APPUNTI DI ASTRONOMIA 2011-2012

Domenico D’Amato
Andrea Miccoli 

1 - TERMINOLOGIA ASTRONOMICA

INTRODUZIONE ALLA TERMINOLOGIA ASTRONOMICA

Prima di procedere ad esaminare i diversi argomenti relativi all’astronomia, occorrerà rivedere brevemente alcuni termini, sia generici che specifici, la cui conoscenza può facilitare la comprensione degli argomenti che man mano verranno esposti.

Questi termini, o concetti, sono già stati studiati a scuola ma è opportuno comunque ripassarli rapidamente in rassegna, nel caso fossero stati dimenticati o trascurati.

Essi sono:

- Angoli
- Gradi
- Distanza angolare
- Asse di un piano, di una sfera, ecc.
- Piano dell’eclittica, dell’equatore, dell’orbita, ecc.
- Intersezione di due piani.
- Distanze astronomiche assolute: anno luce, unità astronomiche, parsec.

ANGOLI, GRADI E DISTANZE ANGOLARI

Un angolo è quello spazio fisico che separa due rette convergenti. Tale spazio si misura in gradi.

Ogni grado è composto da 60’ (primi) che a loro volta sono divisi in 60” (secondi) ciascuno (vedi fig. 1.1).

 

Fig. 1.1 – Angoli.

Fig. 1.1 – Angoli.

La volta celeste, con tutti gli astri (Sole, pianeti, stelle, ecc), la vediamo proiettata sulla superficie interna di una sfera fi ttizia, di raggio   infinitamente grande, centrata sulla Terra e che racchiude tutto l’Universo.

Le separazioni sono talmente grandi che l’occhio umano non è in grado di valutare la distanza fi sica tra noi e ogni singolo oggetto in cielo.

Esistono dei mezzi e degli espedienti per sapere a quale distanza si trova un certo astro, ma ciò, oltre ad essere complicato e diffi cile, per ora non ci interessa.

Ciò che invece a noi serve è sapere quanto un oggetto dista da un altro angolarmente, con un angolo che ha il vertice centrato nei nostri occhi (vedi fi g. 1.2).

Fig. 1.2 - Distanze angolari.

Fig. 1.2 - Distanze angolari.

Per valutare a spanne un certo angolo, possiamo usare i seguenti metodi (vedi fi g 1.3):

Fig 1.3 – Misure pratiche degli angoli: alcuni esempi.

Fig 1.3 – Misure pratiche degli angoli: alcuni esempi.

La figura non ha bisogno di commenti. Occorre solo memorizzare il valore relativo alle diverse configurazioni.

ASSE, PIANO E SFERA

Fig.1.4 - Asse, piano e sfera.


Fig.1.4 - Asse, piano e sfera.

Il nostro sistema di riferimento è la Terra. È dalla sua superficie che effettuiamo le nostre osservazioni ed occorre conoscere i riferimenti fissi che utilizzeremo per orientarci in cielo.

Prima però occorre rinverdire il concetto di piano, intersezione di due piani, asse di un piano ed asse di una sfera.

Un piano è una superficie bidimensionale di dimensione infinita.

Due piani si intersecano se non sono paralleli e l’intersezione si materializza geometricamente con una linea, ossia l’insieme dei punti in comune tra i due luoghi geometrici.

L’asse di un piano è rappresentato da una linea retta perpendicolare alla superficie del piano. 

La sfera è una figura solida ottenuta dalla rotazione di un cerchio intorno ad una retta che passa per il centro ed interseca la circonferenza in due punti. Questa retta costituisce poi l’asse della sfera.

La Terra si può considerare in prima approssimazione simile ad una sfera. Essa è caratterizzata da un raggio, ossia la distanza dal centro alla sua superficie, e dal diametro pari a due volte il raggio, ossia la distanza massima diretta tra due punti estremi sulla sua superficie (passando per il centro della Terra).

PIANO DELL’EQUATORE, PIANO DELL’ECLITTICA, PIANO DELL’ORBITA

La Terra ruota intorno ad un asse passante per i poli nord e sud.

Il piano su cui si trova il cerchio massimo dell’equatore è denominato piano dell’equatore o piano equatoriale.

Il piano dell’eclittica è il piano su cui giace l’orbita di rivoluzione della Terra intorno al Sole.

 

Fig. 1.5 - Piano equatoriale, orbitale e dell’eclittica.

Fig. 1.5 - Piano equatoriale, orbitale e dell’eclittica.

DISTANZE ASTRONOMICHE ASSOLUTE: ANNO LUCE, UNITÀ ASTRONOMICHE, PARSEC

Le distanze in astronomia non possono essere indicate utilizzando le normali unità di misura (metri o chilometri) perché i numeri che ne derivano sarebbero di difficile scrittura e lettura. Sono state perciò introdotte delle apposite misure che sono comunque riconducibili alle usuali misure metriche.

Le unità di misura usate in astronomia sono principalmente tre:

- Unità Astronomica (UA).

- Anno-luce (a.l.).

- Parsec.

L’unità astronomica (abbreviato in UA) corrisponde alla distanza media Terra-Sole ed equivale a circa 150.000.000 di km.

L’anno-luce (abbreviato in a.l.) è la distanza percorsa in un anno da un raggio di luce. Sapendo che la luce percorre circa 300.000 km al secondo, ne deriva che in un anno la distanza percorsa equivale a circa 10.000 miliardi di km, che per esteso si scrive: 10.000.000.000.000; un numero enorme che corrisponde solo ad un anno-luce. Tale unità di misura è utilizzata per misure al di fuori del sistema solare, ove le distanze sono da circa 4 anni luce per la stella più vicina, a circa 15 miliardi di anni-luce per l’orizzonte dell’universo conosciuto.

Il Parsec è un’altra unità di misura astronomica usata dagli astronomi per le distanze interstellari o intergalattiche; esso equivale a 3,26 anni-luce ma, per il momento, non ci interessa approfondire il procedimento geometrico con cui si perviene alla determinazione di tale valore. Sono usati anche i multipli del parsec: Kiloparsec e Megaparsec, equivalenti rispettivamente a 1.000 parsec e a 1.000.000 di parsec.

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Domenico D’Amato
Andrea Miccoli

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.

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. 

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.
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.


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.


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.

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.
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.


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.


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.


Fig 2.8 - Orientarsi con l’orologio.

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Domenico D’Amato
Andrea Miccoli

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.

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.


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).


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.
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.
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

Domenico D’Amato
Andrea Miccoli 

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.


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.


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.


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.
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.


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.

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Domenico D’Amato
Andrea Miccoli

5 - IL MOTO DEL CIELO

IL MOTO DIURNO DEL CIELO

Il moto diurno del cielo è il movimento della volta celeste come lo si osserva dalla Terra durante le 24 ore.

Si usa il termine “diurno” ma non si considerano solo le ore di luce, bensì l’intero arco delle 24 ore.

La volta celeste appare ruotare costantemente intorno alla Terra, da est verso ovest, come se il nostro pianeta fosse fermo in un centro di rotazione: è la visione geocentrica che abbiamo accettato per millenni. Oggi sappiamo che non è così.

Il moto apparente è dovuto alla rotazione della Terra sul proprio asse.

La rotazione, vista dalla verticale sul polo nord, è in senso antiorario, ossia la Terra gira da ovest verso est, quindi gli oggetti sulla volta celeste appaiono muoversi da est verso ovest (movimento apparente).

Per questo motivo il Sole, e tutti gli oggetti celesti (pianeti, Luna e stelle) sorgono ad est e tramontano ad ovest (vedi fig 5.1).

Fig 5.1 – Il Sole sorge ad est e tramonta ad ovest, ma è solo apparente perché il Sole è praticamente fermo.
Fig 5.1 – Il Sole sorge ad est e tramonta ad ovest, ma è solo apparente perché il Sole è praticamente fermo.

GIORNO SOLARE E GIORNO SIDERALE

Il giorno siderale è il tempo impiegato dalla Terra per fare un giro su se stessa fino a traguardare una stella (una qualunque ma sempre la stessa) nella stessa posizione del giorno prima, effettuando una rotazione di 360° precisi in un tempo di 23 ore e 54 minuti.

Il giorno solare, invece, è il tempo impiegato dalla Terra per fare un giro su se stessa fino a traguardare il Sole nella stessa posizione del giorno prima. effettuando una rotazione di poco più di 360° in 24 ore precise.

Tra il giorno solare ed il giorno siderale esiste una differenza di circa 4 minuti. Tale differenza è dovuta al fatto che la Terra, mentre compie il movimento di rotazione intorno al proprio asse, si sposta anche intorno al Sole, di circa 1° ogni giorno (un giro completo = 360° in 365 giorni).

Per vedere il Sole di nuovo in una stessa posizione (ad esempio quando passa in meridiano = ore 12:00), occorre che la Terra faccia un giro completo (360°), cui bisogna aggiungere quasi 1° (che è il suo spostamento diurno sull’orbita intorno al Sole) ossia circa 361°. Questo supplemento di quasi 1° viene compiuto in 4 minuti circa (vedi fig 5.2).

Fig 5.2 – Giorno solare e giorno siderale.
Fig 5.2 – Giorno solare e giorno siderale.

MERIDIANO LOCALE

Il meridiano locale è quella linea immaginaria che attraversa il nostro cielo ed il nostro orizzonte, unendo in un unico tratto il polo nord geografico, lo zenit ed il polo sud geografico (vedi fig 5.3).

Fig 5.3 – Meridiano locale.


Fig 5.3 – Meridiano locale.

Il meridiano locale rappresenta anche la linea che individua la culminazione, ossia il punto di massima altezza sull’orizzonte, di tutti gli oggetti che si “muovono” sulla sfera celeste.

Lo zenit è il punto più alto della volta celeste e si trova esattamente sulla verticale dell’osservatore.

VISIONE DEL CIELO A DIVERSE LATITUDINI

La visione del cielo nell’arco delle 24 ore varia da luogo a luogo e dipende dalla latitudine a cui ci troviamo.

Ognuno di noi può vedere in ogni momento solo metà della volta celeste, sia di notte che di giorno, quando la visione delle stelle è però impedita dalla luce del Sole diffusa nell’atmosfera.

A seconda della latitudine, nell’arco dell’anno possiamo osservare una diversa porzione della volta celeste e, quindi, una diversa varietà di costellazioni e di stelle.

Se ci troviamo al polo nord, possiamo osservare solo la metà della volta celeste che si trova al di sopra dell’equatore celeste; sempre la stessa, in qualsiasi periodo dell’anno. Viceversa, dal polo sud possiamo osservare soltanto la metà della sfera celeste che si trova sotto l’equatore celeste.

Se ci troviamo ad una latitudine intermedia, la metà della volta celeste che si presenta ai nostri occhi varia di notte in notte, a causa del moto della Terra attorno al Sole. Possiamo quindi vedere una porzione della sfera celeste superiore alla metà: tanto maggiore, quanto più ci allontaniamo dai poli verso l’equatore.

Se ci troviamo esattamente sull’equatore, siamo in grado di vedere, nell’arco dell’anno, le stelle della intera volta celeste. Il tutto è raffigurato in figura (vedi fig 5.4).

Fig 5.4 – La volta celeste vista a diverse latitudini.


Fig 5.4 – La volta celeste vista a diverse latitudini.

Ma veramente è necessario l’arco di un intero anno per osservare tutte le stelle visibili ad una data latitudine?

Dato che la Terra fa un giro completo ogni 24 ore, qualsiasi osservatore dovrebbe essere in grado di vedere, nell’arco di ogni singolo giorno, l’intera porzione di volta celeste visibile alla sua latitudine.

Le stelle, però, sono visibili unicamente di notte, quando il Sole si trova sotto l’orizzonte.

E’ il Sole, quindi, ad impedirci ogni giorno di osservare alcune delle stelle che si trovano nella porzione di volta celeste per noi visibile.

Potremmo pensare che il Sole, rimanendo sopra l’orizzonte per circa metà di un intero giorno, ci precluda l’osservazione di circa metà delle stelle visibili ad una data latitudine ma, in realtà, non è affatto così.

Il cielo diventa buio circa un’ora dopo il tramonto del Sole e, per tale motivo, le stelle cominceranno ad essere visibili a partire da quelle che si trovano oltre i 15° ad est rispetto al Sole. Analogamente, alla fine della notte, tutte le stelle scompaiono alla vista circa un’ora prima dell’alba, cioè non possiamo vedere tutte quelle che si trovano entro i 15° ad ovest del Sole. 

In definitiva, se avessimo la costanza di osservare la volta celeste durante tutto l’arco di una notte, dal tramonto all’alba, noi saremmo in grado di vedere tutte le stelle visibili dalla nostra latitudine tranne quelle situate in una fascia di 30° a cavallo della posizione del Sole; ciò significa che il Sole nasconde, ogni giorno, appena l’8% delle stelle visibili ad una data latitudine!

Nell’arco di un intero mese o al masimo in due mesi (e non un anno) siamo in grado di vedere anche lo spicchio di cielo nascosto dalla luce del Sole.

STELLE CIRCUMPOLARI

Le stelle circumpolari e, quindi, le costellazioni circumpolari da esse formate, sono quegli astri visibili in tutte le notti dell’anno e che non scendono mai al di sotto dell’orizzonte. Il tragitto in cielo di ciascuna di esse è un cerchio centrato sul polo nord celeste (stella Polare).

Le stelle circumpolari non sono le stesse per ogni latitudine: man mano che ci allontaniamo dal polo (dove l’intero emisfero celeste visibile è circumpolare) verso l’equatore, il cerchio che delimita la zona delle costellazioni circumpolari diventa sempre più piccolo; riducendosi ad un punto rappresentato dalla stella Polare per chi sta proprio sull’equatore terrestre (due se ci fosse una stella di riferimento anche in corrispondenza del polo sud celeste).

