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 15
APPUNTI DI ASTRONOMIA 2011-2012
Domenico D’Amato
Andrea Miccoli
INDICE
15 – I PIANETI ESTERNI
QUADRATURA, MOTO DIRETTO E MOTO RETROGRADO
I pianeti esterni sono: Marte, Giove, Saturno, Urano, Nettuno.
Prima di elencare le caratteristiche osservative di ciascun pianeta, occorre introdurre un altro termine che interessa l’osservatore di pianeti: la quadratura.
La quadratura è quella posizione, rispetto alla Terra, in cui la congiungente pianeta-Terra forma un angolo retto (=90°) con la congiungente Terra-Sole.
Essa può essere quadratura orientale quando il pianeta si trova ad est del Sole e quadratura occidentale quando il pianeta si trova ad ovest del Sole.
La quadratura interessa solo i pianeti esterni (vedi Fig. 15.1).
Fig 15.1 – Quadratura orientale e quadratura occidentale.
Un’altra caratteristica dei pianeti esterni è il moto apparente che mostrano in cielo ad un osservatore terrestre: la traiettoria non ha sempre un moto diretto, il movimento può diventare in certi periodi retrogrado.
Il moto diretto è lo spostamento verso est che il pianeta, sera dopo sera, mostra di avere rispetto alle stelle fisse retrostanti.
Il moto retrogrado è un movimento rivolto in senso opposto, che un pianeta esterno mostra di avere in cielo, quando si trova in certe posizioni sull’orbita rispetto alla Terra.
Guardando un pianeta esterno ed annotandone la posizione per un certo numero di giorni rispetto alle stelle fisse retrostanti, possiamo tracciare il percorso apparente di quel pianeta in cielo; ad un certo punto, noteremo che il pianeta sembra fermarsi per poi riprendere il movimento in senso contrario ma che si invertirà nuovamente dopo un certo tempo, formando un occhiello più o meno schiacciato (vedi fig 15.2).
Fig 15.2 – Moto diretto e moto retrogrado.
MARTE
Marte è il quarto pianeta del sistema solare, il primo pianeta esterno.
Ha un’orbita che lo porta ad una distanza dal Sole di circa 210 milioni di km al perielio e di circa 250 milioni di km all’afelio.
La sua massa è circa un decimo della Terra, con un diametro equatoriale di circa 6.800 km.
Marte effettua una rivoluzione intorno al Sole in 687 giorni terrestri.
Possiede un moto di rotazione intorno al proprio asse, compiendo un giro in 24 ore 37 min 23 sec.
La visione telescopica mostra un pianeta di colorazione rossastra.
In certe posizioni rispetto alla Terra mostra anche un accenno di fasi, apparendo parzialmente in ombra dalla luce del Sole.
La relativa vicinanza alla Terra e l’assenza di nubi, permette nei periodi migliori l’osservazioni di dettagli superficiali ad un osservatore dotato di strumenti amatoriali, come le calotte polari (sud o nord) ghiacciate.
Tali calotte si presentano come una macchia bianca più o meno estesa perché su Marte esiste un ciclo stagionale come sulla Terra, in virtù dell’inclinazione dell’asse di circa 25° rispetto al suo piano orbitale.
La composizione delle calotte polari è per lo più anidride carbonica ghiacciata (ghiaccio secco).
Altri particolari visibili sono delle zone di colorazione contrastata, che rappresentano zone a diversa composizione superficiale, oppure la grande macchia che comprende il vulcano più alto del sistema solare: il Monte Olympus, alto circa 22 km.
Il pianeta ha due satelliti: Phobos e Deimos.
Essi sono praticamente dei sassi di poche decine di km di grandezza e di forma irregolare e non sono visibili con strumenti amatoriali.
Date le dimensioni dell’orbita, Marte è osservabile proficuamente solo quando si trova nelle vicinanze della Terra.
Il periodo di massima osservazione si ha quando è all’opposizione, ossia quando si trova sul prolungamento della congiungente Sole-Terra, oltre la Terra.
Se l’opposizione si verifica con la Terra all’afelio (massima distanza dal Sole) e Marte al perielio (minima distanza dal Sole), si ha la grande opposizione, come quella verificatasi a fine agosto 2003.
