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 12
APPUNTI DI ASTRONOMIA 2011-2012
Domenico D’Amato
Andrea Miccoli
INDICE
12 – LE ECLISSI
La Luna orbita intorno alla Terra su un piano inclinato di circa 5° rispetto all’eclittica.
L’eclittica ed il piano orbitale della Luna si intersecano, formando una linea detta linea dei nodi (nodo ascendente e nodo discendente) (vedi fig 12.1).
Fig 12.1 – Piano orbitale della Luna e linea dei nodi.
Quando la Luna, nella sua rotazione intorno alla Terra, passa attraverso uno di questi due nodi, si avrà un’eclissi (da ciò deriva il nome di eclittica: luogo ove si verificano le eclissi).
Si avrà un’eclissi di Luna quando questa si trova all’esterno della Terra rispetto al Sole ed una eclissi di Sole quando la Luna si frappone tra il Sole e la Terra (vedi fig 12.2).
Fig 12.2 – Eclissi di Sole e di Luna.
ECLISSI DI LUNA, ECLISSI DI SOLE
L’inclinazione del piano orbitale della Luna rispetto al piano dell’eclittica, evita che ogni 15 giorni circa ci sia un’eclissi di Sole o un’eclissi di Luna.
Se la linea dei nodi fosse fissa nello spazio, si avrebbe un’eclissi ogni sei mesi precisi ma, siccome la linea dei nodi ruota in senso orario con un periodo di circa 19 anni, tra un’eclissi e la successiva seguente passerà un periodo inferiore a 6 mesi.
L’eclissi di Luna avviene perché la Luna si trova ad attraversare la zona della Terra opposta al Sole, e per questo in ombra.
L’ombra della Terra si estende nello spazio come un cono, con il vertice a circa 1.400.000 km di distanza.
Alla distanza della Luna la sezione di questo cono è un po’ meno di 3 diametri lunari.
Questa sezione è contornata da una zona di penombra dello spessore di circa un diametro lunare.
La penombra è causata dalle dimensioni del Sole rispetto alla Terra.
Quando la Luna transita completamente nella zona d’ombra si verifica l’eclissi totale di Luna (durata massima un’ora e mezza). Se la Luna entra solo in parte nella zona d’ombra, si dice eclissi parziale di Luna.
Se la Luna entra invece soltanto nella zona di penombra ma non nella zona d’ombra, si ha l’eclissi penombrale.
L’eclissi di Sole si ha quando la Luna si trova tra la Terra ed il Sole.
Questo tipo di eclissi si può presentare in due modi diversi e, perciò, può prendere due diverse denominazioni.
Avremo l’eclissi totale di Sole quando la Luna, passando tra la Terra ed il Sole, nasconde completamente il disco solare; ciò si verifica se la Luna, durante l’eclissi, si trova vicina al perigeo e quindi è piuttosto vicina alla Terra.
La zona di superficie terrestre privata completamente della luce del Sole sarà un cerchio di 200 km al massimo.
Tutt’intorno a questa zona di “totalità” ci sarà la zona di “parzialità”, dove l’eclisse sarà vista come eclissi parziale di Sole ed il Sole apparirà tanto meno eclissato dalla Luna quanto più si è lontani dalla zona di totalità.
Avremo l’eclissi anulare di Sole quando la Luna, passando fra la Terra ed il Sole, non riesce a coprire completamente il Sole.
Ciò si verifica quando la Luna, sulla sua orbita, si trova vicina all’apogeo, che è il punto più distante dalla Terra
In questa zona, il diametro apparente della Luna è inferiore al diametro apparente del Sole (circa 30’).
La Luna ha mediamente una dimensione angolare di circa 30 primi, come il Sole, ma tra il perigeo e l’apogeo questa misura varia sensibilmente.
Il cono d’ombra della Terra, come abbiamo già detto, è lungo 1.400.000 km. Il cono è generato dalle tangenti alle superfici del Sole e della Terra.
Ad un certo punto, dove le tangenti s’intersecano, il cono d’ombra diventa un puntino e, da lì in poi, la Terra non produce più ombra.
