Lezione N. 1
L’ Astronomia di posizione
Pag. 3 - L’animazione mostra il moto apparente delle stelle (e delle costellazioni) che, per effetto della rotazione della Terra, si muovono in cielo da est verso ovest. Alcune stelle/costellazioni sorgono e tramontano, altre invece restano sempre sopra l’orizzonte, altre infine non si vedono mai (restano sempre sotto l’orizzonte).
Pag. 4 - Se fotografiamo il cielo notturno e non muoviamo la macchina fotografica per
“compensare” il moto apparente della volta celeste, otteniamo un’immagine simile a questa. Ogni traccia rappresenta il movimento di una stella, le tracce hanno lunghezza diversa perché le stelle si muovono apparentemente lungo orbite circolari che hanno diametri diversi: le stelle che si muovono lungo orbite circolari più strette sono quelle più vicine al polo celeste (in questo caso il polo sud celeste prolungamento ideale del polo sud terrestre), quelle che si muovono lungo orbite circolari più larghe sono quelle più vicine all’equatore celeste (prolungamento ideale del piano dell’equatore terrestre).
I colori delle tracce sono diversi (perché le stelle hanno colori diversi).
Nell’immagine sono presenti anche le tracce di due galassie, riconoscibili per l’aspetto più diffuso (le stelle sono sorgenti di luce puntiformi, le galassie no). Queste galassie sono le due Nubi di Magellano, invisibili alla nostra latitudine, ma ben visibili (alte in cielo) dall’emisfero meridionale. Il Telescopio è il Gemini South, diametro dello specchio pari a 8.1 metri, situato in Cile. Il “gemello” di questo telescopio (Gemini North) si trova invece alle Hawaii. I telescopi Gemini, situati nei due emisferi (boreale e australe) terrestri appartengono ad un consorzio di enti di ricerca che coinvolge 7 diverse nazioni (USA, Canada, Australia, UK, Cile, Brasile ed Argentina) e permettono di ottenere una visione completa di tutti gli oggetti sull’intera volta celeste (nord e sud) .
Il tempo di posa della fotografia è indicato, ma se non lo fosse avreste potuto determinarlo ? Come?
Pag. 5 - A sinistra un’immagine fotografica del polo nord galattico (prolungamento ideale del polo nord terrestre sulla volta celeste) scattata vicino a Vienna, a destra un’animazione che mostra il moto apparente di alcune stelle e costellazioni (Orsa maggiore, minore e Cassiopea) attorno al polo nord celeste (la stella polare è la più prossima al Polo Nord Celeste).
L’immagine di sinistra non può essere una fotografia, infatti è stata parzialmente ricostruita, come si può motivare questa affermazione ?
Pag. 6 - Un’immagine molto suggestiva del polo nord celeste, ottenuta al Parco Nazionale del Joushua Tree in California. (Come si può vedere i Jousha rappresentano una sorta di anello di congiunzione fra l’albero ed il cactus).
Pag. 7 - Una bella immagine ottenuta ad una latitudine media (simile alla nostra) che permette di evidenziare il moto apparente delle stelle attorno ad entrambi i poli.
L’oggetto (in alto a sinistra) che mostra un moto radiale non è evidentemente una stella (probabilmente è una meteora)
Pag. 8 - Un riepilogo che mostra come le stelle appaiano muoversi alle diverse latitudini. A sinistra la visione di un osservatore situato al polo nord: nessun astro sorge o tramonta e tutti compiono delle traiettorie circolari centrate sul polo nord celeste. In mezzo la visione di un osservatore all’equatore: per lui, invece, tutte le stelle sorgono e tramontano. A destra la visione di un’ osservatore ad una latitudine intermedia nord (45°) molto simile a quanto mostrato a Pag. 7.
Lo schema evidenzia anche come l’ equatore costituisca una posizione privilegiata per quanto concerne la visibilità degli oggetti celesti. Dall’equatore si possono osservare tutti gli oggetti : quelli che si trovano allineati col piano dell’equatore avranno massima culminazione, ossia raggiungeranno la verticale (90°, zenith) del luogo di osservazione, quelli che si trovano allineati ai due poli (± 90° dall’equatore celeste) saranno appena visibili all’orizzonte. Dal polo nord si vedranno solo le stelle che hanno una distanza angolare dal piano dell’equatore compresa fra 0° e 90°, le prime saranno appena visibili all’orizzonte, le ultime si troveranno sempre sulla verticale. Da una latitudine pari a 45°, invece, le stelle che culmineranno saranno quelle che hanno una distanza dall’equatore celeste pari a 45°, e quelle appena visibili all’orizzonte avranno una distanza dal piano dell’equatore celeste pari a - 45°.