Un osservatore posto sull’equatore della Terra vede transitare tutte le notti le costellazioni dell’intera volta celeste (eccetto quelle presenti nella fascia di 30° a cavallo del Sole); tutte, però, sorgono e tramontano: in questa posizione nessuna costellazione risulta essere circumpolare (vedi fig. 5.5).

Fig 5.5 – Costellazioni circumpolari (da Astroimmagini: www.uai.it).


Fig 5.5 – Costellazioni circumpolari (da Astroimmagini: www.uai.it).

MOVIMENTO DELLE COSTELLAZIONI

Le costellazioni in cielo si presentano ai nostri occhi in posizioni sempre diverse, dal momento del loro sorgere e fino al loro tramonto.

Ciò è dovuto unicamente alla diversa posizione della linea del nostro orizzonte rispetto al cielo durante tutto il giorno.

Ad esempio, la costellazione del Leone ha una forma ben distinguibile ed è adagiata lungo la fascia dello zodiaco, con la “testa” rivolta verso ovest. Quando il Leone sorge, all’orizzonte compare prima la testa, poi tutto il corpo; l’insieme si presenta quasi in verticale.

Quando culmina, la figura risulta in orizzontale, mentre al tramonto il Leone sembra tuffarsi sull’orizzonte: le prime stelle a scendere sotto l’orizzonte sono quelle della testa, seguite poi da quelle del corpo.

Il tutto è rappresentato chiaramente in figura (vedi fig 5.6).

Fig 5.6– La diversa prospettiva della costellazione del Leone durante il suo tragitto.


Fig 5.6– La diversa prospettiva della costellazione del Leone durante il suo tragitto.

APPUNTI DI ASTRONOMIA 2011-2012

Domenico D’Amato
Andrea Miccoli

6 - LE STAGIONI

EQUINOZI E SOLSTIZI

La Terra ruota intorno al Sole su un’orbita leggermente ellittica.

La distanza tra il Sole e la Terra varia da un minimo di 147 milioni ad un massimo di 152 milioni di chilometri, di conseguenza varia anche la velocità di spostamento della Terra sull’orbita per contrastare la diversa attrazione gravitazionale e tenere il sistema Terra-Sole in equilibrio: 109.000 km/h al perielio (minima distanza) e 105.000 km/h all’afelio (massima distanza).

Sull’orbita riconosciamo i punti principali illustrati in fi gura (vedi fi g. 6.1)

 

Fig. 6.1 – I punti più importanti sul percorso della Terra intorno al Sole


Fig. 6.1 – I punti più importanti sul percorso della Terra intorno al Sole.

Il termine Equinozio deriva dal latino equa-nox che signifi ca notte uguale (al giorno, come durata).

Il termine Solstizio deriva da sol-statio, stazionamento del Sole (in cielo) per il giorno o per la notte più lunghi dell’anno.

Ma cos’è l’anno?

E’ il tempo impiegato dalla Terra per effettuare un giro intorno al Sole.

Quando consideriamo un giro completo, cioè 360° precisi, allora parliamo di anno siderale o sidereo, se invece dobbiamo mettere in risalto ciò che avviene sulla Terra durante l’anno, cioè i vari momenti stagionali legati alla posizione della Terra sull’orbita, parleremo dell’anno tropico che è il tempo necessario alla Terra per potersi trovare, l’anno seguente, nella stessa posizione che aveva l’anno prima rispetto al Sole.

L’anno sidereo dura 365g 6h 9min. L’anno tropico dura 365g 5h 49min.

Come si vede, ben 20 minuti di differenza!

Guardando la figura 6.1 non possiamo fare a meno di notare gli elementi salienti, che sono:

1) – La diversa durata delle stagioni e la loro diversa ubicazione sull’orbita della Terra. Ciò è dovuto alla diversa velocità della Terra intorno al Sole (seconda legge di Keplero), perciò al perielio avremo maggiore velocità e stagioni più corte (autunno ed inverno); mentre in afelio avremo minore velocità e stagioni più lunghe (primavera ed estate),

2) – La forma dell’orbita della Terra è un’ellisse, con il Sole decentrato rispetto al centro dell’orbita terrestre, esattamente come previsto dalla prima legge di Keplero. Come è consuetudine, nelle figure che rappresentano l’orbita della Terra, tendiamo ad accentuare l’eccentricità dell’orbita per rendere didatticamente più facile la comprensione di ciò che cade sotto i nostri occhi; in realtà, l’asse maggiore è solo un trentesimo più lungo dell’asse minore.

3) – Gli assi dei Solstizi e degli Equinozi di lunghezza differente ed a 90° fra loro. Dobbiamo immaginare questi assi così incrociati, come se fossero rigidamente saldati tra loro e, perciò, quando parliamo della rotazione di un punto equinoziale o solstiziale, intendiamo sempre una rotazione che riguarda tutti e quattro i punti collegati insieme e mai uno solo.

4) – L’asse degli àpsidi. Quest’asse non ha relazione alcuna con i due assi detti prima; infatti, mentre gli equinozi ed i solstizi riguardano le stagioni, gli àpsidi sono gli estremi dell’asse maggiore dell'orbita della Terra.

5) – Per gli equinozi e solstizi sono indicate due date invece che una. Innanzi tutto bisogna ricordare che “equinozi” e “solstizi” sono dei punti reali sull’orbita della Terra, in cui la Terra giunge ogni anno con un ritardo di 6 ore, perché noi lo consideriamo di 365 giorni mentre, come abbiamo già detto, esso è lungo 365 giorni e 6 ore. Perciò, ogni anno successivo al primo, occorre aggiungere 6 ore alla ora di arrivo del Sole nel punto equinoziale o solstiziale e, quindi, al terzo anno si supera così il giorno e si va al giorno dopo: è per questo motivo che gli equinozi ed i solstizi hanno una data variabile. Ciò non succede, invece, per il solstizio d’estate che rimane sempre nello stesso giorno. L’anno bisestile, il quarto anno, con l’aggiunta di un giorno ai 365, fa ricominciare daccapo il conteggio.

LE STAGIONI

Sulla superficie della Terra vediamo il Sole che segue la propria traiettoria in cielo ad altezze diverse: di estate appare alto (eclittica alta) mentre d’inverno non si alza molto sull’orizzonte sud (eclittica bassa).

Questo succede perché la Terra gira intorno ad un asse inclinato di 23,5° rispetto al piano della eclittica, inclinazione che rimane costante nel percorso annuale intorno al Sole.

L’inclinazione dell’asse terrestre fa sì che la traiettoria del movimento apparente del Sole, oscilli tra +23,5° e -23,5° di declinazione.

L’escursione totale del Sole, tra la massima altezza raggiunta al solstizio d’estate e la minima raggiunta al solstizio d’inverno, è pertanto di ben 47°.

La durata del giorno (periodo di luce) dipende sia dalla latitudine che dalla stagione.(vedi fig. 6.2).

Fig. 6.2 – Illuminazione della superficie terrestre: estate.


Fig. 6.2 – Illuminazione della superficie terrestre: estate.

Nella figura vediamo che in estate metà globo è illuminato ma, per l’inclinazione dell’asse terrestre rispetto all’eclittica, e quindi rispetto al Sole, l’emisfero nord è più illuminato dell’emisfero sud.

Inoltre, il polo nord sarà illuminato per un lungo periodo (circa 6 mesi) mentre il polo sud sarà oscurato per un periodo altrettanto lungo.

Nel suo tragitto annuale intorno al Sole, la Terra, pur mantenendo la stessa inclinazione di 23,5° del suo asse, si troverà in un punto dell’orbita corrispondente all’equinozio di primavera ed a quello di autunno in cui i raggi arriveranno perpendicolarmente all’asse terrestre (vedi fig. 6.3).

Fig 6.3 – Nei giorni degli equinozi i raggi solari giungono sulla Terra perpendicolarmente al suo asse.


Fig 6.3 – Nei giorni degli equinozi i raggi solari giungono sulla Terra perpendicolarmente al suo asse.

In questi due giorni particolari, il giorno e la notte hanno la stessa durata di 12 ore in tutti i luoghi della Terra.

Il Sole sorge esattamente ad est e tramonta esattamente ad ovest.

Un eventuale osservatore, che si trovasse su uno qualsiasi dei poli, vedrebbe il nostro astro sull’orizzonte perché il suo orizzonte corrisponde all’equatore celeste.

La diversa durata del giorno, unita alla diversa incidenza dei raggi solari, determina un riscaldamento difforme dell’atmosfera e del suolo, i cui effetti originano le stagioni.

A grandi linee, le figure che seguono illustrano la relazione tra la diversa incidenza dei raggi solari e le stagioni; la situazione illustrata è ovviamente valida per l’emisfero settentrionale mentre, per l’altro emisfero, le stagioni sono invertite (vedi fig. 6.4).

 

Fig 6.4 – Relazione tra incidenza dei raggi solari e stagioni.


Fig 6.4 – Relazione tra incidenza dei raggi solari e stagioni.

È da notare che, durante il periodo estivo nel nostro emisfero, il Sole non è alla sua minima distanza dalla Terra, nonostante ciò i raggi scaldano di più perché le giornate sono più lunghe ed il Sole è più alto nel cielo.

Esiste quindi una relazione tra caldo=Sole alto nel cielo, freddo=Sole basso sull’orizzonte.

Il caldo o il freddo non dipende dalla distanza del nostro astro dal nostro pianeta perché la differenza nel percorso annuale, che è di circa cinque milioni di chilometri, è una differenza molto piccola, se confrontata con la distanza media di 150 milioni di chilometri.

Tutto merito dell’atmosfera che, pur sembrando evanescente, è in realtà un grosso scudo, che mitiga l’impatto dell’energia emessa dal
Sole, assorbendone una parte consistente e limitando gradualmente il riscaldamento del suolo, a seconda dell’incidenza dei raggi solari.

La figura che segue illustra graficamente l’ampia escursione dell’altezza del Sole tra l’estate e l’inverno per la nostra latitudine (vedi fig. 6.5).

Fig 6.5 – Differenza d’incidenza dei raggi solari alle nostre latitudini al variare delle stagioni.


Fig 6.5 – Differenza d’incidenza dei raggi solari alle nostre latitudini al variare delle stagioni.

NOTA: il Sole all’orizzonte, o vicino ad esso, acquista una colorazione rossastra perché i raggi di luce devono attraversare uno spessore maggiore di atmosfera, la quale assorbe le frequenze più alte della luce (quelle più vicine al blu), permettendo l’arrivo soltanto di quelle nell’intorno del rosso.

Lo stesso fenomeno avviene anche per la luce riflessa dalla Luna.

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Domenico D’Amato
Andrea Miccoli 

7 - LA PRECESSIONE EQUINOZIALE

LA PRECESSIONE

L’asse di rotazione di un corpo che gira intorno a se stesso, se soggetto ad azioni esterne, acquista un lento moto conico, detto di precessione.

Un esempio fisico che illustra la precessione è il movimento conico di una trottola quando posta in rotazione (vedi fig 7.1).

Fig 7.1 – Movimento conico di una trottola e della Terra (precessione).


Fig 7.1 – Movimento conico di una trottola e della Terra (precessione).

La Terra possiede un lento moto doppio-conico (precessione) per l’azione gravitazionale congiunta del Sole e della Luna.

Visto dal polo nord celeste, il movimento è in senso orario ed un giro è completato in circa 26.000 anni, durante i quali rimane costante l’inclinazione dell’asse terrestre rispetto all’eclittica, e varia soltanto la direzione in cielo.

A causa di tale moto il prolungamento dell’asse terrestre, che indica il polo nord celeste, traccia un cerchio di 23,5° di raggio intorno al polo nord dell’eclittica (vedi fig 7.2).

Fig 7.2 – Il moto di precessione dell’asse terrestre.


Fig 7.2 – Il moto di precessione dell’asse terrestre.

Il movimento di precessione della Terra è il risultato, in primo luogo, dell’azione gravitazionale del Sole e della Luna sul rigonfiamento equatoriale del nostro pianeta.

Ricordiamo infatti che la Terra non è perfettamente sferica ma schiacciata ai poli e rigonfia allo equatore, a causa della rotazione intorno al proprio asse.

La Luna di per sé contribuisce inoltre ad una piccola oscillazione dell’asse terrestre, detta nutazione, che si combina con il moto conico di precessione. La frequenza di questa oscillazione secondaria è di circa 18 anni, corrispondente al Ciclo di Saros.

Tale ciclo è il periodo di tempo impiegato dalla Luna, dal Sole e dalla Terra per venirsi a trovare nuovamente nella stessa posizione reciproca.

La Luna, pur se così piccola in confronto al Sole, influisce parecchio sul nostro pianeta perché l’attrazione gravitazionale (F) fra due corpi è direttamente proporzionale al prodotto delle masse ed inversamente proporzionale al quadrato della distanza considerata

F=GMm/d2  (vedi fig 7.3).

Fig. 7.3 – Sistema planetario Terra-Luna.


Fig. 7.3 – Sistema planetario Terra-Luna.

Il sistema planetario Terra-Luna va considerato come un sistema rigido, in cui esiste un baricentro comune, attorno cui ruota tutto il sistema: non è la Luna a girare intorno alla Terra ma è la Luna e la Terra che ruotano intorno al proprio baricentro comune (B in figura).

La precessione ha questo nome perché, a causa di questo moto, la fine di ogni anno solare precede di 20 minuti la fine dell’anno sidereo (o siderale).

Ricordiamo che l’anno siderale è il tempo impiegato dalla Terra per effettuare un giro completo di 360° intorno al Sole, riacquistando alla fine la stessa posizione rispetto alle stelle fisse.