La grandezza apparente del disco ha raggiunto in quel periodo i 25 secondi d’arco.
Marte si trova all’opposizione ogni 2 anni e 2 mesi circa.
Ma l’opposizione, che lo porta ad una distanza minima dalla Terra, ricorre ogni circa 15-17 anni.
Durante l’opposizione raggiunge una grandezza angolare apparente variabile tra 14 e 25 secondi d’arco.
GIOVE
Giove è il quinto ed il più grande dei pianeti del sistema solare.
E’ un pianeta gassoso, essendo composto per la maggior parte di ammoniaca e metano allo stato liquido.
La sua superficie non è in grado di sostenere eventuali oggetti solidi: qualsiasi cosa affonderebbe sino al nucleo del pianeta.
Ha un’orbita che lo porta ad una distanza dal Sole di circa 740 milioni di km al perielio e di circa 820 milioni di km all’afelio.
La sua massa è circa 320 volte quella della Terra, con un diametro equatoriale di circa 143.000 km.
Giove effettua una rivoluzione intorno al Sole in circa 12 anni terrestri.
Possiede un moto di rotazione intorno al proprio asse che dura meno di 10 ore, il minor tempo tra tutti i pianeti del sistema solare.
Il suo periodo orbitale di 12 anni fa sì che lo vediamo spostarsi verso est di circa 30° ogni anno rispetto alle stelle fisse retrostanti, ossia uno spostamento corrispondente alla grandezza media di una costellazione zodiacale.
Il periodo migliore per la sua osservazione è quando si trova all’opposizione, che avviene ogni 13 mesi e si presenta con una dimensione angolare apparente di circa 50 secondi d’arco.
L’enorme dimensione del pianeta, nonostante la distanza, permette la visione di alcuni dettagli superficiali, che sono tutti riferiti a sistemi nuvolosi e vortici nell’atmosfera gioviana.
La visione telescopica con uno strumento amatoriale mostra delle bande di diverso colore e delle macchie che attraversano il pianeta , che sono in realtà dei cicloni.
Una grande macchia, denominata la Grande Macchia Rossa, è presente nella zona intorno all’equatore gioviano.
Giove ha 60 altri satelliti. Per lo più sono dei grossi sassi, catturati dal suo campo gravitazionale e scoperti grazie al Telescopio Spaziale Hubble (HST) o a sonde interplanetarie.
La maggior parte non sono visibili dalla Terra, neanche con strumenti professionali.
Quattro di essi sono osservabili facilmente con strumenti amatoriali: Io, Europa, Ganimede e Callisto.
Questi quattro satelliti furono scoperti da Galileo Galilei e da questi denominati Pianeti Medicei, in onore della celebre famiglia fiorentina.
Rispettando la terza legge di Keplero, essi hanno un diverso tempo di rivoluzione intorno a Giove, per cui si possono osservare in diverse posizioni rispetto al pianeta e, nell’arco di alcune ore, è possibile apprezzare anche lo spostamento angolare di quelli più interni: Io ha un periodo orbitale di circa un giorno e mezzo terrestre.
SATURNO
Saturno è il sesto pianeta del sistema solare ed è uno dei pianeti gassosi, essendo composto per la maggior parte di idrogeno e metano liquidi.
Anche la sua superficie, al pari di quella di Giove, non è in grado di sostenere eventuali oggetti solidi: qualsiasi cosa affonderebbe sino al nucleo del pianeta.
Ha un’orbita che lo porta ad una distanza dal Sole di circa 1.350 milioni di km al perielio e circa 1.500 milioni di km all’afelio.
La sua massa è circa 95 volte quella della Terra con una densità inferiore a quella dell’acqua, con un diametro equatoriale di circa 120.000 km.
Saturno effettua una rivoluzione intorno al Sole in circa 30 anni terrestri.
Possiede un moto di rotazione intorno al proprio asse, che compie in meno di 11 ore.
Il suo periodo orbitale di 30 anni fa sì che lo vediamo spostarsi verso est di circa 12° ogni anno rispetto alle stelle fisse retrostanti.
La caratteristica più vistosa di questo pianeta è la presenza di una serie di anelli che lo circonda sul piano equatoriale.