Pag. 9 - Descrizione del sistema di coordinate alt-azimutale (o orizzontale).
Pag. 10 - Come sopra. Da notare che alcuni testi indicano il Nord come origine dell’
Azimuth.
Pag. 11 - Come sopra.
Pag. 12 - Il sistema alt-azimutale ha come riferimento il piano dell’orizzonte. Un sistema di coordinate che non dipendano dal luogo di osservazione e non cambino nel tempo deve, per forza, ruotare in modo solidale alle stelle. Pertanto deve avere come piano di riferimento non più l’orizzonte (che cambia da luogo a luogo ed in rapporto al quale le coordinate cambiano nel tempo perché gli astri si muovono rispetto ad esso), ma l’equatore celeste che ruota assieme alle stelle.
La figura in basso a destra mostra, infatti, come al passare del tempo (rotazione apparente) non mutino nè la distanza angolare della stella dall’equatore celeste nè la distanza angolare della proiezione della posizione della stella sul piano dell’equatore
celeste (pallino giallo) rispetto ad un punto che si trovi anch’esso sullo stesso piano e che sarà mostrato a pag. 13
Pag. 13 - La figura a destra mostra il sistema di coordinate equatoriali (in giallo è disegnato il piano dell’orizzonte, che è il piano di riferimento del sistema alt- azimutale). La posizione della stella sulla sfera celeste è indicata dalla lettera X e le coordinate equatoriali sono la distanza di X dal piano dell’equatore (δ) e la distanza di Y (proiezione di X sul piano dell’equatore) dal punto γ. Quest’ultimo corrisponde alla posizione apparente del sole all’equinozio di primavera: è il punto in cui l’eclittica (piano dell’orbita Terra-Sole) e l’equatore celeste si intersecano all’equinozio di primavera (l’altra intersezione fra i due piani corrisponde all’equinozio di autunno).
Pag. 14 - La montatura equatoriale di un telescopio offre il vantaggio di permettere
“l’inseguimento” di un astro per mezzo di un unico motore che consenta al telescopio di ruotare con velocità costante attorno ad un asse puntato verso il polo nord celeste (se ci troviamo nell’emisfero settentrionale). E’ pertanto una soluzione molto vantaggiosa utilizzata largamente per i telescopi (piccoli ma anche grandi) .
Una volta puntato l’oggetto utilizzando le coordinate equatoriali, l’inseguimento avverrà attraverso una rotazione attorno all’asse polare come evidenziato nella figura in alto a sinistra.
La figura in basso a destra mostra un tipo di montatura equatoriale (a forcella) particolarmente adatta per telescopi di media grandezza, in particolare è mostrato il 2.2 m (diametro dello specchio) situato in Cile ed appartenente ad ESO1 e al MPI (Max Planck Institute, un ente di ricerca fisica/astronomica tedesco).
Pag. 15 - Il telescopio Hale di Monte Palomar (localizzato in California, 140 km a sud est di Mount Wilson, cfr. pag. 34 Lezione 4) con i suoi 5 metri di diametro (dello specchio) è stato per lungo tempo il più grande telescopio al mondo.
La montatura di questo grande telescopio è equatoriale di tipo a ferro di cavallo. Ben visibile l’asse polare diretto verso il polo nord celeste.
Pagg. 18-19 - Schema della struttura e foto della cupola di quello che è al momento il telescopio più grande del mondo. Gran Telescopio Canarias (GTC) situato nell’isola di La Palma (arcipelago delle Canarie) a 2400 m di altezza ed appartenente agli spagnoli.