LA PRECESSIONE EQUINOZIALE

La precessione equinoziale provoca principalmente tre effetti:

1 – Spostamento dei poli celesti;

2 – Sfasamento della posizione delle costellazioni rispetto al calendario;

3 – L’anno tropico risulta più corto di 20 minuti rispetto all’anno sidereo.

SPOSTAMENTO DEI POLI CELESTI

Il movimento doppio-conico dell’asse terrestre si traduce in una traiettoria circolare del polo nord celeste che compie un giro completo in circa 26.000 anni (25.800 per la precisione).

Il centro di rotazione della precessione tra le stelle è il polo nord dell’eclittica, situato nell'ansa della costellazione del Drago (vedi fig 7.4).

 Fig 7.4 – Lo spostamento del polo nord celeste per effetto della precessione.


Fig 7.4 – Lo spostamento del polo nord celeste per effetto della precessione.

La stella Polare è l’astro che si trova maggiormente vicino al punto preciso, in cui è proiettato il prolungamento dell’asse terrestre, discostandosene poco più di 40 primi d’arco di distanza (poco più di un diametro lunare in ampiezza).

Con il trascorrere degli anni, l’astro di riferimento per il polo nord celeste sarà però diverso: tra13.000 anni la stella di riferimento sarà Vega nella costellazione della LIRA.

La mappa illustrata in figura ne mostra il percorso fra le costellazioni.

SFASAMENTO DELLE COSTELLAZIONI

Il piano dell’orbita della Terra ed il piano dell’eclittica sono la stessa cosa. L’orbita della Terra ha la forma di una ellisse e quindi anche l’ellisse giace sul piano dell’eclittica.

Questa ellisse è tagliata a metà da una linea (la linea dei nodi) che passa attraverso il Sole.

Come già detto, questa linea è generata dall’intersezione fra il piano dell’orbita ed il piano dello equatore (terrestre o celeste, è lo stesso piano). Quindi il piano dell’equatore sta metà al di sopra del piano dell’orbita e metà al disotto dello stesso piano. 

Questa linea d’intersezione (la linea dei nodi), se vista dal polo nord celeste, ruota in senso orario (52” all’anno) anno dopo anno, ) per il movimento (doppio-conico) di precessione dell’asse della Terra.

Fa parte della linea dei nodi il Nodo Ascendente, cioè il Punto Gamma, che è il “punto” più importante del cielo, in quanto rappresenta l’origine delle coordinate celesti.

Ovviamente, se il Punto Gamma si muove e tutte le stelle del cielo rimangono ferme, succederà che anno dopo anno, ogni stella avrà, rispetto alla Terra, una posizione differente.

Questo movimento si traduce in una variazione delle coordinate degli astri, della posizione delle costellazioni e, in definitiva, del calendario. Vediamo perché.

Dobbiamo immaginare il meccanismo che produce il nostro calendario come una raggiera rigida, composta di 12 raggi e posizionata sull’orbita della terra mentre la Terra gira (Sole al centro).

Ogni spazio fra due raggi rappresenta il percorso della Terra in un mese e delimita una porzione di cielo.

A causa della precessione, la raggiera si muove rispetto alle stelle e con essa si sposta il punto Gamma (21 marzo).

Ne risulta che pian piano le costellazioni zodiacali si spostano rispetto ai mesi del calendario.

Esempio pratico: 2000 anni fa il Punto Gamma si trovava nella costellazione dell’Ariete (le corna di quest’animale hanno la forma della lettera greca Gamma, da cui Punto Gamma o anche Punto Ariete).

Per 2000 anni il Punto Gamma si è spostato di 52” l’anno. In duemila anni lo spostamento totale è stato di circa 30° (52” x 2000 = 104.000” ˜ 1734’ ˜ 30°), cioè 1/12-mo di 360°, che è pari a 1/12-mo di un anno, cioè un mese: per cui oggi il Punto Gamma si trova nella costellazione dei Pesci e non più nella costellazione dell’Ariete, da cui dista circa un mese.

Possiamo affermare che le costellazioni che si vedevano in un certo mese (e in un certo modo, per es. il Sole) 2000 anni fa, oggi non si vedono più in quello stesso mese ma nel mese successivo (vedi fig. 7.5).

 

Fig. 7.5 – Lo sfasamento delle costellazioni.



Fig. 7.5 – Lo sfasamento delle costellazioni.

ANNO TROPICO E ANNO SIDERALE

La Terra compie un giro completo di 360° intorno al Sole, trovandosi nella stessa posizione rispetto alle stesse fi sse, in un anno sidereo (o siderale) che equivale a 365g 6h 9min. Invece, il tempo impiegato dal nostro pianeta per percorrere un giro sull’orbita, da un equinozio di primavera al successivo equinozio di primavera (anno tropico), è di 365g 5h 49min, che normalmente arrotondiamo a
365g e 6h.

Ne risulta che l’anno tropico è 20 minuti più corto di quello sidereo.

La figura seguente illustra la diversa posizione della Terra alla fi ne di ogni anno tropico.

Si noti come questa posizione, che sull’eclittica corrisponde al Punto Gamma, si muova (in senso orario) ogni anno incontro alla Terra, che arriva in senso antiorario, favorendo così la chiusura in anticipo dell’anno tropico, che quindi “precede” la fi ne dell’anno sidereo, da cui il termine “precessione” (vedi fi g. 7.6).

Fig 7.6 – L’anno tropico sull’orbita.



Fig 7.6 – L’anno tropico sull’orbita.

La differenza potrebbe sembrare trascurabile ma, col passare degli anni, l’anticipo accumulato avrebbe prodotto degli errori tali che, se non corretti, non ci sarebbe più stata corrispondenza tra calendario e stagioni: vale a dire che avremmo il Natale in piena estate ed il ferragosto con la neve.

APPUNTI DI ASTRONOMIA 2011-2012

Domenico D’Amato
Andrea Miccoli 

8 - MOTI MILLENARI

La Terra gira intorno al Sole su un’orbita ellittica che non è né fissa nello spazio né mantiene nel tempo la stessa forma.

Esistono delle variazioni cicliche che interessano l’orbita e che hanno dei tempi lunghissimi, dello ordine delle decine di migliaia di anni.

In precedenza abbiamo parlato della precessione degli equinozi, un moto che ha un periodo di circa 26.000 anni.

Oltre a questo esistono anche altri moti millenari che sono:

- Spostamento della linea degli àpsidi;

- Variazione dell’eccentricità dell’eclittica;

- Variazione dell’inclinazione dell’asse terrestre.

SPOSTAMENTO DELLA LINEA DEGLI ÀPSIDI

La linea degli àpsidi è la congiungente dei punti estremi dell’eclittica: il più lontano (afelio) con il più vicino (perielio).

Questa linea ruota in senso antiorario (vista dal polo nord celeste) e compie un giro in circa 117.000 anni (vedi fig 8.1).

Fig. 8.1 – Rotazione della linea degli apsidi


Fig. 8.1 – Rotazione della linea degli apsidi

Attualmente la Terra si trova in afelio il 5 luglio, quando nel nostro emisfero siamo in piena estate e contemporaneamente l’emisfero australe è in pieno inverno; mentre invece, la Terra passa al perelio (punto più vicino al Sole) il 5 di gennaio, in pieno inverno, quando l’emisfero australe è in piena estate.

Questa situazione si dovrebbe invertire ogni 13.000 anni ad opera del moto di precessione.

Ma il moto di precessione, che è la rotazione in senso orario dell’asse della Terra, con un periodo di 26.000 anni, in combinazione con la rotazione antioraria della linea degli àpsidi, che ha un periodo di 117.000 anni, causa una inversione stagionale non più ogni 13.000 anni ma ogni 10.500 anni.

VARIAZIONE ECCENTRICITÀ DELL’ECLITTICA

Una ellisse è caratterizzata dall’eccentricità, un parametro che rappresenta lo schiacciamento rispetto ad un cerchio. Matematicamente l’eccentricità è data da:

eccentricità =  distanza tra i fuochi  / asse maggiore

Un valore zero corrisponde ad un cerchio.

Un valore più grande indica un maggiore schiacciamento della curva.

La forma dell’orbita della Terra è una ellisse con un’eccentricità variabile tra 0,0018 e 0,06, quella attuale è 0,0167 (= 5.000.000/300.000.000).

Un ciclo completo di variazione avviene in circa 92.000 anni.

L’aumento dell’eccentricità porta come conseguenza un aumento della distanza fra i due fuochi dell’ellisse - ricordiamo che in uno dei due fuochi risiede il Sole (vedi fig 8.2).

Fig 8.2 – Variazione eccentricità dell’eclittica.


Fig 8.2 – Variazione eccentricità dell’eclittica.

VARIAZIONE INCLINAZIONE ASSE TERRESTRE

L’asse di rotazione della Terra non mantiene fissa l’inclinazione rispetto al piano dell’eclittica, ma possiede una specie di ondeggiamento che ha una ciclicità di circa 41.000 anni.

L’azione congiunta del Sole e della Luna porta a degli squilibri nella posizione dell’asse di rotazione (oltre al moto conico responsabile della precessione degli equinozi ed alla nutazione), facendo variare l’inclinazione rispetto all’eclittica da un minimo di 21,5° ad un massimo di 24,5°.

La condizione attuale è in una posizione intermedia di 23,4°.

Nel complesso, si può dire che i tre movimenti ora esaminati portino con sé, con cicli diversi, delle conseguenze che accentuano i contrasti stagionali sulla Terra. L’azione congiunta di tutti questi cicli, in momenti particolari, è una delle cause principali del succedersi delle epoche glaciali ed interglaciali, di cui si hanno chiare prove nella recente storia geologica della Terra.

APPUNTI DI ASTRONOMIA 2011-2012

Domenico D’Amato
Andrea Miccoli

9 - L’UNIVERSO: DAL BIG BANG AL BIG CRUNCH

II nostro Universo ha avuto inizio da un punto. Un oggetto matematico senza dimensioni. La singolarità iniziale.

Non è dato sapere come e perché sia iniziato il Tutto. Ma sappiamo che il Creato è nato da una grande esplosione: il Big Bang. Un’esplosione universale che ha permesso a tutta la materia ed allo stesso spazio-tempo, compressi in quel punto, di essere.

Numerosi risultati sperimentali ne hanno sancito la correttezza: l’espansione dell’Universo scoperta da Hubble nel 1928 e la radiazione di fondo misurata da Penzias e Wilson nel 1965.

L’ESPANSIONE DELL’UNIVERSO

L’Universo è composto da corpi o strutture che non sono statiche. Tutto si muove e ruota intorno a qualcosa.

La conferma sperimentale che l’Universo è un organismo in movimento è avvenuta nel 1928 da Hubble; l’astronomo americano determinò che tutte le galassie si allontanano le une dalle altre come spinte da una forza immane; la velocità di allontanamento è proporzionale alla distanza e riuscì a misurarla e a fissarne una legge matematica (legge di Hubble), rilevando lo spostamento verso il rosso (in inglese: redshift) della luce di quegli oggetti lontani che ci arriva sino a noi.

L’effetto è simile all’effetto Doppler che interessa le onde sonore: una sorgente in movimento, ad esempio un treno, in avvicinamento il suono prodotto aumenta di frequenza (diventa più acuto), invece in allontanamento il suono diminuisce di frequenza (diventa più grave).

Per le onde luminose, che sono le messaggere degli oggetti celesti, avviene lo stesso fenomeno, i corpi in allontanamento si manifestano con una luce di frequenza più bassa (colore verso il rosso), mentre quelli che si avvicinano emettono una luce che arriva a noi con una frequenza maggiorata (colore verso il blu).

Hubble riuscì a determinare il legame tra velocità e spostamento verso il rosso (o verso il blu) e pose le basi per un Universo dinamico in espansione.

LA RADIAZIONE DI FONDO

Nel 1965 Penzias e Wilson scoprirono casualmente onde radio a bassa energia che sembravano riempire tutto lo spazio, come un sottofondo. Tale energia era omogenea e costante (isotropa) e non sembrava provenire da un punto particolare del cielo.

La natura era quella di emissione di corpo nero alla temperatura di circa 3° Kelvin (corrispondenti a circa -270° centigradi).

Questa radiazione di fondo è ciò che rimane del Big Bang, della “palla di fuoco” primordiale del nostro Universo.

L’immensa palla di fuoco si è espansa e si è raffreddata.

Considerando l’età stimata dell’Universo (circa 13,7 miliardi di anni), la temperatura media di quella palla di fuoco in espansione deve avere ora una temperatura media corrispondente al valore della radiazione di fondo.

È per questo motivo che tale emissione è detta anche radiazione fossile, perché essa è la radiazione superstite del Big Bang.

IL BIG BANG

II Big Bang è quell’evento che ha dato inizio al nostro mondo circa 13,7 miliardi di anni fa, imprimendo a tutto l’insieme una spinta che prosegue tutt’ora.

Le condizioni primordiali erano proibitive per qualsiasi cosa, materia ed energia compresa.

L’Universo era costituito da una sorta di zuppa energetica.

Con l’espansione, la zuppa energetica si raffreddò, permettendo l’esistenza e la formazione dei primi nuclei di idrogeno.

Le prime strutture nucleari si formarono circa tre minuti dopo l’inizio del tempo, con una temperatura vicina al miliardo di gradi.

Ma dobbiamo aspettare circa 100.000 anni prima che la temperatura scenda a circa 6.000 gradi per effetto dell’espansione e sia stato possibile la formazione stabile dei primi atomi di idrogeno ed elio.

