una seconda linea, di forma sinusoidale, che rappresenta l’eclittica: essa è il percorso del Sole tra le stelle durante un intero anno.
Dalla stessa carta possiamo dedurre anche i quattro punti visti prima: Equinozio di primavera (21 marzo = punto gamma) ed Equinozio d’autunno (23 settembre = punto omega), che sono i punti d’intersezione tra l’eclittica e l’equatore celeste, Solstizio d’estate (21 giugno) e Solstizio d’inverno
(22 dicembre) che sono rispettivamente il punto più alto e quello più basso dell’eclittica.
POSIZIONE DELL’ECLITTICA IN CIELO
La stella polare e l’equatore celeste, sono sempre dei riferimenti fissi nel cielo di qualunque osservatore (fermo sulla Terra).
La linea dell’eclittica passa (tutta) ogni giorno nel nostro cielo e il Sole si trova (in un punto qualunque) proprio su questa linea dove, per muoversi di un solo grado, impiega un intero giorno (la Terra si sposta sull’orbita di 1° ogni giorno).
L’eclittica è una linea che non coincide con la linea dell’equatore celeste perché i due piani sono sfasati di 23,5°. Essa, però, non si trova sempre nella stessa posizione in cielo.
A seconda delle stagioni, o diversamente tra il giorno e la notte, essa si trova bassa (rispetto all’equatore celeste) o alta (sempre rispetto all’equatore celeste).
Cerchiamo di fare un po’ di chiarezza al riguardo.
A mezzogiorno, quando vediamo il Sole basso sul nostro orizzonte, esso si trova sulla parte “bassa” dell’eclittica (freddo = inverno) e di conseguenza, durante la notte, l’eclittica ci apparirà alta in cielo.
La Terra, giorno dopo giorno, percorre la sua orbita mantenendo sempre costante l’inclinazione del suo asse, ma variando la sua posizione rispetto al Sole, che ci apparirà ogni giorno leggermente più alto nel cielo (cioè sembrerà “salire”) apportando anche un costante e leggero incremento alla durata del dì a discapito della durata della notte.
Quando il Sole, visto dalla Terra, si trova nel Punto Gamma, o Nodo Ascendente, dove Equatore celeste ed Eclittica s’incontrano, il giorno e la notte avranno uguale lunghezza e per tutto il giorno (e la notte) l’eclittica coinciderà con l’equatore celeste.
Continuando il suo movimento di rivoluzione, la Terra si sposterà sulla sua orbita e il Sole apparirà sempre più alto in cielo (caldo = estate) ma, durante la notte, sarà allora l’eclittica a sembrarci più bassa rispetto all’equatore celeste.
Dopo aver raggiunto il culmine nel solstizio d’estate, il Sole discenderà fino a trovarsi al Nodo Discendente nel giorno dell’equinozio d’autunno, quando il giorno e la notte avranno la stessa durata e per tutto il giorno l’eclittica e l’equatore celeste coincideranno.
L’anno solare si concluderà quando il Sole ritornerà (su un’eclittica sempre più bassa di giorno) nuovamente al Punto Gamma.
In conclusione, possiamo affermare che:
– d’estate l’eclittica (Sole) appare alta di giorno e bassa di notte;
– d’inverno l’eclittica (Sole) appare bassa di giorno e alta di notte.
Ricordiamo che nei dintorni dell’eclittica transitano tutti i pianeti, la Luna e le costellazioni dello zodiaco, pertanto saranno visibili sull’eclittica alta in cielo durante l’inverno, mentre gli stessi oggetti o costellazioni saranno visibili con una certa difficoltà durante l’estate, a causa dell’eclittica bassa
sull’orizzonte e, perciò, più soggetti alle interferenze visive dovute all’inquinamento luminoso, atmosferico, ecc. (vedi fig 3.5).
Fig 3.5 – Posizione dell’eclittica rispetto all’equatore celeste vista da un osservatore fisso
sulla Terra al variare delle stagioni e di giorno e di notte.
APPUNTI DI ASTRONOMIA 2011-2012 – Cap 04
APPUNTI DI ASTRONOMIA 2011-2012
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4 – LE COORDINATE ASTRONOMICHE
Gli oggetti celesti sono individuati nel cielo tramite un sistema di coordinate analogo a quello delle coordinate geografiche utilizzate per trovare i diversi luoghi sul nostro pianeta.
Possiamo immaginare tutta la volta celeste rappresentata sulla superficie interna di una sfera di raggio infinito. La posizione reciproca dei vari astri su questa superficie la consideriamo fissa.
Per individuare un oggetto qualsiasi sono sufficienti due valori di coordinate.
In tutti i sistemi di coordinate noi, come osservatori, ci consideriamo al centro della sfera celeste; le dimensioni del nostro globo, come del resto quelle dell’intero sistema solare, sono trascurabili rispetto alle distanze delle stelle e quindi le consideriamo nulle.
In astronomia si usano principalmente quattro sistemi di coordinate:
– coordinate altazimutali;
– coordinate equatoriali;
– coordinate eclittiche;
– coordinate galattiche.
COORDINATE ALTAZIMUTALI
Sulla superficie della sfera celeste immaginiamo un reticolo di linee perpendicolari tra loro i cui riferimenti d’origine sono il piano orizzontale dell’osservatore e la verticale relativa all’osservatore stesso.
La verticale dell’osservatore individua due punti: lo zenit ed il nadir (vedi fig 4.1).
Fig 4.1– Sistema di coordinate altazimutali.
Un oggetto celeste è individuato da un coppia di numeri: il primo è il valore (in gradi) dell’altezza che l’oggetto ha sull’orizzonte dell’osservatore, il secondo è la distanza angolare di questo punto, appena trovato, rispetto al nord geografico dell’osservatore, misurando in senso orario (visto dall’alto).