Procedendo a ritroso lungo le tangenti, verso il Sole, ed andando oltre la Terra, notiamo che la sezione aumenta sempre più, sino a che alla distanza della Luna, il diametro della sezione è circa 4 diametri lunari (ricordiamo che la sezione che delimita la zona delle eclissi di Luna è grande un po’ meno di 3 diametri lunari) (vedi fig 12.3).
Fig 12.3 – Raffronto delle due sezioni delle zone interessate dalle eclissi di Sole e di Luna.
Le diverse dimensioni delle due sezioni giustifica il maggior numero delle eclissi di Sole rispetto a quelle di Luna: in un anno possono avvenire fino a sette eclissi in totale, di cui due o tre di Luna e fino a cinque di Sole.
Anche se la sensibilità comune ci porta a dire che è vero il contrario.
Per gli abitanti della Terra sono più frequenti le eclissi di Luna perché, ogni volta che se ne verifica una, questa può essere osservata da tutta la metà del globo terrestre che sta in ombra (“mezzo mondo”).
Un’eclissi di Sole, nella fase di totalità, può invece essere vista da pochissime persone (meno di una regione, in Italia) mentre la fase della parzialità può essere vista al massimo da qualche nazione ma mai da metà globo terrestre.
Ad esempio, in Italia, l’ultima eclissi totale di Sole si ebbe nel 1961 e la prossima – né parziale né anulare ma totale – si avrà il 7 maggio 2627, nel frattempo avremo visto migliaia di eclissi di Luna!
APPUNTI DI ASTRONOMIA 2011-2012 – Cap 13
APPUNTI DI ASTRONOMIA 2011-2012
Domenico D’Amato
Andrea Miccoli
INDICE
13 – IL SISTEMA SOLARE
LEGGI DI KEPLERO
I pianeti si muovono intorno al Sole su orbite che obbediscono alle tre leggi di Keplero.
1) – La prima legge stabilisce che l’orbita di un pianeta è un ellisse con il Sole posto in uno dei fuochi.
2) – La seconda legge dice che la congiungente pianeta-Sole (raggio vettore) si muove descrivendo aree uguali in tempi uguali, il che vuole dire che un pianeta ha velocità maggiore in corrispondenza del perielio e velocità minore quando si trova all’afelio (vedi fig 13.1).
Fig 13.1 – Il raggio vettore di un pianeta descrive aree uguali in tempi uguali.
3) – La terza legge stabilisce che il rapporto tra la distanza al cubo (D3) di un pianeta dal Sole ed il tempo al quadrato (T2) impiegato dal pianeta a fare un giro completo intorno al Sole è costante:
D3/ T2 = costante.
La seconda legge dimostra che un pianeta ha velocità diverse lungo il percorso orbitale: quando è più vicino al Sole accelera, mentre rallenta quando è più lontano.
La terza legge permette di capire perché i pianeti hanno una velocità media che diventa sempre più bassa a mano a mano che aumenta la sua distanza dal Sole.
La tabella che segue mette a raffronto i dati grossolani relativi ad alcuni pianeti del sistema solare:
Pianeta Distanza Tempo Velocità media
(km) (km/h)
Mercurio 58.000.000 3 mesi 166.000
Terra 150.000.000 1 anno 108.000
Saturno 1.400.000.000 30 anni 34.000
Plutone 6.000.000.000 250 anni 19.000
LA LEGGE DELLA GRAVITAZIONE UNIVERSALE
Tutti i corpi materiali sono soggetti ad una forza attrattiva presente ovunque nell’universo: la forza gravitazionale.
Essa è generata dalla semplice presenza della materia ed agisce sui corpi con un’intensità data dalla seguente relazione:
M m
F = G —————–,
d2
ove F rappresenta la forza attrattiva che agisce tra due corpi di massa M ed m, posti ad una distanza d. G è un numero che rappresenta il coefficiente di gravitazione universale.
I pianeti girano intorno al Sole perché in questo modo hanno raggiunto un equilibrio.
La forza attrattiva reciproca dovuta all’attrazione gravitazionale farebbe altrimenti precipitare gli uni sugli altri, ma la velocità sull’orbita genera una forza centrifuga che contrasta l’attrazione gravitazionale (corrispondente alla forza centripeta in un moto rotatorio) (vedi fig 13.2).
