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Nel passato gli Antichi, con la loro immaginazione, attribuirono a tutte quelle stelle che vedevano in cielo determinate figure che, legate per lo più al mondo della mitologia, diventarono poi le costellazioni. Questo rappresentò un primo passo verso una mappatura del cielo valida ancora oggi per orientarsi in maniera approssimativa tra le stelle più brillanti.
Purtroppo le cose si complicano un po' quando abbiamo a che fare con gli astri più deboli o addirittura con quelli invisibili ad occhio nudo. Pertanto si è ritenuto necessario dover applicare un sistema di riferimento più preciso, analogo a quello terrestre, in grado di permettere di individuare esattamente ogni oggetto del cielo. Da questa necessità nacquero in Astronomia ben cinque sistemi di coordinate celesti che sono: altazimutale, orario, equatoriale, eclittico e galattico.
Rivolgendo lo sguardo verso il cielo notturno abbiamo la sensazione che tutte le stelle si muovono come se fossero infisse in una vera semisfera materiale. Questo era un po' quello che credevano i popoli antichi; ma, come vedremo, si è preferito fino ad oggi mantenere quest'idea perché, interpretando così la volta celeste, si rende più facile il lavoro d'identificazione, tramite coordinate, degli astri in cielo.
Immaginando poi la Terra trasparente, questa volta celeste apparirebbe come una sfera completa: la sfera celeste. Su di essa, vengono proiettati i punti di riferimento che troviamo sulla Terra. Dal prolungamento virtuale della direzione dell'asse di rotazione terrestre, avremo sulla sfera celeste un Polo Nord e, all'opposto, un Polo Sud, e così anche un equatore celeste conseguente a quello terrestre.
Oltre a questi riferimenti, sono presenti anche l'eclittica, che è il cerchio massimo descritto dal Sole nel suo moto apparente intorno alla Terra, e l'orizzonte che viene definito come il piano normale alla verticale (la verticale intesa come direzione del filo a piombo) come rappresentato in figura 1.
Fig. 1 - Rappresentazione della sfera celeste con la proiezione dei
parametri
di riferimento relativi alle coordinate altazimutali ed equatoriali.
Ora, stabiliti questi parametri base, per individuare un astro sono sufficienti
una coppia di coordinate che andranno combinate a seconda di quale dei cinque
metodi conosciuti adottiamo.
Naturalmente questa sfera celeste, per effetto della rotazione terrestre, ha un
moto che, per un osservatore posto sulla Terra, va da Est verso Ovest, e a
seconda della latitudine in cui si trova, quest'osservatore vede le stelle
tracciare in cielo un determinato percorso come possiamo appurare dalla figura
2.
Fig. 2 - Movimento della sfera celeste visto da: a) Polo nord; b) Equatore; c)
Latitudine 45°.
Osservando la volta celeste da diverse latitudini avremo modo di notare che le
stelle
non
tracciano in cielo la stessa traiettoria.
In questo primo sistema di coordinate, come si può notare dalla figura 3, i riferimenti sono l'orizzonte, definito come il piano materializzato dalla superficie di un liquido in quiete, e la verticale perpendicolare al piano orizzontale. La verticale sulla sfera celeste individua due punti chiamati Zenit, posto sopra la testa di un osservatore, e Nadir, situato sotto i piedi. Tutti i cerchi massimi passanti per lo Zenit si chiamano cerchi verticali; quello passante per il Polo Nord e Sud prende il nome di meridiano, mentre quello che interseca l'Est e l'Ovest si designa come primo verticale.
Fig. 3 - Rappresentazione della sfera celeste con la proiezione
delle coordinate altazimutali: Azimut e Altezza (h).
Per identificare un punto sulla sfera celeste, sono necessarie due coordinate che in questo sistema sono le coordinate altazimutali, conosciute come azimut e altezza:
L'azimut viene contata sul cerchio dell'orizzonte partendo da Sud verso Ovest, in senso orario, da 0° a 360°. Individua l'angolo sotteso dall'arco formato tra il punto Sud e il punto originato dall'intersezione del cerchio verticale, passante per l'astro, con l'orizzonte.
L'altezza invece esprime una distanza angolare che viene misurata, partendo dall'orizzonte, da 0° a 90° sull'arco descritto dal cerchio verticale passante per lo stesso astro. Il valore angolare cresce man mano che si raggiunge lo Zenit (90°).
Questo sistema di coordinate, per la sua semplicità, rappresenta un metodo abbastanza rapido e immediato nel definire la posizione di un astro. In astronomia però, a causa d'alcune limitazioni che pone, non trova molta applicazione.
I problemi, infatti, nascono nel momento in cui intendiamo eseguire, come spesso accade, l'inseguimento di un oggetto sulla sfera celeste. Con il sistema altazimutale, per mantenere centrato l'obiettivo, siamo costretti a muovere entrambi gli assi del telescopio (Azimut e Altezza), operazione che, se fatta manualmente, alla fine diventa stancante. A complicare le cose vi è anche il fatto che tali movimenti devono procedere in maniera non lineare. Ciò significa che, se volessimo automatizzare uno strumento del genere, dovremmo impiegare innanzi tutto due motori, uno per ogni asse, e poi un cervello (computer) che svolga con precisione il delicato compito di coordinarli. Questa soluzione tecnica oggi, poiché richiede ancora un elevato costo di produzione, viene realizzata solo per quelle montature destinate al settore semiprofessionale. Ecco perché in commercio il sistema altazimutale viene applicato solo a quei prodotti piuttosto economici, di piccolo diametro, per un uso prevalentemente terrestre.