Un processo inflativo, ossia un’accelerazione repentina della velocità di espansione dell’Universo e durato per un tempo limitato, ha generato la formazione di alcuni grumi, che hanno dato vita successivamente alle prime strutture celesti: le nebulose.

La forza impressa dal Big Bang ha permesso all’Universo di espandersi.

Ma la forza gravitazionale permette al Tutto di agglomerarsi e di rallentare nello stesso tempo l’espansione, che altrimenti continuerebbe all’infinito.

Il grafico che segue cerca per sommi capi di riepilogare la storia evolutiva del nostro Universo, dal Big Bang ai giorni nostri (vedi fig 9.1).

Fig 9.1 - La storia evolutiva del nostro Universo.



Fig 9.1 - La storia evolutiva del nostro Universo.

LE NEBULOSE E LE STELLE

Le stelle sono gli oggetti celesti che brillano di luce propria. Il nostro Sole è una di esse.

Le stelle originano dalle nebulose che sono delle “nuvole” di gas interstellare (solitamente idrogeno ed elio) e polveri.

Nell’interno delle galassie esistono delle ampie zone piene di gas interstellare e polveri che rappresentano la fucina delle stelle.

L’azione della gravità a livello locale fa sì che questo gas si concentri in tanti piccoli bozzoli.

Ogni bozzolo si comporta come una calamità che attrae altro materiale.

La parte interna, soggetta a pressione per il peso degli strati sovrastanti, si riscalda.

Quando la temperatura raggiunge valori dell’ordine di milioni di gradi, s’innesca una reazione fisica denominata fusione nucleare.

Così nasce una protostella.

La fusione nucleare è quel processo fisico che avviene quando si raggiungono dei valori di pressione e temperature tali che due nuclei contigui si fondono: il risultato è un nucleo di un materiale diverso.

Naturalmente il livello di pressione e temperatura è diverso da materiale a materiale (la temperatura è dell’ordine dei milioni di gradi), e l’idrogeno è quello più facile da “fondere”: sono necessari solo 15 milioni di gradi!

Il processo di fusione nucleare produce un materiale d’ordine superiore, ad esempio l’idrogeno produce elio, ed una grande quantità di energia, sotto forma di calore e di particelle energetiche (vedi fig 9.2).

Fig 9.2 – Il processo di fusione nucleare tra quattro nuclei di idrogeno (H) genera un nucleo di elio (He) più dell’energia.


Fig 9.2 – Il processo di fusione nucleare tra quattro nuclei di idrogeno (H) genera un nucleo di elio (He) più dell’energia.

Il calore generato viene diffuso nell’ambiente circostante; le particelle energetiche prodotte, invece, creano una pressione interna che gonfia la stella e contrasta l’attrazione gravitazionale che tende a comprimere il tutto verso il centro.

Si stabilisce una sorta di equilibrio tra gravità e pressione, senza questo equilibrio la stella non può sopravvivere.

LE GALASSIE

Le stelle non si formano isolate ma nascono in immense estensioni di gas e detriti.

L’insieme di questi enormi raggruppamenti di corpi da vita alle galassie.

Le galassie sono enormi agglomerati stellari che contengono miliardi di stelle.

La nostra Via Lattea è una di esse e contiene circa 200 miliardi di stelle.

La forma è solitamente un disco ruotante intorno ad un centro, con la popolazione stellare che si sfrangia in strisce spiraleggianti.

Le dimensioni sono dell’ordine di diverse decine di migliaia di anni-luce (circa 100.000 a.l. per la Via Lattea) (vedi fig 9.3).

Fig 9.3 – Evoluzione di una galassia.


Fig 9.3 – Evoluzione di una galassia.

VITA DELLE STELLE

Le stelle non vivono in eterno. Esse brillano sino a che esiste combustibile nel loro interno:il carburante principe è l’idrogeno, l’elemento che ha bisogno delle condizioni di temperatura e pressione più favorevoli, generando nel contempo anche una maggiore energia dalla reazione nucleare.

Il processo funziona anche con gli altri elementi, fino a che non si incontra il ferro e la reazione si interrompe.

Chiaramente a mano a mano che un elemento si esaurisce, la reazione prosegue con un elemento superiore ma si produce sempre meno energia; la stella cambia colore, si arrossa, sino a spegnersi quando l’energia prodotta non è più in grado di auto-alimentare la reazione nucleare.

Con lo spegnimento, la stella morente può seguire diverse strade evolutive secondo la sua grandezza:

1) — La stella si spegne e si contrae sino a trovare una sorta di equilibrio tra pressione dei materiali costituenti e l’attrazione gravitazionale: nane brune.

Ma nane brune sono anche quelle piccole stelle che non hanno raggiunto una grandezza tale da innescare una reazione di fusione nucleare duratura.

La massa di questi oggetti è inferiore a quella del nostro Sole.

2) — La stella prosegue nella lotta alla vita, trasferendo all’interno la reazione nucleare.

L’energia prodotta fa espandere il guscio esterno.

Quando l’espansione ha raggiunto un certo limite il guscio in espansione esplode, generando una supernova.

Il nucleo, se ha ancora del materiale da bruciare, diventa una nana bianca.

Il materiale espulso dall’esplosione si disperde lentamente nello spazio interstellare, formando attorno all’astro residuo centrale un tenue guscio sferico che si allarga sempre più con il passare del tempo: questo oggetto prende il nome di nebulosa planetaria.

3) – La gigante rossa, una volta espulso il guscio esterno, è condannata al collasso gravitazionale se il corpo non è in grado di auto-sostenersi con la reazione di fusione nucleare dei materiali residui.

Il collasso gravitazionale è quel processo fisico pilotato dalla forza gravitazionale che fa implodere la materia su se stessa. Tale implosione prosegue sino a che la resistenza degli atomi a compenetrarsi non la ostacoli.

Se la massa è compresa tra 1,5 e 3,5 masse solari, la forza implodente è tale da vincere anche la resistenza degli atomi: gli elettroni (particelle negative) vengono spinti contro il nucleo, attirati dai protoni (particelle positive) si annullano a vicenda, creando dei neutroni (particelle neutre).

La materia diventa costituita unicamente da neutroni.

Il corpo ottenuto è una stella di neutroni (o Pulsar, acronimo di PULsating StAR).

Corpo compatto che gira velocissimo (dell’ordine di un giro al secondo ed anche meno) e che non emette luce, ma un segnale elettromagnetico ad impulsi con frequenza pari alla sua velocità di rotazione, come fosse un faro.

Le dimensioni del corpo iniziali diventano minuscole: il nostro Sole si contrarrebbe sino ad avere un diametro di circa dieci chilometri!
Un centimetro cubo di questo materiale peserebbe circa un milione di tonnellate, la densità del nucleo atomico!

4) – Se la stella iniziale ha una massa enorme (oltre 3,5 masse solari), il destino finale è ancora diverso da quelli sino ad ora illustrati: il collasso gravitazionale prosegue all’infinito; si genera quello che i fisici chiamano: una singolarità, il buco nero.

La materia diventa sempre più densa.

Nulla sfugge al suo campo gravitazionale, che diventa sempre più grande, sempre più vorace.

Nulla riesce a partire dalla sua superficie, neanche la luce. Il corpo centrale diventa invisibile, da qui il nome di Buco Nero.

L’osservazione visuale diretta di un tale oggetto cosmico è praticamente impossibile.

L’immagine che segue compendia graficamente quanto appena detto (vedi fig. 9.4).


Fig 9.4 – Evoluzione tipica di una stella.



Fig 9.4 – Evoluzione tipica di una stella.

PARAMETRI DELLE STELLE

Le stelle emettono luce e si presentano a noi con caratteristiche diverse.

La prima peculiarità è che alcune sembrano essere molto brillanti, altre più deboli, oltre che presentare un colore diverso.

Gli astri non sono tutti uguali in grandezza e, soprattutto, non sono tutti alla stessa distanza.

Una stella più brillante (ad esempio Sirio) non è che una stellina in confronto a Rigel della costellazione di Orione, ma ci appare come la più brillante perché Sirio è distante solo 8,6 a.l. contro i 1.000 a.l. di Rigel. Rigel ha una massa 20 volte quella di Sirio.

Una prima caratteristica delle stelle è la magnitudine apparente (m), ossia la luminosità con cui la vediamo. Un altro parametro caratteristico è la magnitudine assoluta (M), ossia la luminosità con cui vedremmo la stella ad una distanza fissa di 10 parsec equivalenti a 32,6 a.l.

La luminosità più alta corrisponde ad una magnitudine più piccola.

Ad esempio: una stella di magnitudine apparente m=0 è 2,512 volte più luminosa di una di m=1, che è 2,512 volte più luminosa di una di magnitudine m=2, e così via.

In condizioni favorevoli, l’occhio umano è in grado di percepire le stelle fino alla magnitudine m=6.

In questo modo teoricamente si possono scorgere ad occhio nudo sino a circa 3.000 stelle per emisfero.

L’altro parametro che contraddistingue le stelle è il loro colore, sinonimo di età: le stelle azzurre sono le più giovani, quelle rosse sono le più vecchie.

All’osservazione visuale, le stelle si possono presentare in diversi modi:

- isolate;

- in sistemi multipli: sistemi binari, sistemi tripli e così via.
Molte delle stelle che osserviamo, ci sembrano singoli astri.
L’osservazione al telescopio mostra che la maggior parte fanno parte di sistemi multipli.
Ma ciò non significa che siano necessariamente dei sistemi legati fisicamente l’uno all’altro.
Possono semplicemente essere delle doppie o triple solo prospetticamente.
In altri casi, dei sistemi stellari li possiamo osservare in un modo, ma dal loro comportamento possiamo dedurre che hanno una o più compagne invisibili.

- In ammassi aperti, quando la concentrazione in una certa zona è superiore al normale, ma che comunque distinguiamo abbastanza facilmente gli astri presenti.

- In ammassi globulari, quando la concentrazione è tale che esso si presenta alla nostra osservazione come una nuvoletta sfrangiata, molto brillante, su cui riusciamo a distinguere qualche componente.

- In galassie. Tutte le stelle che vediamo ad occhio nudo appartengono alla nostra galassia, la Via Lattea. Solo M31, conosciuta col nome di Grande Galassia di Andromeda, è l’unico oggetto extra-galattico che si riesca a scorgere ad occhio nudo.

L’UNIVERSO OGGI

II nostro Universo è in espansione. Ma sino a quando?

Gli studiosi non sono concordi sul destino futuro del Tutto.

La quantità di materia ed energia contenuta nell’involucro universale non è conosciuto. Il comportamento delle galassie, fa presupporre che noi vediamo solo una minima parte (circa il 10 per cento) di ciò che veramente è l’Universo.

Ma cos’è questa parte invisibile e sconosciuta?

Per rispecchiare il mistero che circonda questa parte consistente di materia, i fisici hanno pensato bene di denominarla materia oscura.

Non possiamo dire nulla per specificare questo tipo di materia.

Non si riesce a renderla tangibile con nessun esperimento.

Sappiamo solo che c’è ed è la maggioranza dei costituenti il nostro mondo.

La quantità di materia esistente per un volume unitario (densità) determina la vita futura dell’Universo:

1) - se questa densità è inferiore alla densità critica, l’Universo si espanderà per sempre.
Ma comunque finirà per la morte di tutti i suoi componenti;

2) - se la densità è uguale a quella critica, l’espansione rallenterà, per fermarsi in un tempo infinito.
Ma comunque finirà per la morte dei suoi componenti;

3) - se la densità è superiore a quella critica, la forza gravitazionale rallenterà sempre più l’espansione, iniziata con il Big Bang, sino ad avere il sopravvento. A questo punto l’Universo inizierà a contrarsi, sino a che avverrà il Big Crunch: la grande contrazione. Il Big Crunch è il buco nero finale in cui tutto l’Universo precipiterà e finirà la sua esistenza.

Qual è il nostro destino? 

A noi non è dato sapere. I tempi sono comunque enormi.

APPUNTI DI ASTRONOMIA 2011-2012

Domenico D’Amato
Andrea Miccoli 

10 - IL SOLE

In passato si pensava che il Sole fosse un’enorme deposito di carbonio solido e di ossigeno necessario alla sua combustione.

L’ipotesi di una fornace a carbonio non poteva essere adeguata perché le scorte di combustibile si sarebbero esaurirete nel giro di poco tempo: 2.500 anni.

Una seconda ipotesi prevedeva l’emissione di calore prodotto per contrazione gravitazionale della materia di cui è composto: un corpo quando è compresso si riscalda.

Esiste però un periodo massimo di durata di questo effetto per un corpo delle dimensioni del nostro astro: 30 milioni di anni.

Con l’evoluzione della fisica nucleare si è capito qual è il meccanismo vero di produzione di tanta energia per un tempo così lungo: la fusione nucleare.

Il Sole è un enorme contenitore di idrogeno che, per effetto del proprio campo gravitazionale, si comprime fortemente e, in conseguenza di ciò, si riscalda enormemente.

Ad una determinata temperatura (oltre 15 milioni di gradi) e pressione (300 miliardi di atmosfere), gli atomi di idrogeno (un protone ed un elettrone) sono spinti l’uno contro l’altro e si fondono, dando inizio al processo di fusione nucleare.

In questo modo, quattro atomi di idrogeno si uniscono per dar vita ad un atomo di elio; ma l’atomo di elio risultante pesa meno dei quattro atomi di idrogeno di partenza.

Cosa ne è della massa mancante?

La massa mancante è trasformata in energia ed emessa sotto forma di fotoni (energia elettromagnetica = luce) e particelle elementari (vento solare).

Per avere un’idea dell’ordine di grandezza del processo che avviene nel nostro Sole (ed anche nelle stelle) 1.000 milligrammi di idrogeno che si fondono generano 993 milligrammi di elio.