Essi sono formati da polvere, sassi ed asteroidi più o meno grandi, uniformemente distribuiti su tutta l’orbita.
Il periodo migliore per la sua osservazione è quando si trova all’opposizione, che avviene ogni 12 mesi e mezzo e si presenta con una dimensione angolare apparente di circa 20 secondi d’arco per il pianeta e di circa 45 secondi d’arco per gli anelli.
L’enorme dimensione del pianeta, nonostante la distanza, permette la visione di alcuni dettagli superficiali, che sono tutti riferiti a sistemi nuvolosi e vortici nell’atmosfera di Saturno, allo stesso modo di Giove.
La peculiarità di questo pianeta sono gli anelli (non è l’unico nel sistema solare, ma è il solo che li ha visibili dalla Terra), dato che il pianeta ha un asse inclinato di circa 27° rispetto al piano orbitale, esso si presenta in diverse posizioni alla vista telescopica (vedi fig 15.3).
Fig 15.3 – Posizione degli anelli di Saturno vista da un osservatore sulla Terra.
Il periodo orbitale di 30 anni e l’angolazione di 27° dell’asse di rotazione di Saturno fanno sì che, ogni 15 anni, il pianeta si presenti con il sistema degli anelli di taglio: è visibile solo il corpo del pianeta.
Possiede un folto numero di satelliti (63), per la maggior parte non visibili con gli strumenti amatoriali perché o troppo piccoli o troppo distanti dal pianeta.
URANO
Urano è il settimo pianeta del sistema solare ed è un altro dei pianeti gassosi, essendo composto per la maggior parte di idrogeno, elio e metano liquidi.
La sua superficie non è in grado di sostenere eventuali oggetti solidi: qualsiasi cosa affonderebbe sino al nucleo del pianeta.
È stato il primo pianeta ad essere scoperto con un telescopio. Il suo scopritore è stato William Herschel nel 1791.
Ha un’orbita che lo porta ad una distanza dal Sole di circa 2.750 milioni di km al perielio e di circa 3.000 milioni di km all’afelio.
La sua massa è circa 15 volte quella della Terra, con un diametro equatoriale di circa 51.000 km.
Urano effettua una rivoluzione intorno al Sole in circa 84 anni terrestri.
Possiede un moto di rotazione intorno al proprio asse, che compie in poco più di 15 ore e mezza.
Alla visione tramite strumenti amatoriali, si presenta come un piccolo dischetto di colore azzurro.
Non è visibile nessun dettaglio superficiale.
Urano possiede diverse decine di satelliti ed un sistema di anelli non visibili con strumenti amatoriali.
NETTUNO
Nettuno è l’ottavo pianeta del sistema solare e l’ultimo dei pianeti gassosi.
È composto per la maggior parte di idrogeno, elio e metano liquidi.
La sua superficie, similmente agli altri pianeti gassosi, non è in grado di sostenere eventuali oggetti solidi: qualsiasi cosa affonderebbe sino al nucleo del pianeta.
Ha un’orbita che lo porta ad una distanza dal Sole di circa 4.500 milioni di km al perielio e di circa 4.600 milioni di km all’afelio.
La sua massa è circa 17 volte quella della Terra, con un diametro equatoriale di circa 51.000 km.
Nettuno effettua una rivoluzione intorno al Sole in circa 165 anni terrestri.
Possiede un moto di rotazione intorno al proprio asse, che compie in poco più di 18 ore e mezza.
Possiede tutta una serie di satelliti ed un sistema di anelli non visibile dalla Terra.
Per l’osservazione amatoriale non possiede nessuna attrattiva, in quanto appare come una piccola stellina, vagamente verdognola, difficile da trovare.
APPUNTI DI ASTRONOMIA 2011-2012 – Cap 16
APPUNTI DI ASTRONOMIA 2011-2012
Domenico D’Amato
Andrea Miccoli
INDICE
16 – CORPI MINORI DEL SISTEMA SOLARE
ASTEROIDI
I corpi minori del sistema solare sono costituiti da quegli oggetti vaganti che orbitano intorno al Sole.
Essi originano da punti di raccolta diversi nel sistema solare e rappresentano parti residue del materiale primordiale della nebulosa planetaria che ha generato tutto il sistema planetario e che non è stato inglobato nei pianeti.