Talvolta, anziché l’altezza, si indica il suo complemento: la distanza zenitale, ossia la distanza angolare tra l’oggetto e lo zenit.
I paralleli, ossia i cerchi di pari altezza e paralleli all’orizzonte, sono detti Almucantarat; l’altezza è positiva sopra il piano orizzontale (+90° allo zenit) e negativa sotto il piano orizzontale (-90° al nadir).
Le coordinate altazimutali sono abbastanza usate perché è il sistema di riferimento più immediato e facilmente “visualizzabile”.
Quando l’oggetto ha altezza negativa non possiamo osservarlo perché si trova sotto l’orizzonte.
Naturalmente, le coordinate altazimutali sono valide solo per un determinato luogo, dato che dipendono dalla posizione dell’osservatore sulla Terra e per utilizzarle altrove occorre operare delle trasformazioni matematiche per adattarle al nuovo sito.
COORDINATE EQUATORIALI
Le coordinate equatoriali sono le più usate dagli astrofili, perché valide per chiunque ed ovunque sulla Terra.
Esse utilizzano un reticolo analogo a quello delle coordinate geografiche terrestri. Rivediamole.
Le coordinate geografiche terrestri utilizzano un reticolo formato da paralleli e meridiani.
I paralleli hanno un valore, detto latitudine, espresso in gradi e variabile da o° sull’equatore fino a 90° Nord e 90° Sud verso i rispettivi poli.
I meridiani sono i cerchi massimi perpendicolari ai paralleli e che passano per i poli.
Il valore, detto longitudine, è espresso in gradi, partendo da 0° sul meridiano fondamentale di Greenwich (vicino Londra) fino a 180° Est (verso oriente) e 180° Ovest (verso occidente); 180° Est e 180° Ovest si sovrappongono, individuando lo stesso meridiano (opposto a quello di Greenwich) e determinando la linea di cambiamento di data (vedi fig 4.2).
Fig 4.2 – Le coordinate geografiche terrestri.
Le coordinate equatoriali, analogamente a quelle terrestri, sono individuate da un reticolo di linee sulla sfera celeste che ricordano i paralleli e i meridiani, anche se con nomi diversi.
Le linee sulla sfera celeste corrispondenti ai paralleli terrestri sono dette linee (o cerchi) di declinazione; la declinazione si misura in gradi a partire dall’equatore celeste: da 0° a +90° verso il polo nord celeste e da 0° a –90° verso il polo sud celeste.
Le linee sulla sfera celeste corrispondenti ai meridiani terrestri, dette linee (o cerchi) di Ascensione Retta (AR), hanno invece un punto di riferimento non facilmente individuabile con qualcosa di “terrestre” come il meridiano di Greenwich.
Il punto di riferimento da cui parte la misura dell’Ascensione Retta (AR) è il punto gamma, ossia il nodo ascendente della linea dei nodi: i “nodi” dell’eclittica sono i punti in cui questa interseca l’equatore celeste.
L’Ascensione Retta (AR), per comodità, si misura in ore, minuti e secondi; l’AR è diviso in 24 ore, con lo zero in corrispondenza del punto gamma (nodo ascendente) e le ore che aumentano in senso antiorario (visto dalla Polare), fino ad indicare le ore 24 in corrispondenza dello zero.
Dalla figura deduciamo facilmente la correlazione esistente tra misure in gradi ed in ore (vedi fig 4.3).
Fig 4.3 – L’Ascensione Retta.
I riferimenti di origine sono l’equatore celeste (ossia il piano dell’equatore terrestre) ed il meridiano che interseca l’equatore celeste nel punto gamma, o nodo ascendente (vedi fig 4.4).
Fig 4.4 – Le coordinate equatoriali.
La declinazione è espressa in gradi e ha valore 0° sull’equatore celeste, in aumento fino a +90° (polo nord celeste) e fino a –90° (polo sud celeste); essa è indicata con la lettera greca d (delta).
A partire dal punto gamma, l’angolo che si sviluppa in senso antiorario, sulla sfera celeste, esprime il valore (in ore) dell’Ascensione Retta con il valore di 0 ore nel punto gamma fino a 24 ore (= 0 ore).
L’Ascensione Retta è indicata con la lettera greca a (alfa).
COORDINATE ECLITTICHE
Le coordinate eclittiche sono individuate da un reticolo le cui linee di origine sono l’eclittica e quello, tra i meridiani celesti, che interseca l’eclittica nel punto gamma, o nodo ascendente, ossia il punto di incontro con l’equatore celeste.
La longitudine eclittica (lambda) si misura in gradi; ha origine nel punto gamma e cresce in senso antiorario sull’eclittica.
La latitudine eclittica ß (beta) si misura anch’essa in gradi; sull’eclittica vale 0 e cresce verso i due “poli” del sistema di riferimento.
Questo sistema di coordinate viene utilizzato dagli astronomi professionisti per individuare la posizione dei corpi del nostro Sistema Solare (vedi fig 4.5).
Fig 4.5 – Le coordinate eclittiche.
COORDINATE GALATTICHE
Il sistema di coordinate galattiche ha come punti di riferimento il piano medio della nostra galassia e la direzione di emissione di una radio-sorgente posizionata nella costellazione del Sagittario.
Le latitudini e le longitudini galattiche si misurano in gradi.
Questo sistema di coordinate viene utilizzato dagli astronomi professionisti per individuare la posizione delle stelle nella nostra galassia, la Via Lattea.
I sistemi che invece interessano maggiormente gli astrofili sono quelli delle coordinate altazimutali ed equatoriali.