I sette milligrammi mancanti si trasformano interamente in energia secondo la semplice formula di Albert Einstein sull’equivalenza di massa ed energia:

E = m c2

La piccola massa di 7 milligrammi si trasforma in una quantità enorme di energia perché moltiplicata per la velocità della luce c (300.000 km/sec) al quadrato: circa 200.000 KWh, equivalente al consumo di energia elettrica di un’abitazione media per circa 20 anni. È solo l’energia prodotta da 7 milligrammi di idrogeno!

Il Sole produce calore “bruciando” ogni secondo circa 600 milioni di tonnellate di idrogeno; le “ceneri” che rimangono dopo la fusione sono circa 596 milioni di tonnellate di elio, mentre le rimanenti 4 milioni di tonnellate di massa mancante (circa 7 per mille) sono espulse come energia luminosa (fotoni) e particelle elementari (vento solare); tutto questo avviene ogni secondo, da 5 miliardi di anni e per altri 5 miliardi di anni.

Alla fine della sua lunga vita di 10 miliardi di anni il Sole avrà perso solo il 1/1000 della sua massa iniziale!

Di tutta l’energia emessa dal Sole, sulla Terra ne arriva solo mezzo miliardesimo, tutto il resto è disperso nello spazio circostante.

DIMENSIONI DEL SOLE

Il Sole ha una massa di 2 x 1030 kg pari a 333.000 volte la massa della Terra e 750 volte la massa di tutti i pianeti e satelliti del sistema solare messi insieme. La sua massa costituisce il 99,87% della massa totale del sistema solare.

Il suo diametro di 1.400.000 km è quasi il doppio dell’orbita lunare, che misura al massimo 770.000 km.

Le illustrazioni che seguono rendono l’idea delle dimensioni enormi che ha; il diametro del Sole è messo a confronto con quello dei pianeti del sistema solare (vedi fig 10.1) e con l’orbita della Luna (vedi fig 10.2).

Fig 10.1 – Il Sole e i pianeti.


Fig 10.1 – Il Sole e i pianeti.

Fig 10.2 – Il Sole e l’orbita lunare.



Fig 10.2 – Il Sole e l’orbita lunare.  

L’OSSERVAZIONE DEL SOLE

Come tutti i corpi celesti, anche il Sole gira su se stesso ma, per la sua composizione gassosa, il tempo di rotazione non è uniforme: circa 27 giorni all’equatore e circa 30 giorni ad una latitudine di 40°.

La superficie del Sole che noi osserviamo è la fotosfera, ed è sormontata da una sottile atmosfera denominata cromosfera.

Al di fuori di essa vi è la corona, visibile solo durante le eclissi totali di Sole o con apposite strumentazioni.

Il Sole lo si può osservare come un qualsiasi astro, ma per poterlo fare con sicurezza occorre ridurre l’enorme calore e luminosità che ci invia.

Esistono in commercio diversi tipi di filtri, solitamente sotto forma di pellicole da applicare agli ingressi di tutti gli strumenti ottici che utilizziamo per le osservazioni dirette del Sole: tubo ottico, cercatore, ecc.

Di filtri solari ne esistono diversi in commercio, uno di essi è il Mylar.

Possiamo utilizzare il vetro nero usato dai saldatori, quello con il maggior potere bloccante; come pure è valido il disco interno di un vecchio floppy disk per computer.

Altri sistemi, come quello del vetro affumicato, non proteggono a sufficienza l’occhio e potrebbero arrecare danni permanenti alla retina.

Esiste un metodo particolare per osservare il Sole, quello a proiezione, valido soprattutto quando si è in molti, ma che necessita di una meticolosa cura nell’inseguimento del Sole durante tutto il periodo di osservazione, per evitare danni irrimediabili al telescopio.

Il telescopio senza protezioni è diretto verso il Sole, l’immagine del nostro astro è proiettato dall'oculare su di una superficie bianca posta perpendicolarmente all’asse dell’oculare stesso.

Allontanando tale superficie è possibile ingrandire l’immagine del Sole ed osservarne tutti i particolari possibili con comodità.

Attenzione! Ricordiamo che la luce solare entrante nel tubo del telescopio viene concentrata nel fuoco per poi fuoriuscire attraverso l’oculare.

La parte dell’immagine solare che non fuoriesce attraverso l’oculare danneggia irrimediabilmente in pochi secondi le parti (solitamente in materiale plastico) di supporto alla lente dell’oculare.

È bene fare molta attenzione a che l’immagine fuoriesca completamente (basso ingrandimento, centratura del disco solare). Inoltre, non tutti i tipi di oculari possono essere usati per “proiettare” il Sole: i Plossl, gli ortoscopici e gli RKE, non possono essere usati, perché il loro sistema
ottico è formato da più lenti incollate tra loro, che potrebbero essere rovinate irrimediabilmente dallo effetto del calore dei raggi solari sulla colla.

Per riepilogare: gli oculari da usare sono quelli ad una sola lente o formati da lenti non incollate tra loro, tipo Ramsden o Huygens e, comunque, il Sole deve passare interamente attraverso le lenti, pena la fusione del supporto su cui è alloggiata la lente dell’oculare. Ne consegue che l’oculare da usare non deve fornire un ingrandimento eccessivo: l’immagine del disco solare deve essere completa per tutta la durata dell’osservazione.

COSA OSSERVARE?

L’osservazione del Sole, ad occhio nudo o col telescopio (chiaramente con le dovute precauzioni), ci mostra un corpo sferico dal bordo netto, come fosse di metallo.

Nonostante il nostro astro sia composto di gas, a causa dell’alta temperatura, lo stato della materia è tale da risultare opaco alla vista, conferendo all’insieme una sembianza metallica.

Ciò che vediamo è la fotosfera, un piccolo straterello di circa 600 km di profondità.

Schermando opportunamente il telescopio è possibile osservare una certa granulosità della sua superficie.

La granulosità è generata dai moti convettivi del gas: la parte più chiara è l’apice della colonna di gas ascendente e quella più scura è la parte discendente.

Sono solitamente visibili delle macchie scure che rappresentano regioni più fredde (circa 4.000°K) rispetto alla superficie circostante (circa 6.000°K); possono avere delle estensioni che superano la grandezza della Terra; la loro frequenza varia secondo un ciclo che dura undici anni.

Con l’osservazione delle macchie solari in più giorni consecutivi ci possiamo rendere conto della veloce rotazione del Sole.

In concomitanza con il massimo di questo ciclo (il massimo del numero delle macchie solari), il Sole emette un’elevata quantità di particelle e di radiazioni, che possono avere effetti devastanti nello spazio circostante, danneggiando satelliti artificiali in orbita e provocando aurore boreali e disturbi alle comunicazioni a lunga distanza.

Sulla fotosfera sono osservabili talvolta anche dei brillamenti (facole), delle piccole esplosioni che danno luogo ad aumenti della luminosità a livello locale.

Al di sopra della fotosfera, per un’altezza di circa 10.000 km, si estende la cromosfera.

In questa zona è possibile osservare dei filamenti o delle protuberanze, ossia dei getti di materia incandescente, che creano degli archi di forma variabile, che si estendono per migliaia di km al di sopra della superficie del Sole, e la cui quantità è legata al ciclo undecennale delle macchie solari.

Solitamente si evolvono nel giro di poche ore.

L’osservazione dei filamenti e delle protuberanze è possibile soltanto con particolari attrezzature: filtri H-alfa, abbastanza costosi.

L’attività del Sole, che si manifesta nella corona (la zona esterna alla cromosfera) può essere osservata durante una eclissi totale di Sole oppure con strumentazioni sofisticate che simulano una eclissi: il coronografo, uno strumento non amatoriale.

APPUNTI DI ASTRONOMIA 2011-2012

Domenico D’Amato
Andrea Miccoli 

11 - LA LUNA

La Luna è l’unico satellite della Terra. È un corpo celeste roccioso con un diametro di circa 3.500 km.

Orbita intorno al nostro pianeta seguendo una traiettoria ellittica e mostra sempre la stessa faccia in virtù del suo moto di rotazione sincrono: fa un giro su se stessa nello stesso tempo che impiega per effettuare un’orbita completa.

La minima distanza dalla Terra (perigeo) è di 356.000 km, mentre la massima distanza (apogeo) è di 406.000 km. La distanza media è 384.400 km.

La Luna ha origini incerte. Sono state formulate varie ipotesi per la sua genesi, tra cui:

1 – accrescimento dalla nube protoplanetaria,
2 – distacco dalla Terra,
3 – corpo esterno catturato dalla gravità terrestre,
4 – collisione di un corpo celeste con la Terra.

ACCRESCIMENTO

Il sistema solare ha avuto origine da una nube protoplanetaria che aveva al suo centro il nostro Sole, una stella residua della fine di un’altra stella che aveva terminato il suo ciclo vitale.

Il materiale espulso si era riunito in un disco roteante intorno all’astro centrale superstite.

Col tempo i pezzi più grandi hanno attratto pezzi più piccoli dando vita alla formazione dei protopianeti.

Attraverso scontri ed aggregazioni successive si sono formati gli attuali pianeti ed i relativi satelliti.

La forma tonda è dovuta all’azione gravitazionale che comprime il materiale aggregato e ne fa innalzare la temperatura sino a far fondere il suo nocciolo.

Le attività telluriche e vulcaniche, insieme al campo gravitazionale, ne hanno modellato la forma.

La Luna potrebbe essere nata in questo modo.

La Terra, posta nelle vicinanze, l’avrebbe poi catturata gravitazionalmente per farne un suo satellite (vedi fig 11.1).

Fig. 11.1 – La nascita del sistema solare, e della Luna in particolare, per accrescimento da una nube protoplanetaria.
Fig. 11.1 – La nascita del sistema solare, e della Luna in particolare, per accrescimento da una nube protoplanetaria.

DISTACCO

L’ipotesi del distacco dal nostro pianeta non è molto plausibile: la densità superficiale è troppo diversa anche se la composizione chimica della parte superficiale dei due corpi ha fatto pensare a questa possibilità.

Questa ipotesi prevede che, all’epoca della fase di protopianeta, la Terra avesse una velocità di rotazione elevata: circa 1 giro in 4 ore. L’alta forza centrifuga, unita alla plasticità della crosta terrestre, avrebbe permesso l’espulsione di una grossa parte del nostro pianeta, che sarebbe rimasto in orbita intorno ad esso (vedi fig 11.2).

Fig 11.2 – Il distacco di una parte della Terra per effetto centrifugo avrebbe dato origine alla Luna.
Fig 11.2 – Il distacco di una parte della Terra per effetto centrifugo avrebbe dato origine alla Luna.

CATTURA

Una terza ipotesi, sull’origine della Luna dalla nube protoplanetaria, prevede che essa si sia formata altrove rispetto alla Terra, ma, transitando nelle vicinanze del nostro pianeta, sia stata catturata dal suo campo gravitazionale, rimanendo intrappolata e diventandone il suo satellite.

Tale ipotesi è di difficile accettazione, perché esiste una legge dinamica (limite di Roche) secondo cui un corpo proveniente dall’esterno, se si avvicina ad un pianeta al disotto di una distanza pari a circa due volte e mezzo il raggio del pianeta maggiore (la Terra in questo caso), viene letteralmente sbriciolato dalla forza gravitazionale del pianeta principale.

Una verifica a tale previsione teorica si è avuta nel 1994 con la cometa Shoemaker-Levy 9 precipitata su Giove: nelle vicinanze del pianeta la cometa si è frantumata in 21 pezzi.

Per le sue dimensioni la Luna, se fosse arrivata da lontano, sarebbe dovuta entrare nel limite di Roche per essere catturata dalla gravità terrestre per cui non sarebbe sopravvissuta allo sconquasso gravitazionale (vedi fig 11.3).

Fig 11.3 – Un corpo celeste (formatosi altrove) catturato dal campo gravitazionale terrestre avrebbe dato origine alla Luna.
Fig 11.3 – Un corpo celeste (formatosi altrove) catturato dal campo gravitazionale terrestre avrebbe dato origine alla Luna.

COLLISIONE

L’ipotesi della collisione prevede che un grande corpo celeste, delle dimensioni del pianeta Marte, si sia scontrato con il nostro pianeta.

A seguito di tale scontro, sarebbe stato espulso del materiale nello spazio che, rimasto in orbita intorno alla Terra, si sarebbe successivamente riaggregato sino a formare la Luna.

È l’ipotesi più accreditata sulla formazione del nostro satellite (vedi fig 11.4).

Fig 11.4 – Formazione della Luna per collisione della Terra con un grande corpo celeste.
Fig 11.4 – Formazione della Luna per collisione della Terra con un grande corpo celeste.

MESE LUNARE SIDEREO E SINODICO

Il mese sidereo della Luna si riferisce al periodo di tempo che impiega la Luna a compiere un giro completo intorno alla Terra (=360°), avendo come riferimento una stella fissa; esso dura 27 giorni e 7 ore circa.

Il mese sinodico è invece il tempo necessario alla Luna per fare un giro intorno alla Terra e trovarsi, alla fine di questo giro, nella stessa posizione di partenza sia rispetto alla Terra che rispetto al Sole; esso vale 29 giorni e 12 ore circa (vedi fig 11.5).

Fig.11.5 – Mese sidereo e mese sinodico lunare.


Fig.11.5 – Mese sidereo e mese sinodico lunare.

FORMA DELL’ORBITA LUNARE

La Luna orbita intorno alla Terra ad una distanza media di circa 384.000 km.

La Terra non è ferma nello spazio, ma si muove intorno al Sole sull’eclittica e nel periodo di tempo che la Luna impiega a fare un giro completo intorno al nostro pianeta, la Terra si sposta di circa 30° sull’eclittica.