La montatura di questo telescopio non è equatoriale, ma alt-azimutale. Il motivo della scelta è nel minor costo che una montatura più semplice, come quella alt-azimutale, ha nel caso di telescopi molto grandi. Oltre a ciò, le aumentate capacità informatiche degli ultimi anni, consentono di gestire, molto più agevolmente che in passato, il
1 L’ESO (European Southern Observatory) è un’istituzione astronomica europea internazionale con sede a Garching (presso Monaco di Baviera) e che gestisce l’Osservatorio di La Silla (ove si trova il 2.2 m), l’osservatorio del Paranal (anch’esso in Cile) ove è situato il VLT ( Very Large Telescope 4 telescopi da 8.1 m, di specchio, ciascuno) e che sta realizzando, sempre in Cile, l’ ELT (Extremely Large Telescope) un telescopio con uno specchio del diametro di 42 m.
controllo dei movimenti di inseguimento, per questa ragione oggi si tende ad utilizzare la montatura alt-azimutale anche per telescopi più piccoli. Un telescopio altazimutale deve “muoversi” continuamente nelle due direzioni (altezza e azimuth) per “seguire”
gli oggetti in cielo, ad un telescopio equatoriale invece basta un solo movimento a velocità costante.
Pag. 20 - A differenza di altezza ed azimuth che si misurano entrambe in gradi.
L’ascensione retta si misura in ore (e frazioni di ore) e la declinazione in gradi. E’
possibile convertire la misura da ore (e frazioni) in gradi (e frazioni) utilizzando una semplice proporzione. Da ciò si vede che 1 h corrisponde a 15° (lo stesso fattore 15 si applica ai minuti e ai secondi ma in relazione ai primi e ai secondi d’arco, 1 minuto corrisponde a 15’ e 1 secondo a 15”, provate a verificare il perché).
Pag. 21 - Esercizio esemplificativo della conversione di cui alla pagina precedente.
Pag. 22 - La relazione fra altezza della stella polare e latitudine del luogo, da cui si evince l’importanza dell’astronomia nella navigazione. La figura in basso permette di ricavare la relazione attraverso semplici considerazioni geometriche. La figura in alto a destro serve a mostrare la relazione in modo meno rigoroso ma più intuitivo.
Pag. 23 – Auto esplicativa.
Pag. 24 - La tabella riporta le coordinate equatoriali della Luna il primo giorno di ogni mese del 2010. Le coordinate mutano perché la Luna (così come i pianeti, le comete e gli asteroidi) è dotata di movimento proprio (non solo di moto apparente dovuto alla rotazione della Terra).
Pag. 25 - Anche le coordinate equatoriali del Sole cambiano per effetto del moto di rivoluzione della Terra attorno al Sole, che osservato da Terra appare come uno spostamento del Sole.
Pag. 26 - Le figure mostrano una posizione particolare della Terra rispetto al Sole. Di che si tratta ? E’ un equinozio o un solstizio?
Pag. 27 - Se l’asse della Terra non fosse inclinato non avremmo le stagioni.
L’animazione mostra come il moto di rivoluzione della Terra attorno al Sole e l’inclinazione dell’asse terrestre provochino l’innalzamento e l’abbassamento del Sole sull’orizzonte.
Pag. 28 - La variazione di RA (ascensione retta) e dec (declinazione) del Sole durante l’anno (figura in basso) in conseguenza del moto di rivoluzione della Terra attorno al Sole che ci appare come un movimento del Sole lungo l’eclittica (figura in alto).
Pagg. 29-30-31 - Il moto apparente del Sole osservato rispetto al piano dell’orizzonte e dall’alto (sopra lo zenith) a Los Angeles in 3 diversi periodi particolari dell’anno.
Bisogna indovinare se si tratti di solstizio (e quale) o di equinozio.
Pag. 32 - La situazione “estrema” di una località situata al circolo polare artico che, al solstizio d’estate, vede il Sole posarsi all’orizzonte senza tramontare
Pag. 33 e al solstizio d’inverno lo vede appena toccare l’orizzonte il senza sorgere.
Pag. 34 - La situazione particolare dell’ equatore. In ogni luogo, a parte che all’equatore, l’altezza del sole sull’orizzonte è massima al solstizio (d’estate nell’emisfero settentrionale, d’inverno nell’emisfero meridionale). All’equatore invece l’altezza è massima all’ equinozio.
La formula che lega l’altezza massima h (di un qualunque astro) alla latitudine è la seguente ℎ = 90° −φ + δ
(φ è la latitudine del luogo, δ è la declinazione dell’oggetto). Poiché la declinazione del sole varia fra +23.5° e - 23.5° (fra il solstizio d’estate e quello d’inverno ed pari a 0 agli equinozi, cfr pag. 28) . Dalla relazione è possibile ricavare l’altezza massima del sole in un qualsiasi luogo ed in un qualsiasi istante, verificando ad esempio quanto affermato per l’equatore.