Fig 13.2 – Il moto di rivoluzione dei pianeti intorno al Sole genera una forza centrifuga esattamente uguale e contraria alla forza centripeta e quindi alla forza di attrazione gravitazionale.
I pianeti del sistema solare si dividono in due grandi categorie: pianeti terrestri e pianeti gassosi.
I pianeti terrestri sono quelli che hanno caratteristiche superficiali simili alla Terra (sono rocciosi); essi sono Mercurio, Venere, Terra, Marte.
I pianeti gassosi sono quelli costituiti per la maggior parte da materiale allo stato gassoso o da gas liquefatto; essi sono Giove, Saturno, Urano e Nettuno.
Per pianeti interni s’intendono quelli che si trovano tra la Terra ed il Sole e sono: Mercurio e Venere.
I pianeti esterni sono tutti gli altri.
All’Assemblea Generale dell’International Astronomical Union, tenutasi a Praga nell’agosto 2006, gli studiosi hanno messo ordine nel sistema solare, introducendo la figura di pianeta nano (o meglio ancora pianetino in italiano). In questa nuova categoria rientrano Plutone (già pianeta ma declassato ora a pianetino), Cerere, Sedna e Eris (in precedenza conosciuto col nome provvisorio di Xena).
Nell’interno di questa nuova categoria di corpi celesti vi è una nuova sottocategoria: i plutoniani.
Questi sono formati da tutti i corpi celesti catalogati come pianeti nani (per il momento Plutone, Sedna e Eris).
Cerere invece si trova nella cintura degli asteroidi posizionata tra Marte e Giove.
I pianeti si possono trovare in cielo in diverse posizioni rispetto a noi ed al Sole:
– Congiunzione: si ha la congiunzione quando un pianeta si trova sulla congiungente Terra-Sole; se è in mezzo (valido solo per un pianeta interno) si dice congiunzione inferiore, se è all’esterno del Sole si dice congiunzione superiore (vedi fig 13.3 – a).
– Elongazione: è lo scostamento angolare di un pianeta rispetto al Sole. Esso può essere elongazione est o orientale (rispetto al Sole) ed elongazione ovest o occidentale (sempre rispetto al Sole) (vedi fig 13.3 – b)).
– Opposizione: si ha l’opposizione quando un pianeta esterno (e solo un pianeta esterno) si trova sulla congiungente Terra-Sole, all’esterno della Terra. L’opposizione indica il periodo di massima visibilità del pianeta perché esso si trova al meridiano a mezzanotte e la sua visibilità dura tutta la notte (vedi fig 13.3 – c)).
Fig 13.3 – Configurazione dei pianeti in cielo:
a) – congiunzione,
b) – opposizione,
c) – elongazione.
I piani orbitali dei vari pianeti non sono paralleli tra loro ma formano con l’eclittica un angolo piuttosto piccolo, che raggiunge il massimo di 7° con Mercurio.
È stata fissata una fascia larga 20° a cavallo dell’eclittica, la fascia dello Zodiaco, in cui transitano tutti i pianeti, Luna compresa.
I pianeti conclamati del nostro sistema solare sono gli otto citati sino ad ora, ma con l’aggiunta dei pianetini (o pianeti nani) il loro numero sale per il momento a 12.
Da pochi anni sono stati scoperti altri corpi minori di dimensioni paragonabili a quello di Plutone (diametro 2.280 km) ed originanti dalla stessa zona (fascia di Kuiper).
Questi pianetini sono: Quaoar (1.250 km), 2003 EL 61 (1.500 km) e 2005 FY 9 (1.800 km).
La tabella che segue riepiloga gli angoli formati tra i piani delle varie orbite ed il piano eclitticale.