Se allarghiamo la visuale alla curva dell’orbita della Terra, vediamo che la traiettoria della Luna rispetto al Sole si discosta poco dall’eclittica. Lo scostamento appare come un leggero ondeggiamento perché la dimensione dei più o meno 384.000 km è un’inezia rispetto alla distanza media di 150 milioni di km che separano la Terra dal Sole.

La combinazione del movimento di rotazione della Luna intorno alla Terra e lo spostamento contemporaneo della Terra lungo la sua orbita, fa sì che la traiettoria seguita dal nostro satellite sia sempre una curva concava verso il Sole e mai convessa. 

La figura che segue cerca di rappresentare questa particolarità ma per le distanze in gioco la scala del disegno non è in grado di rappresentare il tutto in modo visibile, sia la Terra che la Luna sarebbero dei puntini insignificanti, perciò si è volutamente esagerata la rappresentazione solo per illustrare meglio la caratteristica (vedi fig 11.6).

 

Fig 11.6 – Il moto del sistema Terra-Luna sull’eclittica.
Fig 11.6 – Il moto del sistema Terra-Luna sull’eclittica.

FASI LUNARI

L’orbita della Luna giace su un piano che forma un angolo di 5° rispetto al piano dell’eclittica.

Durante un giro completo, il nostro satellite si trova in diverse posizioni relative al Sole: sia la Luna che la Terra hanno sempre metà globo illuminato, mentre la Terra però alterna la notte ed il giorno sull’intero globo in 24 ore, grazie alla sua rotazione, la Luna compie lo stesso ciclo in 29,5 giorni.

Nel frattempo, mostra ad un osservatore sulla Terra una conformazione della parte illuminata variabile ogni giorno (vedi fig 11.7).

Fig 11.7 - Le fasi lunari.


Fig 11.7 - Le fasi lunari.

L’inizio del ciclo è fissato con la fase di Luna Nuova, ossia quando la Luna si trova tra noi ed il Sole, esattamente sulla congiungente (chiaramente un po’ sotto o un po’ sopra, altrimenti si avrebbe una eclisse di Sole). Sorge insieme al Sole.

La Luna di Primo Quarto si ha quando si vede metà superficie lunare illuminata, cioè il terminatore (la linea di demarcazione fra la parte al buio e la parte illuminata) è esattamente a metà; (vale il detto mnemonico: gobba a ponente luna crescente).

In questa fase sorge a mezzogiorno, è al meridiano al tramonto del Sole e tramonta a mezzanotte (alla nostra latitudine).

La Luna Piena è quando ne vediamo illuminata tutta la superficie.

Si trova fisicamente sulla congiungente Sole-Terra, dalla parte esterna della Terra.

Sorge al tramonto del Sole, è al meridiano a mezzanotte e tramonta al sorgere de Sole.

Ultimo Quarto quando è illuminata la metà orientale (anche qui vale il detto mnemonico: gobba a levante luna calante). Terminatore ancora al centro; sorge a mezzanotte, è al meridiano al sorgere del Sole e tramonta a mezzogiorno.

La Luna è visibile ad occhio nudo interamente illuminata per due o tre giorni, e non solo il giorno di Luna Piena, perché l’occhio umano non percepisce facilmente la riduzione della superficie illuminata.

L’intero ciclo delle fasi lunari dura 29,5 giorni, perciò tra una fase e l’altra intercorrono poco più di sette giorni.

La Luna ha una velocità angolare di circa 360° in 27,7 giorni, per cui ogni giorno (24 ore) si muove in cielo di circa 13°; ciò significa che ogni giorno la troveremo in cielo spostata verso est di 13° rispetto alla posizione che aveva il giorno prima alla stessa ora.

Possiamo anche affermare che la Luna percorre ogni ora una distanza angolare pari a circa il suo diametro apparente (30’).

LA SUPERFICIE

La Luna ha forma sferica e non possiede un’atmosfera. La sua superficie si presenta molto varia e ben distinguibile nei particolari all’osservazione telescopica.

Essa presenta una grande varietà di crateri e zone pianeggianti.

I crateri sono per la maggior parte causati da impatti di corpi esterni vaganti per il sistema solare: comete, meteoriti o piccoli asteroidi.

Qualcuno, più antico, ha avuto origini vulcaniche ma questi risalgono all’epoca della formazione quando la sua superficie era rotta da eventi tellurici di consolidamento della forma.

Le zone che appaiono di colore uniforme, e che sono per lo più pianeggianti, vengono dette mari, anche se non vi è assolutamente né acqua né alcun altro liquido.

I crateri hanno dimensioni varie che possono raggiungere e superare i 200 km di diametro ed i 6.000 metri di altitudine.

L’OSSERVAZIONE LUNARE

L’alta luminosità superficiale della Luna ne permette l’osservazione anche da siti non particolarmente bui, come quelli cittadini.

Le notti migliori sono quelle in assenza di vento e poca turbolenza atmosferica.

Quest’ultimo fattore viene indicato con la Scala di Antoniadi che consiste in una serie di cinque valori assegnati al “seeing”, ossia ai livelli di turbolenza dell’atmosfera che limita la corretta visione dei particolari superficiali.

La Scala di Antoniadi è così strutturata:

Seeing I - Eccezionale. Immagine perfetta e immobile. Tollerate lievi e rare ondulazioni che non pregiudicano la definizione anche nei particolari più minuti.

Seeing II - Buono. Lunghi intervalli con immagine ferma, alternati a brevi momenti di leggero tremolio.

Seeing III - Medio. Immagine disturbata da tremolii, con alcuni momenti di calma.

Seeing IV - Cattivo. Immagine costantemente perturbata da persistenti tremolii.

Seeing V - Pessimo. Immagine molto perturbata che a stento permette di eseguire uno schizzo
approssimativo.

Nonostante la Luna ci mostri sempre la stessa faccia, una osservazione continuativa permette la visione di oltre metà del globo lunare.

L’asse della Luna non è perpendicolare alla sua orbita, ma è inclinato di mezzo grado, producendo un effetto, detto librazione, che ci consente di vedere elementi del suolo lunare poco oltre il bordo, variabile a seconda della posizione della Luna.

L’osservazione telescopica della Luna è migliore quando il nostro satellite è parzialmente illuminato.

Lungo il terminatore la luce radente provoca delle ombre allungate che permettono una visione prospettica più dettagliata della sua superficie.

Comunque, qualunque fase lunare merita l’attenzione dell’astrofilo.

Ognuna di esse ha delle particolarità che la rendono degna di essere osservata.

Ad esempio, la luce solare della Luna Piena appiattisce i particolari della sua superficie, ma in queste condizioni di illuminazione risaltano le raggiere di alcuni crateri, come quella del sistema Tycho.

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Domenico D’Amato
Andrea Miccoli

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.


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.


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.
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!

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Domenico D’Amato
Andrea Miccoli


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.


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.


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
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 

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Domenico D’Amato
Andrea Miccoli

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.
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.
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.



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.
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.


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.



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.

APPUNTI DI ASTRONOMIA 2011-2012

Domenico D’Amato
Andrea Miccoli

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.


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.
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.


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

Domenico D’Amato
Andrea Miccoli 

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



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.


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

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.


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.
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.
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.


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.
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.

APPUNTI DI ASTRONOMIA 2011-2012

Domenico D’Amato
Andrea Miccoli

18 - STRUMENTI PER L’OSSERVAZIONE DEL CIELO

LA LUCE

Non tutti sanno esattamente cosa sia la luce, gli stessi scienziati hanno impiegato un bel po’ di secoli per scoprirlo.

A lungo ci si è accontentati di credere che un creatore, dopo aver fatto il cielo e la terra e prima di accingersi a creare tutto il resto dell’universo, “fiat lux et lux facta est”.

Del resto, è difficile immaginare che potesse creare il firmamento, mari e monti, piante ed animali, operando completamente al buio. Meno difficile, invece, è sospettare che la luce sia venuta a mancare al momento di creare l’uomo, che in effetti mostra qualche difetto di costruzione.

A parte gli scherzi, e prescindendo dalle credenze personali riguardo all’origine dell’universo, è impossibile immaginare processi fisici o chimici senza produzione di energia, né si può pensare che l’energia si accumuli indefinitamente sul corpo che l’ha generata senza essere scambiata, in qualche modo, attraverso lo spazio circostante sotto forma di energia raggiante.

Ebbene, la luce è la manifestazione visibile ai nostri occhi di questo fenomeno ben più ampio, che comprende in maniera unificata aspetti elettrici ed aspetti magnetici, oltre agli aspetti ottici coinvolti nel processo della visione. La radiazione elettromagnetica, come viene usualmente chiamata ai nostri giorni, è un fenomeno dalla duplice natura corpuscolare ed ondulatoria, come si è evinto dopo secoli di esperimenti.

Dal punto di vista corpuscolare, la radiazione elettromagnetica si trasmette sempre in multipli interi di un’unità elementare (fotone).

Dal punto di vista ondulatorio, questa propagazione energetica può essere descritta da una lunghezza d’onda lambda, da una frequenza ni e da un’ampiezza, dando luogo ai fenomeni di diffrazione ed interferenza tipici della propagazione ondosa.

Lunghezza d’onda e frequenza sono grandezze collegate, come si può intuire, essendo inversamente proporzionali, il loro prodotto è costante ed è pari alla velocità della luce nel mezzo attraversato.

Nella generalità dei casi, lambda è la distanza tra due creste successive dell’onda ed è misurata in nanometri (nm), corrispondenti al miliardesimo di metro, mentre ni corrisponde al numero di oscillazioni compiute dall’onda in un dato periodo ed è misurata in hertz (Hz), cioè cicli al secondo.

La radiazione elettromagnetica è distribuita su un ampio spettro di lunghezze d’onda, di cui soltanto una banda ristretta (380-760 nm) è visibile ai nostri occhi ma è possibile, tramite specifici strumenti attivi su altre bande (onde Radio, Raggi X, etc.), aprire ulteriori finestre per una indagine più approfondita dell’universo (vedi fig 18.1).

Fig 18.1 – L’onda e lo spettro della radiazione elettromagnetica.


Fig 18.1 – L’onda e lo spettro della radiazione elettromagnetica.

La luce si propaga in linea retta, deviando dal suo percorso se incontra un oggetto riflettente (riflessione), o se attraversa medium di densità diversa (rifrazione), o se passa in prossimità di un oggetto fortemente massiccio come una stella, un buco nero o una galassia (deflessione).

La riflessione avviene quando un raggio di luce colpisce una superficie e parte del raggio incidente o quasi tutto viene riflesso in un’altra direzione con un angolo uguale - rispetto alla perpendicolare al punto incidente (vedi fig 18.2.a).

 

Fig 18.2 – a) - Riflessione di un raggio di luce.


Fig 18.2 – a) - Riflessione di un raggio di luce.

La rifrazione avviene quando un raggio di luce deve attraversare un materiale trasparente di densità diversa da quello in cui arriva; si manifesta con la deviazione del percorso secondo un angolo diverso da materiale a materiale e dipendente anche dalla lunghezza d’onda della luce stessa.

La luce composta, come può essere quella del Sole, viene scomposta formando l’arcobaleno (vedi fig 18.2.b).

Fig 18.2 – b) – Rifrazione di un raggio di luce.


Fig 18.2 – b) – Rifrazione di un raggio di luce.

La deflessione dei raggi di luce, che passano radenti ai bordi del Sole, fu predetta per la prima volta da Einstein, che la stimò pari a circa 1,75’’ di arco (fig 18.2.c) in una comunicazione del novembre 1915.

 

Fig 18.2 – c) – Deflessione di un raggio di luce.
Fig 18.2 – c) – Deflessione di un raggio di luce.

La successiva verifica, a seguito della spedizione di Sir Eddington a Prince Island nel 1919, fu la prima eclatante conferma sperimentale della Relatività Generale, e fece immediatamente dello scienziato una celebrità mondiale.

Sfruttando i primi due fenomeni, è possibile creare degli strumenti che migliorino la visione degli oggetti lontani oppure, tramite l’effetto di lente gravitazionale del terzo, è possibile ricavare preziose informazioni cosmologiche.

LENTI E SPECCHI

Le lenti sono dispositivi di materiale trasparente con le superfici di forma tale che, a causa della rifrazione, i raggi di luce che le attraversano vengono deviati e concentrati in un unico punto detto fuoco.

La distanza tra la lente ed il fuoco è detta distanza focale (vedi fig 18.3).

Fig. 18.3 – Lente.


Fig. 18.3 – Lente.

Gli specchi sono dispositivi che, tramite una superficie di forma appropriata e trattata in modo particolare, riflettono la luce e ne fanno convergere i raggi in un unico punto detto fuoco.

La distanza tra lo specchio ed il fuoco è detta distanza focale (vedi fig 18.4).

 

Fig 18.4 – Specchio.
Fig 18.4 – Specchio.

IL BINOCOLO

Il binocolo è lo strumento che permette una visione a grande campo del cielo e, soprattutto, una visione più naturale perché impegna entrambi gli occhi.

Esso è composto da due parti simmetriche a lenti, in cui esiste un sistema di regolazione della messa a fuoco generale (uguale per entrambe le parti), uno di messa a fuoco per una parte e un sistema per variare la distanza tra gli oculari, in modo da poterli adattare alla distanza tra gli occhi dei diversi utilizzatori.

I binocoli comuni hanno gli oculari fissi e sono indicati da una coppia di numeri(ad es., 7 x 50).

Il primo numero (7x) indica l’ingrandimento ed il secondo (50) il diametro in millimmetri dei singoli obiettivi.

Fino a circa 10 ingrandimenti, è possibile effettuare osservazioni a mano libera o semplicemente appoggiandosi ad un supporto fisso.