Essi sono gli asteroidi, i meteoroidi e le comete.
Tra l’orbita di Marte e quella di Giove esiste una fascia, compresa tra 1,7 e 4 UA (Unità Astronomiche), in cui sono distribuiti abbastanza uniformemente a un’infinità di asteroidi, che vanno dal sassolino all’oggetto cosmico di dimensioni considerevoli.
Essi rappresentano la maggioranza degli asteroidi presenti nel sistema solare, per questo motivo prende il nome di “fascia principale degli asteroidi”.
La fascia ha delle zone prive di asteroidi; le orbite relative corrispondono a semplici funzioni del tempo orbitale di Giove: 14, 1/3, 12, 2/3,…
Ciò significa che gli asteroidi inizialmente presenti su queste orbite sono entrati in risonanza con l’azione gravitazionale ricorrente di Giove e sono stati scagliati lontano.
Alcuni di questi hanno acquisito delle traiettorie che intersecano le orbite di uno o più pianeti (Terra compresa) e, nel caso estremo, possono impattare con un pianeta: Mercurio, Luna e Marte, hanno la superficie disseminata di ferite inferte da questi corpi vaganti.
La Terra stessa ne presenta diversi, anche se i segni sono stati attenuati dall’erosione della pioggia e del vento.
Il primo corpo celeste di natura asteroidale scoperto è stato Cerere (da agosto 2006 promosso a pianeta nano), osservato dall’astronomo italiano Giuseppe Piazzi presso l’osservatorio di Palermo nel 1801.
Seguirono a breve, Pallade da parte di Olbers nel 1802 e Giunone da parte di Harding nel 1804.
Cerere ha un periodo orbitale di circa 4,6 anni ed un diametro di circa 1.000 km.
Gli asteroidi che sono fuori della cintura principale appartengono a diverse famiglie:
– i cosiddetti NEO (Near Earth Object = oggetti vicini alla Terra) sono quelli, che per la forma della loro orbita, possono avvicinarsi pericolosamente alla Terra; appartengono a questa classe di oggetti i gruppi Amor, Apollo ed Atena;
– i Centauri, sono asteroidi che circolano tra Saturno e Nettuno;
– i Transnettuniani o Kuiperoidi, sono quelli provenienti dalla cintura di Kuiper, con semiasse maggiore compreso tra 30 e 38 UA (Unità Astronomiche);
– i Troiani, asteroidi che sono posti sulla stessa orbita di Giove, nei punti Lagrangiani, così chiamati in onore del matematico Lagrange, che per primo teorizzò l’esistenza di questi punti particolarmente stabili nei confronti dell’azione gravitazionale del Sole e di Giove stesso. Tali punti si trovano sul vertice di un triangolo equilatero, di cui un altro vertice è occupato da Giove e l’altro ancora dal Sole (vedi fig 16.1).
Fig, 16.1 – Posizione dei Troiani sull’orbita di Giove
Molti di questi oggetti sono rivelabili al telescopio, anche se con difficoltà, durante fotografie di lunga posa; eventuali asteroidi di sufficiente luminosità, presenti nel campo stellare, lasciano una traccia che si differenzia dalla forma puntiforme delle stelle (sempre che l’inseguimento per contrastare la rotazione terrestre sia stato soddisfacente).
La loro visione telescopica è molto difficile perché sono degli oggetti piccoli e solitamente scuri.
I meteoroidi sono quei corpi celesti che si manifestano come meteore.
Essi sono generalmente i residui lasciati da comete lungo la loro orbita.
Quelli con dimensione molto piccola, inferiori al centimetro, quando impattano con l’atmosfera vaporizzano ad un’altezza compresa tra 90 e 120 km, lasciando dietro una piccola scia luminosa.
Dimensioni superiori (comprese tra 1 cm e 50 cm) danno luogo ai bolidi, oggetti molto brillanti che lasciano una scia persistente in cielo e talvolta anche un rumore prolungato di tuono.
I corpi più grossi sono generalmente d’origine asteroidale e raggiungono gli strati più bassi della atmosfera e talvolta raggiungono il suolo ove, se individuati per tempo, possono essere recuperati e prendono il nome di meteoriti.