CORPO CELESTE ANGOLO PERIODO RIVOLUZIONE
(ANNI)
Mercurio 7° 0,24
Venere 3,4° 0,61
Luna 5° 0,013
Terra 0 1
Marte 1,9° 1,88
Cerere 10,6° 4,6
Giove 1,3° 11,87
Saturno 2,5° 29,45
Urano 0,8° 84,07
Nettuno 1,8° 164,8
Plutone 17,1° 248,5
Eris 44,2° 557
Sedna 11,9° 12.050
APPUNTI DI ASTRONOMIA 2011-2012 – Cap 14
APPUNTI DI ASTRONOMIA 2011-2012
Domenico D’Amato
Andrea Miccoli
INDICE
14 – I PIANETI INTERNI
MERCURIO
Il pianeta più interno del sistema solare è Mercurio.
Ha una massa circa 17 volte minore di quella della Terra ed un diametro di poco inferiore a 5.000 km.
Nel 1845 lo studioso francese Le Verrier aveva previsto l’esistenza di un pianeta tra Mercurio ed il Sole, denominato Vulcano, responsabile della rotazione anomala della linea degli apsidi (congiungente l’afelio con il perielio di Mercurio).
L’idea ebbe un certo credito perché lo stesso studioso aveva previsto teoricamente l’esistenza del pianeta Nettuno oltre l’orbita di Urano, pianeta responsabile di perturbazioni del moto di Urano.
Nettuno fu osservato nel giro di pochi anni.
Nessuno riuscì mai a trovare questo fantomatico pianeta intramercuriale, e la formulazione della Teoria della Relatività Generale da parte di Einstein, oltre mezzo secolo dopo, permise di trovare la giustificazione corretta al comportamento anomalo del moto di Mercurio.
Mercurio orbita intorno al Sole su un’orbita ellittica ad una distanza variabile tra 45 milioni di km al perielio e 70 milioni di km all’afelio.
Le dimensioni dell’orbita delimitano la zona in cui possiamo trovare questo pianeta (vedi fig 14.1).
Fig 14.1 – Visione di Mercurio da un osservatore sulla Terra.
Il pianeta è osservabile nei dintorni del Sole, con un angolo massimo di 28° quando è all’afelio (elongazione afelica), corrispondenti a circa due ore dopo il tramonto o prima del sorgere del Sole, a seconda di dove si trovi il pianeta.
Oppure con un angolo massimo di 18°, quando il pianeta è al perielio (elongazione perielica), corrispondenti a circa un’ora prima dell’alba o dopo il tramonto del Sole.
Siccome il piano orbitale di Mercurio è inclinato di 7° rispetto all’eclittica, le condizioni più favorevoli per l’osservazione del pianeta si avranno quando la massima elongazione afelica si verifica in corrispondenza del punto più alto sull’eclittica (appunto, 7° più in alto del sole).
Segue una tabellina con le date del 2009 dell’osservazione serale più favorevole.
L’intersezione fra il piano dell’orbita di Mercurio ed il piano dell’eclittica dà luogo alla linea dei nodi.
Quando su questa linea sono presenti, contemporaneamente, il Sole, Mercurio e la Terra, si può assistere dalla Terra al transito di Mercurio sul disco del Sole, come è avvenuto il 7 maggio 2003 e come avverrà nei giorni:
– 9 maggio 2016 ore 15:00,
– 10 novembre 2019 ore 15:30,
– 13 novembre 2032 ore 09:00.
Il transito è osservabile, con le dovute precauzioni, guardando al telescopio il disco solare e notando un piccolissimo dischetto che vi transita sopra (vedi fig 14.2).
Fig 14.2 – Punti in cui un osservatore terrestre vede Mercurio transitare sul disco solare.
Mercurio è visibile come una stella di modesta luminosità, bassa sull’orizzonte ad ovest subito dopo il tramonto del Sole o al mattino poco prima dell’alba.
La sua visione è comunque difficoltosa perché è quasi sempre immerso nella luminosità del crepuscolo.
DATI ROTAZIONALI
Mercurio possiede un movimento di rotazione intorno al suo asse ed un movimento di rivoluzione intorno al Sole come tutti i pianeti del sistema solare.
La rotazione e la rivoluzione determinano i seguenti periodi:
– giorno sidereo pari a 59 giorni terrestri:
– giorno solare pari a 2 anni mercuriali ed a 176 giorni terrestri;
– anno sidereo pari a 88 giorni terrestri.
La lettura di questi movimenti indica che, su Mercurio, devono passare due anni (mercuriali) per vedere il sole due volte consecutive in Meridiano, quando il pianeta avrà fatto ben tre giri su se stesso.