Ingrandimenti superiori richiedono che il binocolo sia fissato saldamente su una montatura.

Negli ultimi anni sono stati posti in commercio binocoli per uso astronomico, con caratteristiche simili ai telescopi.

Questi permettono una visione più agevole ma hanno il grave difetto di costare troppo.

In questi strumenti con obiettivi di grande diametro, gli oculari sono estraibili e si può pertanto variare l’ingrandimento.

È come avere due telescopi perfettamente identici, con una dotazione di oculari doppia e quindi doppia spesa!

IL TELESCOPIO

Il telescopio è uno strumento che migliora la visione degli oggetti lontani, permettendo di vedere particolari che altrimenti l’occhio umano non sarebbe in grado di percepire.

L’occhio umano ha una pupilla che misura circa 7 mm di diametro, quando è adattata al massimo per la visione notturna, la sua capacità di raccogliere luce è proporzionale alla sua superficie, cioè al quadrato del diametro.

Tanto per intenderci, una lente di 3 cm è in grado di raccogliere una quantità di luce 18 volte superiore all’occhio umano (questo numero è dato dal rapporto tra le superfici).

L’oculare del telescopio ha la funzione di questa lente e, quando l’occhio si accosta per vedere attraverso di esso, vede cose che altrimenti non sarebbe in grado di percepire, sfruttandone la maggiore capacità di raccogliere la luce.

Il telescopio è formato da una lente o uno specchio – tra poco si vedrà la differenza – che concentra la luce proveniente dalle stelle nel fuoco (data la loro enorme distanza, è come se fossero all’infinito, per cui i raggi si possono considerare paralleli).

Nel fuoco l’immagine è ripresa dall’oculare che provvede all’ingrandimento.

La prima cosa da notare è che l’ingrandimento non dipende dalla grandezza del telescopio ma unicamente dalle caratteristiche dell’oculare (in seguito si vedrà in che modo).

I telescopi si suddividono in rifrattori e riflettori.

TELESCOPIO RIFRATTORE

I telescopi rifrattori sono quelli che sfruttano la rifrazione della luce attraverso una o più lenti (obiettivo) che concentrano la luce proveniente dalle stelle nel fuoco, dove si forma l’immagine che verrà poi ingrandita dall’oculare.

Sono strumenti che diventano più ingombranti man mano che cresce il diametro (e quindi la lunghezza focale), dovendo essere lunghi almeno quanto la loro lunghezza focale.

Data la complessità delle lenti e della struttura che deve sostenerle, sono molto costosi ma sono i migliori per l’osservazione planetaria e della Luna (vedi fig 18.5).

Fig 18.5 – Telescopio rifrattore con obiettivo formato da una lente doppia (doppietto acromatico).


Fig 18.5 – Telescopio rifrattore con obiettivo formato da una lente doppia (doppietto acromatico).

TELESCOPIO RIFLETTORE

I telescopi riflettori sono quelli che sfruttano invece la riflessione della luce sulla superficie opportunamente sagomata di uno specchio, allo scopo di concentrarla su un piano focale in cui è posto l’oculare che, anche in questo caso, determinerà poi l’ingrandimento dell’immagine.

In linea teorica, questo è il principio di funzionamento ma l’applicazione pratica di questo principio è svolta secondo diversi schemi ottici, di cui i tre seguenti sono quelli maggiormente utilizzati dagli astrofili:

1. Newtoniano,
2. Schmidt-Cassegrain,
3. Maksutov.

Il riflettore newtoniano è il più semplice tra tutti ed adatto (come tutti i riflettori) all’osservazione del cosiddetto “cielo profondo”, ossia galassie, nebulose ed ammassi stellari.

È formato da uno specchio principale (obiettivo) di forma parabolica, che riflette la luce in avanti verso il fuoco.

Ad una certa distanza, sull’asse ottico, è posto uno specchietto piano (secondario) a 45°, che ha il compito di riflettere il fascio di luce proveniente dallo specchio primario e convogliarlo lateralmente verso l’oculare, permettendo una comoda visione laterale (vedi fig 18.6).

 

Fig 18.6 – Telescopio riflettore newtoniano.

Fig 18.6 – Telescopio riflettore newtoniano.

Lo Schmidt-Cassegrain è così chiamato perché ha incorporato il correttore di Schmidt, una lente piana da una parte e a curvatura variabile dall’altra (convessa al centro e concava lungo i bordi).

È formato da uno specchio primario sferico, che provvede alla riflessione e alla concentrazione dei raggi di luce provenienti dalle stelle in un fuoco.

Il fascio di luce riflesso viene intercettato da uno specchietto piano, posto sul correttore di Schmidt perpendicolare all’asse ottico. Il fascio viene infine convogliato al fuoco dell’oculare, attraverso un foro nello specchio primario (vedi fig 18.7).

 

Fig 18.7 – Telescopio riflettore Schmidt-Cassegrain.
Fig 18.7 – Telescopio riflettore Schmidt-Cassegrain.

Il riflettore Maksutov è una semplificazione dello Schmidt, in cui tutte le superfici sono sferiche e quindi più facili da ottenere e più precise.

Il correttore di Maksutov toglie l’aberrazione sferica ma induce un certo cromatismo.

Lo specchietto secondario è ottenuto argentando una piccola superficie del correttore.

Per il resto, il percorso del fascio di luce è identico allo Schmidt-Cassegrain, visto sopra (vedi fig 18.8).

 

Fig 18.8 - Telescopio riflettore Maksutov.
Fig 18.8 - Telescopio riflettore Maksutov.

GLI OCULARI

L’oculare è quell’accessorio del telescopio che provvede a rendere visibile e ad ingrandire l’immagine raccolta dall’obiettivo.

Essi sono formati da una o più lenti che, a seconda dello schema ottico, prendono un nome diverso.

In linea di massima, maggiore è la quantità di lenti in un oculare, meno luminosa sarà l’immagine finale, perché ogni passaggio attraverso una lente fa perdere energia al raggio di luce che lo attraversa.

La scelta di un certo schema ottico è però dettato dalla necessità di correggere i difetti ottici che si manifestano quando la luce attraversa una lente (distorsioni, cromatismo, aberrazioni, …).

La complessità di uno schema ottico e la qualità dell’immagine che riproduce si ripercuotono evidentemente sul prezzo di vendita di un tale oggetto.

Un oculare è identificato da un numero (espresso in mm) che rappresenta la focale dello oculare.

La parte dell’oculare che va collegato al telescopio (barilotto) ha un diametro standard (25.4, 31.8 e 51.7 mm). 

Il primo è riservato ai piccoli telescopi amatoriali, i secondi ai medio piccoli e gli ultimi a quelli medio grandi. 

Esistono comunque degli adattatori, che permettono l’uso di oculari con barilotto di misura diversa.

LENTE DI BARLOW

La lente di Barlow è un accessorio che si pone tra il telescopio e l’oculare allo scopo di raddoppiare (2x) o triplicare (3x) l’ingrandimento fornito dall’oculare in uso.

L’immagine risulta peggiorata otticamente perché ogni lente in più sottrae luce all’immagine finale.

DIAGONALE

La diagonale è un prisma che ha la funzione di deviare a 90° il fascio di luce che deve essere raccolto dall’oculare, in modo da rendere più agevole l’osservazione.

L’oculare si monta a valle della diagonale.

ACCESSORI DEL TELESCOPIO

Tutti i telescopi hanno necessità di un piccolo cannocchiale (cercatore) per il puntamento e la ricerca degli oggetti da osservare.

Tale accessorio fornisce pochi ingrandimenti, solitamente tra 5 e 10, ed un grande campo inquadrato (intorno ai 5° di ampiezza).

È montato in maniera solidale e parallela al telescopio principale, con delle viti che permettono la collimazione precisa del suo asse ottico con quello del telescopio.

Il cercatore presenta all’interno una croce, che serve da riferimento per la centratura dell’oggetto inquadrato.

Un altro accessorio, presente sugli strumenti amatoriali della fascia media, è il cannocchiale polare, utile ma non indispensabile, a meno che non si voglia fare un puntamento fine.

Esso è montato sull’asse della montatura del telescopio, che deve essere stazionato parallelo all’asse terrestre.

Nel suo interno, esiste un reticolo illuminato a forma di croce, con un cerchio; il cerchio rappresenta il percorso della stella Polare intorno al polo nord celeste.

È bene ricordare che il polo nord celeste, individuato solitamente dalla stella Polare ne dista in realtà 44’, potrebbe esserci la necessità – ad esempio per la fotografia a lunga posa – della massima precisione nello stazionamento del telescopio. In questo caso, il quadrante del cannocchiale polare riporta anche la rappresentazione schematica del Gran Carro ed un riferimento sul
cerchio che è la posizione corretta della Stella Polare con l’ora (secondo la posizione del Gra Carro dell’Orsa Maggiore).

Ruotando l’obiettivo del cannocchiale polare sino a far coincidere la figura schematica del Gran Carro con quella presente in cielo, la Stella Polare si deve trovare sul riferimento posto sul cerchio del quadrante (vedi fig. 18.9).

 

Fig 18.9 - Quadrante di un cannocchiale polare per lo stazionamento fine del telescopio.



Fig 18.9 - Quadrante di un cannocchiale polare per lo stazionamento fine del telescopio.

CARATTERISTICHE DI UN TELESCOPIO

Un telescopio è contraddistinto da due numeri: il diametro dell’obiettivo D e la sua lunghezza focale F.

Il primo è il diametro dello specchio (o della lente nel caso di un rifrattore) principale.

La focale è la distanza, come abbiamo già detto, dallo specchio principale al punto in cui si forma l’immagine (fuoco). Maggiore è il diametro, maggiore sarà la capacità di raccogliere la luce più debole.

Gli oculari sono quelle parti del telescopio che determinano l’ingrandimento.

Essi sono contraddistinti da un numero (espresso in mm), che rappresenta la lunghezza focale f di questo accessorio.

Gli oculari con lunghezza focale più piccola sono quelli che determinano un ingrandimento maggiore.

L’ingrandimento è dato dal rapporto tra la lunghezza focale F del telescopio e quella dell'oculare f, ossia:

i (ingrandimento) = F (Telescopio) / f (Oculare).

L’ingrandimento ottenibile è comunque limitato e dipendente dal diametro del telescopio.

Esiste una formula empirica che prevede un ingrandimento massimo un po’ minore del doppio del diametro del telescopio espresso in mm: perciò un telescopio di 114 mm di diametro permetterà un ingrandimento massimo di circa 200 ingrandimenti.

Esiste poi un’altra formula per determinare il potere risolutivo di un telescopio, ossia la sua capacità di separare otticamente due oggetti distanziati di un certo angolo:

p = 120 / D,

ove p è il potere risolutivo espresso in secondi d’arco e D è il diametro dell’obiettivo del telescopio espresso in mm; questo valore rappresenta l’angolo minimo al di sopra del quale un telescopio può separare due oggetti vicini, è utile nell’osservazione delle stelle doppie o multiple.

DIFETTI DI UN TELESCOPIO

I difetti che possono affliggere un telescopio sono diversi; quelli più comuni sono i seguenti:

•  Aberrazione cromatica. L’indice di rifrazione di un vetro ottico varia con il colore della luce incidente, per cui i raggi di diverso colore che compongono la luce bianca emergono dall'obiettivo con angoli diversi. La conseguenza del fenomeno è che, invece di avere un solo punto, si hanno tanti punti focali quanti sono i colori che compongono la luce, producendo bordature di colore azzurro o arancio come, ad esempio, sulle immagini del disco lunare.

•  Aberrazione sferica. Quando un raggio di luce colpisce una lente, i raggi centrali del fascio sono poco deviati mentre quelli periferici, incidendo sulla superficie ottica con un angolo maggiore, sono maggiormente deviati. In alcuni tipi di obiettivi viene spesso adottata una lente frontale, detta menisco, che consente ai raggi centrali ed a quelli esterni di incontrarsi molto vicini tra loro e di ottenere un punto di fuoco accettabile seppure non perfetto.

•  Astigmatismo. Quando un fascio di luce obliquo colpisce la superficie di una lente, si forma un’immagine che può variare tra un segmentino radiale ed uno tangenziale, a seconda della posizione del piano focale. I due segmenti sono perpendicolari tra loro e la maggiore posizione di fuoco si trova in posizione intermedia tra i due.

•  Curvatura di campo. Quando si osserva un oggetto esteso, posto su un unico piano, i raggi obliqui non si incontrano alla stessa distanza dalla lente in cui si incontrano i raggi paralleli all’asse ottico. Anche questo difetto può essere corretto facendo uso di lenti a menisco.

•  Coma. Si manifesta come una figura a forma di cometa ed è dovuto principalmente alla diversa rifrazione, cui sono soggetti raggi luminosi provenienti da punti lontani dall’asse ottico, a causa della differente curvatura delle superfici ottiche, maggiore nelle parti periferiche rispetto a quelle centrali.

LE MONTATURE DEI TELESCOPI

Tutti i telescopi hanno necessità di un supporto su cui fissarli per poter agevolmente osservare, inseguire e fotografare un qualsiasi oggetto celeste.

Il sostegno più usato è il treppiede, sulla cui parte alta deve esserci un meccanismo che permetta al telescopio di muoversi lungo due assi ortogonali tra loro, in modo da ricercare e mantenere la visione su un qualsiasi oggetto della volta celeste.

Esistono sostanzialmente tre tipi di montature per i telescopi amatoriali:

•  Dobsoniano: è il più semplice ed economico ma non permette l’inseguimento e quindi la fotografia. È un tipo di montatura che poggia direttamente sul suolo e permette al telescopio un movimento secondo gli assi del sistema di coordinate alto-azimutali. Non permette la meccanizzazione dei movimenti ed è usato raramente.