Dal punto di vista osservativo, sono importanti i cosiddetti sciami meteorici, formati dal materiale residuo di comete transitate in passato e che, impattando con l’atmosfera terrestre, determinano una pioggia più o meno consistente di meteore o bolidi, che offrono in determinati periodi uno spettacolo molto suggestivo.
Esistono diversi sciami, il più famoso è quello delle Perseidi (anche conosciuto come Lacrime di San Lorenzo), che raggiunge il suo culmine intorno al 10 agosto.
Il nome deriva dalla costellazione di Perseo, la zona di cielo da dove sembrano provenire le meteore.
Questo sciame è formato dai detriti lasciati dalla cometa Swift-Tuttle.
Un altro sciame è quello delle Leonidi, che ha il suo massimo intorno alla metà di novembre.
Il nome deriva dalla costellazione del Leone, da cui la pioggia di meteore sembra provenire.
Responsabili di questo sciame sono i detriti lasciati dalla cometa Tempel-Tuttle.
Cronache del tempo riferiscono che in Venezuela, la notte del 12 novembre 1799, si videro oltre 60.000 meteore in due ore! Una pioggia innaturale che spaventò la popolazione.
A Boston (USA) si contarono oltre 240.000 meteore in tutta la notte.
Esistono altri sciami minori, che sono meno appariscenti perché interessano orbite di comete passate molto tempo addietro e di cui la maggior parte del materiale si è oggi disperso.
In uno sciame meteorico, si chiama radiante quel punto di cielo da cui sembra generarsi tutto lo sciame. infatti, registrando su una mappa stellare più tracce di meteore, pur avendo direzioni diverse, notiamo che tutte sembrano provenire da un punto preciso nel cielo: appunto, il cosiddetto radiante.
Lo sciame prende così il nome dalla costellazione che contiene il radiante.
COMETE
Le comete sono dei corpi celesti di dimensioni limitate, variabile da pochi chilometri a qualche decina di chilometri: la Hyakutake 1996 B2 aveva un diametro di circa 2-3 km, la P/Swift-Tuttle ha un nucleo di circa 24 km e la Hale-Bopp ha un nucleo stimato tra 20 e 40 km.
Il nucleo è composto per lo più da acqua ghiacciata e da altri materiali non consolidati, per questo gli viene anche dato la denominazione di palla di neve sporca.
I materiali di cui sono composte le comete, a differenza degli asteroidi, quando si avvicinano al Sole sublimano, dando vita a molteplici getti di materiale, che viene disperso nell’intorno (la chioma) e dietro (la coda).
La spinta del vento solare (l’insieme delle particelle ad alta energia generate dall’attività solare) disperde il materiale in senso radiale (vedi fig 16.2).
Fig 16.2 – Le comete sviluppano la coda dalla parte opposta del Sole, in senso radiale.
I segni di sublimazione dei materiali volatili hanno inizio quando la cometa si trova a circa 5-6 UA di distanza dal Sole.
Le comete originano da un raggruppamento di materiale primordiale noto col nome di nube di Oort.
Tale nube si estende fino a circa 100.000 UA, circa un terzo della distanza tra il Sole e la stella più vicina, Proxima Centauri, che di è circa 270.000 UA, ossia circa 4 anni-luce.
Le comete si dividono in due grandi classi: comete di corto periodo e comete di lungo periodo.
Le comete di corto periodo sono quelle che ritornano entro 200 anni.
Hanno un’orbita molto eccentrica rispetto ai pianeti ma compresa interamente entro il sistema solare.
Le comete di lungo periodo sono quelle che ritornano dopo oltre 200 anni.
Sono caratterizzate da un’orbita iperbolica e non ellittica e non sembrano provenire da un punto preciso del sistema solare o dai suoi dintorni.
Molte di queste sono state viste una sola volta: la Kohoutek ha un periodo calcolato che eccede i 70.000 anni!
Non tutte le comete hanno una traiettoria che permette loro di sopravvivere al Sole: la maggior parte finisce per precipitarvi sopra nella fase di avvicinamento.
Altre possono essere perturbate dall’azione gravitazionale dei grandi pianeti (ad esempio Giove) e, cambiando direzione potrebbero finire così per impattare qualche pianeta (se succedesse alla Terra i risultati sarebbero catastrofici).