La figura che segue cerca di rappresentare graficamente la composizione dei moti di rotazione e di rivoluzione.
Il triangolino nero fisso sul contorno del pianeta indica un riferimento fisso su Mercurio per meglio apprezzare i movimenti del pianeta. (vedi fig 14.3).
Fig 14.3 – Un giorno dura due anni mercuriali.
VENERE
Venere è il secondo pianeta del sistema solare.
Ha una massa pari a 0,82 volte quella della Terra ed un diametro di poco più di 12.000 km.
Contrariamente alla maggioranza dei pianeti, Venere ruota intorno a se stesso con un moto retrogrado, allo stesso modo di Urano e Plutone. Ciò significa che un osservatore, posto sulla sua superficie, vede il Sole sorgere ad ovest e tramontare ad est.
Venere orbita intorno al Sole su un’orbita quasi circolare, ad una distanza variabile tra i 108 milioni di km al perielio e 110 milioni di km all’afelio.
Le dimensioni dell’orbita delimitano la zona in cui possiamo trovare questo pianeta (vedi fig 14.4).
Fig 14.4 – Visione di Venere da un osservatore sulla Terra.
Il pianeta è osservabile nei dintorni del Sole con un angolo massimo di 48° quando è all’afelio (elongazione afelica), corrispondenti a circa tre ore dopo il tramonto o prima del sorgere del Sole, a seconda di dove si trovi il pianeta.
Venere ha la massima brillantezza intorno ai 40° di elongazione.
In questo periodo è l’astro più brillante in cielo dopo il Sole e la Luna. al telescopio, il pianeta mostra un disco ricoperto da uno strato continuo di nubi bianco-giallastre, che non permettono di osservare eventuali particolari superficiali.
Per la sua posizione orbitale (tra la Terra ed il Sole), Venere mostra una serie di fasi come la Luna.
Queste fasi vanno da piena – congiunzione superiore – (Venere alla massima distanza dalla Terra ed una dimensione angolare apparente di 10 secondi d’arco: comunque non visibile perché si trova dietro al Sole), a nuova – congiunzione inferiore – (con Venere alla minima distanza dalla Terra ed una dimensione angolare di oltre 60 secondi d’arco, anche qui non visibile per la sua posizione davanti al Sole, anche se un po’ più su o un po’ più giù) (vedi fig. 14.5).
Fig 14.5 – Le fasi di Venere e le dimensioni angolari apparenti per un osservatore terrestre.
TRANSITI DI VENERE SUL DISCO SOLARE
Il piano dell’orbita di Venere è inclinato di 3,4° rispetto al piano dell’eclittica, determinando la linea dei nodi all’intersezione dei due.
Quando su questa linea si trovano presenti contemporaneamente Sole, Venere e Terra, si può assistere al transito di Venere sul disco del Sole (vedi fig 14.6).
Fig 14.6 – Punti in cui un osservatore terrestre vede Venere transitare sul disco solare.
Il transito di Venere sul disco solare può avvenire l’8 giugno (nodo discendente) o l’8 dicembre (nodo ascendente).
Il fenomeno è più raro rispetto a quello relativo a Mercurio ed avviene a coppie di eventi distanziati di circa 8 anni seguiti da un’altra coppia di eventi dopo oltre 100 anni.
L’ultimo episodio è stato visibile dall’Italia nella mattinata dell’8 giugno 2004.
Il transito è osservabile, con le dovute precauzioni, guardando al telescopio il disco solare e notando un piccolo dischetto che vi transita sopra.
I prossimi eventi sono così previsti:
Giugno Dicembre
2117
2012 2125
DATI ROTAZIONALI
Venere possiede un movimento di rotazione (retrogrado) intorno al suo asse ed un movimento di rivoluzione intorno al Sole, come tutti i pianeti del sistema solare.
La rotazione e la rivoluzione determinano i seguenti periodi:
– giorno sidereo pari a 243 giorni terrestri;
– giorno solare (giorno venusiano) pari a circa 117 giorni terrestri;
– anno sidereo pari a circa 225 giorni terrestri.