•  Alto-azimutale: è una montatura in cui i movimenti sono intorno al piano orizzontale e quello verticale dell’osservatore.
Il movimento elettro-meccanico di inseguimento è possibile, con una certa precisione, solo tramite computer ed è quindi riservato solo a telescopi professionali di grosse dimensioni, in cui esistono problemi di stabilità e resistenza della montatura. Tuttavia, con l’introduzione dei sistemi computerizzati di guida, oggi il mercato offre dei piccoli telescopi che utilizzano questo tipo di montatura.

•  Equatoriale: è il sistema più usato dagli astrofili. I due assi su cui si muove il telescopio sono quello parallelo all’asse di rotazione della Terra e l’altro perpendicolare, che giace sul piano dell’equatore celeste. Una volta stazionato, il telescopio può inseguire un oggetto in cielo (se ha il movimento elettrico-meccanico sull’asse dell’ascensione retta AR). Inoltre, le coordinate di un oggetto celeste sono valide per tutti gli osservatori sulla Terra, mentre quelle alto-azimutali sono valide solo per un certo sito. Essendo questa montatura la più usata, vediamo di conoscerla meglio.

MONTATURA EQUATORIALE

La montatura equatoriale è stata realizzata in diversi modi.

Fermo restando il movimento secondo l’asse dell’ascensione retta e l’asse della declinazione, il tubo ottico del telescopio è fissato i modi diversi.

Per gli astrofili esistono due tipi: la montatura alla tedesca e quella a forcella (vedi fig 18.10).

 

Fig 18.10 – Montatura equatoriale alla tedesca (a)


a)

 

Fig 18.10 – Montatura equatoriale a forcella (b)
b)

Fig 18.10 – Montatura equatoriale alla tedesca (a) e a forcella (b)

Quello a forcella è poco adatto per la fotografia, se adoperato con telescopi riflettori tipo Maksutov e Schmidt-Cassegrain, in quanto l’oculare è posto sulla culatta del tubo ottico, cioè troppo vicino alla montatura.

Non esistono problemi, invece, ad applicare questo tipo di montatura per un riflettore newtoniano.

STAZIONAMENTO DI UN TELESCOPIO

Finora abbiamo visto come è realizzato un telescopio e quali sono i principali componenti e accessori.

È giunto il momento di illustrare la procedura da seguire per il suo stazionamento, regole valide sia per un piccolo telescopio da 100 euro che per uno da 10.000 euro.

Lo stazionamento è un momento fondamentale, che fa “perdere” molto tempo all’inizio, tempo che si rivela prezioso e speso bene nel procedere delle osservazioni successive.

•  La prima operazione è quella di posizionare il treppiede in posizione, in modo che il piano su cui andrà posta la montatura sia orizzontale. Per questo ci aiutiamo con una livella.

•  Fissiamo la montatura sul treppiede, inclinando l’asse dell’ascensione retta di un angolo pari alla latitudine del posto, e dirigendo lo stesso asse verso la stella Polare (o verso il nord trovato con la bussola magnetica).

•  Montiamo il tubo ottico, cercando di equilibrarlo con i pesi che ci sono (se si tratta di una montatura alla tedesca), in modo da agevolare i movimenti su entrambi gli assi.

•  Applichiamo il cercatore e allineiamo il suo asse ottico con quello del telescopio. Per far ciò procediamo in questo modo: scegliamo un oggetto abbastanza distante sulla linea dell’orizzonte (ad es.: la cima di un palo dell’alta tensione, un palo del telefono, una finestra illuminata, etc.) attraverso l’oculare del telescopio. L’oggetto deve essere facilmente identificabile successivamente col cercatore. Una volta centrato l’oggetto campione, blocchiamo il tubo del telescopio e cerchiamo lo stesso oggetto col cercatore. Questi solitamente ha due o più viti di regolazione, che permettono di cambiarne l’orientamento. Al suo interno è visibile una croce, che deve essere posizionata al centro dell’oggetto scelto. Ricontrolliamo che lo stesso oggetto stia ancora al centro dell’oculare del telescopio. Ogni tanto è bene verificare la collimazione tra l’asse ottico del cercatore e quello del telescopio, semplicemente controllando che ciò che si sta osservando all’oculare compare nella medesima posizione nel cercatore, altrimenti agiamo sulle stesse viti di correzione per ripristinare  l’allineamento.

USO DEL TELESCOPIO

Per osservare un oggetto celeste, è sufficiente puntare a mo’ di fucile il telescopio, poi cerchiamo di inquadrarlo al centro del cercatore.

Montiamo per primo un oculare che fornisce il minor ingrandimento (quello contraddistinto dal numero più alto, ad esempio 25 mm o 40 mm).

L’oggetto dovrebbe essere nel campo dell’oculare: lo portiamo al centro. utilizziamo un oculare con un ingrandimento superiore e riportiamo l’oggetto al centro.

Ripetiamo l’operazione fino ad usare l’ingrandimento ottimale per quell’oggetto.

Questa è la procedura da seguire per oggetti conosciuti o che sono facilmente identificabili ad occhio nudo.

Se così non è, e dell’oggetto cercato si conoscono soltanto le coordinate, occorre che le scale graduate presenti sul telescopio siano attendibili.

Il telescopio ha due scale graduate, una per la declinazione ed una per l’ascensione retta AR.

La prima solitamente è fissa e non permette nessun aggiustamento ma è bene comunque controllare la sua corrispondenza.

Dopo aver effettuato correttamente lo stazionamento del telescopio, occorre posizionare il tubo verso la stella Polare e controllare che il riferimento sulla scala della declinazione indichi +90° (la declinazione della stella Polare).

La scala dell’ascensione retta AR deve essere posta in movimento ed il suo valore sull’indice di riferimento deve essere concorde con quello della sfera celeste.

Per effettuare l’aggiustamento, puntiamo una stella conosciuta e ben visibile nei pressi dello equatore (ad es.: Sirio, Arturo, …) e della quale si conoscono le coordinate.

Si lascia che il moto orario (movimento impresso da un motore elettrico all’asse dell’ascensione retta) insegua la stella e ruotiamo la scala di AR finché non indica il valore di AR della stella selezionata.

Per tranquillità, controlliamo che la scala di declinazione indichi il valore di declinazione sempre della stessa stella.

Ogni tanto è bene ripetere la procedura per poter correggere eventuali errori.

Dal momento in cui è stato aggiornato il funzionamento della scala di AR, il moto orario dovrà essere sempre in funzione altrimenti la scala non sarà più attendibile ed occorrerà ripetere la procedura di correzione.

Con le scale di declinazione e di AR attendibili, è possibile tentare di trovare oggetti tramite le loro coordinate astronomiche, anche se non visibili ad occhio nudo: posizionamo il telescopio sulle coordinate dell’oggetto.

La prima ricerca deve essere effettuata sempre con l’oculare con minore ingrandimento.

Tentiamo di vedere qualche indizio del nuovo oggetto tramite il cercatore e l’eventuale candidato dovremo portarlo sul riferimento centrale; guardiamo attraverso l’oculare e, sperando che sia nel campo, lo si pone al centro; usiamo un oculare con maggiore ingrandimento e ripetiamo la procedura sino ad osservarlo con l’ingrandimento ottimale.

CONSIDERAZIONI PER OSSERVARE IL CIELO

Dopo il percorso fatto fin qui, per presentare i punti salienti dell’astronomia osservativa a livello amatoriale, è bene far capire a chi si avvicina a questa disciplina, che gustare il cielo non significa acquistare strumenti dal costo esorbitante, difficili da usare e da maneggiare.

Occorre avvicinarsi all’astronomia per gradi, quando si è esausti dello studio di un livello si passa al livello superiore.

Soltanto così, con pazienza e metodicità, è possibile comprendere e conoscere sempre di più di ciò che ci sovrasta e che ci circonda.

•  Per prima cosa occorre sapersi orientare, ossia saper trovare la stella Polare.

•  Conoscere e saper individuare gli altri riferimenti celesti come l’equatore celeste e l’eclittica.

•  Imparare a riconoscere alcune costellazioni di riferimento ad occhio nudo.

•  Imparare a ricercare costellazioni e stelle in cielo, con l’aiuto di un astrolabio e delle carte celesti. Avere quindi sempre a portata di mano un astrolabio (per orientarsi in cielo), un almanacco (per avere le effemeridi – coordinate – dei pianeti, Luna, oggetti Messier, stelle più importanti, posizione dei satelliti di Giove, etc.) e molto utile è anche un atlante celeste, che però può essere facilmente sostituito da un programma per computer tipo SkyMap, Perseus ed altri.

•  Una volta presa confidenza con le costellazioni e con la volta stellata in genere, possiamo passare ad osservare con un binocolo, lo strumento complementare di un astrofilo.  Con esso arrivano le prime sorprese e le prime difficoltà. La vista migliora, il campo si restringe, le stelle aumentano enormemente di numero, ciò che sembrava acquisito diventa sconosciuto; ci perdiamo in una massa enorme di astri. Eppure è soltanto un binocolo con 7 o 10 ingrandimenti!

•  Quando abbiamo acquisito confidenza con questo strumento, possiamo passare ad un telescopio. Il migliore per iniziare è il classico 114 mm di diametro, ma va anche bene un 130 o 150 mm, non oltre però, quelli più grandi è bene lasciarli per una fase successiva.

•  Il posizionamento deve essere manuale e non computerizzato, anche se dotato di moto orario. Una volta imparato ad usare un telescopio di questo tipo, avremo l’esperienza e l’allenamento per utilizzare gli strumenti di classe superiore (sempre che il portafogli lo permetta).

• Cerchiamo di effettuare lo stazionamento il più preciso possibile, dopo l’inseguimento di un oggetto faticosamente trovato sarà più semplice.

• L’osservazione al telescopio è completamente distaccata da quella che vediamo ad occhio nudo: il campo è enormemente più ristretto (con solo 40 ingrandimenti, la Luna riempie tutto l’oculare, ed è ampia solo circa 30’, ossia mezzo grado!), le stelle visibili diventano tantissime e ci perdiamo facilmente se non impariamo a vedere attraverso un telescopio.

• Quando decidiamo di trascorrere una serata al telescopio, occorre avere un’idea di massima di ciò che andremo ad osservare, altrimenti rischiamo di fare salti qua e là (star hopping) senza concludere e senza vedere nulla o, quel che è peggio, disaffezionarsi e relegare il telescopio nel magazzino ad ammuffire. Bisogna dimenticare le belle foto delle nebulose o delle galassie che i giornali ed internet ci hanno abituato a vedere. La visione diretta è tutt’altra cosa. L’occhio umano nell’oscurità vede solo in bianco e nero ed ha solo una vaga percezione del colore in oggetti particolarmente luminosi.
Questa differenza ci delude, a prima vista, se non siamo sufficientemente preparati. La Grande Nebulosa di Orione (M42) è bellissima e colorata in fotografia, all’oculare ci appare come una macchia grigiastra quasi anonima …

Si potrebbe continuare ancora a lungo ma, da questo momento in poi, ognuno è in grado di
continuare sulla propria strada.
Buon viaggio!

APPUNTI DI ASTRONOMIA 2011-2012

Domenico D’Amato
Andrea Miccoli

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PREFAZIONE

L’edizione di questo anno è praticamente la stessa della passata stagione.

Abbiamo provveduto ad aggiornare la parte riguardante il sistema solare, in seguito ai risultati dell’Assemblea Generale dell’International Astronomical Union (IAU) tenutasi a Praga nell’agosto 2006 e volta a definire in un modo inequivocabile la condizione di “pianeta”. L’esito finale ha portato l’introduzione di una nuova classificazione degli oggetti nel sistema solare: pianeta nano.

Plutone è stato così declassato a pianeta nano ed insieme a lui altri tre pianetini o asteroidi sono stati promossi a pianeta nano: Cerere
(ex asteroide), Sedna e Eris (conosciuto in precedenza col nome provvisorio di Xena).

In seguito a questa decisione il nostro sistema solare risulta formato ora da 8 pianeti maggiori e 4 pianeti nani, per un totale di 12, anziché 9 pianeti; questo non è definitivo ma a breve diventeranno molti di più.

Ciò che segue non vuole essere un compendio di astronomia completo né particolarmente approfondito, piuttosto una traccia che permette a colui che assiste ai corsi di riordinare successivamente le idee e di capire se esistono problemi di comprensione degli argomenti trattati, oppure da usare come semplice prontuario da consultare alla bisogna.

Una bibliografia finale elencherà alcuni testi specifici che ciascuno potrà procurarsi se avrà desiderio di conoscenza più completa ed approfondita di un certo argomento, come pure un elenco di siti web più importanti di carattere astronomico. 

Il corso è dedicato a persone che desiderano muovere i primi passi nella osservazione della volta celeste; saranno indicati man mano gli strumenti teorici e fisici che permettono di godere della visione di ciò che ci circonda, e della volta celeste in particolare, con un occhio più attento alla comprensione degli oggetti, delle loro posizioni, dei loro movimenti e delle loro interazioni.

Eviteremo l’uso di formule astruse (che non hanno alcuna utilità in questa sede) ed esporremo soltanto gli elementi generici, anche se specifici dell’astronomia, che permettono una comprensione migliore di ciò che si osserva.

Questi appunti sono suddivisi in lezioni che, nella nostra intenzione, rappresentano il programma su cui si sviluppa la nostra serie di lezioni, sia in ordine cronologico che in contenuto.

Speriamo di avervi dotato di uno strumento che vi potrà essere utile anche in seguito per semplice consultazione.

Ogni critica, sia per il contenuto che per l’esposizione, è ben accetta.

Domenico D’amato

Settembre 2011

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