Le comete costituiscono un campo di notevole interesse nell’osservazione amatoriale, soprattutto perché l’eventuale scopritore ha il diritto di dargli un nome (anche il proprio).
Tale pratica oggi è diminuita notevolmente per l’esistenza di sonde spaziali, deputate alla ricerca sistematica delle comete: agli amatori sono rimaste soltanto le briciole.
Benché le comete inizino ad avere una chioma ed una coda a distanza di 5 o 6 UA dal Sole, è comunque troppo debole per essere osservata dalla Terra con mezzi amatoriali.
Una cometa diventa interessante ad una visione telescopica quando è molto vicina al Sole.
Una eventuale ricerca deve perciò essere fatta (soprattutto per quelle più deboli) nelle vicinanze del Sole e quindi prima dell’alba e subito dopo il tramonto.
APPUNTI DI ASTRONOMIA 2011-2012 – Cap 17
APPUNTI DI ASTRONOMIA 2011-2012
Domenico D’Amato
Andrea Miccoli
17 – IL TEMPO E LE CARTE CELESTI
EQUIVALENZA TRA MISURE ANGOLARI IN ORE E IN GRADI
Come già detto, la misura dell’Ascensione Retta è espressa in ore, minuti e secondi anziché in gradi.
Ecco uno schema di corrispondenza tra ore e gradi (vedi fig 17.1).
Fig. 17.1 – Corrispondenza tra misure angolari in ore e misure angolari in gradi.
Ulteriori trasformazioni:
Angoli Tempo
360° 24 ore
15° 1 ora
5° 20 min
1° (=60’) 4 min
15’ 1 min
5’ 20 sec
1’ 4 sec
15” 1 sec
LE MAPPE STELLARI
MAPPE LINEARI
La prima carta è una mappa lineare in cui è rappresentato un reticolo.
Nella parte centrale è indicato orizzontalmente l’equatore celeste.
La linea dalla forma sinusoidale, che si snocciola a cavallo dell’equatore celeste, è l’eclittica (vedi fig 17.2).
Fig 17.2 – Mappa stellare lineare.
Le linee orizzontali, al di sopra e al di sotto dell’equatore celeste, indicano la declinazione: da 0° a +60° verso nord e da 0° a –60° verso sud.
La limitazione a 60° è dovuta al fatto che tale mappa è ottenuta proiettando le stelle (verso l’esterno) su di un cilindro con diametro uguale alla sfera celeste ed orientato lungo lo stesso asse nord-sud celeste.
La forma delle costellazioni si dilata a mano a mano che ci si allontana dall’equatore, ed oltre i 60° di declinazione le costellazioni diventano irriconoscibili.
Le linee verticali indicano l’ascensione retta, in ore: da 0h a 24h=0h.
Ribadiamo che la posizione delle stelle su questa carta è fissa (per tempi “umani”): ogni astro ha una ben determinata ascensione retta ed una ben determinata declinazione, ovunque si trovi l’osservatore ed in qualunque momento.
MAPPE POLARI
La mappa polare è una carta stellare di forma circolare ottenuta con la proiezione della volta celeste su un piano tangente ad uno dei suoi due poli (nord o sud).
Essa rappresenta un intero emisfero: nord o sud, a seconda che il polo centrale sia quello nord o quello sud (vedi fig 17.3).
Fig 17.3 – Mappa stellare polare.
I cerchi concentrici indicano la declinazione: da 0° (il cerchio più esterno, che rappresenta l’equatore celeste) a +90° se il punto al centro è il polo nord celeste, oppure a –90° se il punto al centro è il polo sud celeste.
Le linee radiali indicano l’ascensione retta.
Su questa mappa è rappresentato anche un arco che individua la parte di eclittica che interessa l’emisfero relativo.
Il punto gamma, ossia l’intersezione tra l’equatore celeste e l’eclittica nel nodo ascendente, è l’inizio del conteggio delle ore di ascensione retta in senso antiorario.
Anche questa carta offre una visione approssimata della volta celeste: a mano a mano che ci allontaniamo dal centro le costellazioni si dilatano e quelle che si trovano a cavallo dell’equatore celeste sono rappresentate solo parzialmente, rendendole quasi irriconoscibili.
UTILIZZO PRATICO DELLE CARTE STELLARI
Per poter utilizzare al meglio le carte stellari ed orientarsi sulle stesse, è utile introdurre il diagramma di trasformazione delle ore solari in ascensione retta, per scoprire quali costellazioni si troveranno in meridiano nel giorno e nell’ora in cui vogliamo osservare il cielo (vedi fig 17.4).
Fig 17.4 – Diagramma trasformazione tempo solare-ascensione retta.
Individuato sulla scala orizzontale del grafico il giorno in cui si intende effettuare le osservazioni (è riportata una tacca ogni dieci giorni, quindi ci sarà una certa approssimazione), si sale verticalmente fino ad incrociare la linea orizzontale che indica l’ora (ora solare, attenzione alla correzione estiva dell’ora legale) prescelta per le osservazioni.
Il punto trovato individua una delle linee inclinate (o comunque si trova nelle vicinanze di una di esse); il valore che contrassegna tale linea corrisponde al valore di ascensione retta degli oggetti celesti che si troveranno in meridiano nel giorno e nell’ora stabiliti.
Con questo valore si può andare a vedere su una mappa stellare quali stelle o costellazioni sono rappresentate in una fascia a cavallo dell’ascensione retta trovata: osservando il cielo nel giorno e nell’ora per i quali si è effettuata la conversione, tale fascia di cielo sarà centrata sul meridiano locale (quello che passa per il sud, lo zenith ed il nord).
Le carte celesti sono proiezioni della volta celeste effettuate a partire da un punto di vista centrato sulla Terra; si deve quindi posizionare correttamente la mappa stellare per poterla confrontare facilmente con la volta stellata. Soltanto in questo modo potremo facilmente “navigare” a vista in cielo.
L’ASTROLABIO
L’astrolabio è uno strumento usato dagli astrofili per vedere quale porzione della volta celeste è visibile in un dato giorno ad una data ora, per una certa fascia di latitudine.
Esso consiste in due dischi sovrapposti, che ruotano intorno ad un asse comune.
Il disco di fondo riporta una mappa stellare polare, con la stella Polare posta nel centro di rotazione
Il bordo è suddiviso in dodici settori con indicati i mesi, i quali sono a loro volta ulteriormente suddivisi in giorni (o gruppi di giorni, negli astrolabi di ridotte dimensioni).
Il secondo disco è leggermente più piccolo, e sul bordo riporta l’indicazione delle 24 ore (in senso antiorario).
Questo secondo disco ha un ovale trasparente, che rappresenta l’orizzonte locale della latitudine (media) per cui è stato creato l’astrolabio.
Quello solitamente usato da noi è valido per latitudini di osservazione tra 40° N e 45° N, ma è valido senza grossi problemi per latitudini di osservazioni tra 37° N e 47° N (praticamente sull’intero territorio nazionale).
L’ovale riporta indicati sul suo bordo i quattro punti cardinali: nord, est, sud ed ovest (vedi fig 17.5).
Fig 17.5 – L’astrolabio.
Scegliamo un giorno ed un’ora per le osservazioni; ruotiamo il disco superiore (quello con la finestra ellittica) sino a che l’indicazione, sul suo bordo, dell’ora (solare) scelta coincida con l’indicazione, sul disco di base, del giorno scelto.
Mantenendo ben fermi i due dischi in questa posizione, portiamo l’astrolabio verso l’alto, con la mappa rivolta verso di noi.
Se ci interessa guardare il cielo verso il nord, faremo coincidere il nord stampato sul nostro astrolabio con il nord geografico del nostro orizzonte.
Se ci interessa il cielo verso sud, posizioneremo l’astrolabio in modo tale che il sud stampato sullo astrolabio coincida con il sud geografico del nostro orizzonte e così via.
La mappa illustrata nell’ovale rappresenta la volta stellata visibile nel giorno e nell’ora scelti, ossia l’emisfero celeste che si trova davanti ai nostri occhi in quel momento.
E’ da ricordare che il bordo dell’ovale rappresenta il nostro orizzonte, quindi il centro del cielo che si vede nell’ovale è il nostro ZENIT, sempre.