Un altro aspetto, ancor più importante, per il quale non hanno avuto molta applicazione le coordinate altazimutali, è per il sistema d'orientamento che ne consegue. Esso risulta incostante da luogo a luogo, in altre parole il riferimento di un osservatore posto in un determinato punto sulla Terra troverebbe riscontro solo localmente; spostandosi altrove, i parametri di un astro misurati precedentemente cambierebbero in maniera sensibile. Per questo motivo negli Atlanti Stellari si è preferito catalogare le stelle utilizzando il sistema di coordinate equatoriali che, come vedremo, possiede dei riferimenti che a differenza dell'altazimutale variano in modo lineare nel tempo e quindi risultano facilmente controllabili.
Osserviamo la figura 4, in questo sistema di coordinate i riferimenti sono l'equatore
celeste, che è il cerchio massimo descritto sulla sfera celeste
dalla proiezione di quello terrestre e i poli celesti, Nord e Sud, proiezione di quelli geografici della Terra.
Un altro parametro che compare in questo sistema è l'eclittica, definita come
il cerchio descritto sulla sfera celeste dal Sole durante il suo moto apparente
attorno alla Terra; il suo piano risulta inclinato rispetto a quello
dell'equatore celeste di ben 23,5° circa.
Tutti i cerchi massimi passanti per i poli vengono chiamati cerchi orari; quello
che passa per il nostro Zenit viene definito meridiano.
Fig. 4 - Rappresentazione della sfera celeste con la proiezione
delle coordinate equatoriali: Ascensione Retta (α) e Declinazione (δ).
La posizione di un astro qui viene individuata tramite le coordinate equatoriali: ascensione retta e declinazione.
L'ascensione retta (α =
alfa) viene misurata sull'equatore celeste ed è conteggiata in ore, da 0 a
24 in senso antiorario partendo dal punto d'Ariete o punto γ
(gamma) fino
ad incontrare il cerchio orario passante per l'astro.
Il punto d'Ariete, come si vede dalla figura 4, rappresenta uno dei due punti
in cui l'eclittica incrocia l'equatore celeste ed è il luogo in cui ci si trova
il Sole il giorno 21 marzo (equinozio di primavera). L'altro, invece, chiamato punto della Bilancia, è il luogo in cui ci si trova
il Sole circa il giorno 23 settembre (equinozio d'autunno).
Questi nomi gli sono attribuiti perché la nostra Stella in quel momento
attraversa un tratto della sfera celeste sul cui sfondo appaiono le relative
costellazioni.
La declinazione (δ = delta) viene misurata sul cerchio orario e contata in gradi da 0 a 90 dall'equatore ai poli, positiva verso il Nord e negativa verso Sud.
Con la descrizione fatta appare subito evidente una caratteristica fondamentale di queste coordinate e cioè che entrambe sono totalmente legate alla sfera celeste in quanto è proprio su di essa che vengono presi tutti i riferimenti. Questo aspetto le rende così indipendenti al moto di rotazione terrestre. Pertanto i parametri di un determinato astro non cambiano mai durante l'arco dell'anno: ora possiamo capire perché tutti gli Atlanti Stellari fanno riferimento a questo sistema per catalogare gli oggetti del cielo.
Per noi però che siamo sulla Terra, le cose cambiano un pochino. Infatti per poter identificare la posizione di un astro con precisione occorre tener presente di quel moto apparente che possiede la sfera celeste. Nel sistema equatoriale, tuttavia, questo moto, grazie alla linearità con cui si manifesta, non rappresenta un grosso problema; per la declinazione non sussistono variazioni mentre per l'ascensione retta vanno introdotte delle correzioni in funzione di altre due grandezze: angolo orario e tempo siderale.
L'angolo orario è un termine che troviamo nel secondo sistema di coordinate, per l'appunto chiamato sistema orario, dove abbiamo una sfera celeste descritta con le stesse caratteristiche di quella esistente nel terzo sistema (equatoriale) ma che al posto dell'ascensione retta compare questa nuova grandezza.
Qui in luogo del punto γ viene preso come riferimento il meridiano dell'osservatore, quindi la distanza angolare fra questo e il cerchio orario passante per l'astro, come possiamo vedere dalla figura 4.5 definisce l'angolo orario che viene misurato sempre sull'equatore celeste, in ore da 0 a 24 ma ora in senso orario.
Fig. 5 - Rappresentazione della sfera celeste con con la proiezione
delle coordinate orarie: Angolo orario (H) e Declinazione (δ).
Per esprimere in maniera rapida il concetto di tempo siderale possiamo far riferimento alla figura 4.6, dove si deduce subito il legame cha ha questo parametro con l'angolo orario H e l'ascensione retta a di un ipotetico astro A: ts = α + H
Fig. 6 - Rappresentazione della volta celeste con l'identificazione dei
parametri
ascensione retta a e angolo orario H che, sommati, determinano il valore del
tempo siderale t. Possiamo quindi interpretare l'angolo orario, che il punto
gamma
forma con il nostro meridiano, come valore del tempo siderale locale.
Immaginando di avere al nostro Zenit il meridiano PMZ, la sua distanza angolare espressa in ore dal punto γ ci dà il valore del tempo siderale locale. Possiamo quindi affermare che, con un astro passante in meridiano, avente pertanto angolo orario 0 (H = 0), leggendo su un Atlante Stellare la sua ascensione retta, avremo contemporaneamente anche il valore del tempo siderale locale poiché ts = α. Per esempio, se vediamo passare in meridiano le Pleiadi significa che il tempo siderale locale in quel preciso istante corrisponde a 3h 49m, ascensione retta di quest'ammasso; o, meglio, valore della distanza angolare del punto γ dal nostro meridiano.
Ora che abbiamo conosciuto quest'altro parametro, vediamo quanto sia facile poter identificare un astro sulla sfera celeste da un qualsiasi punto della Terra. Dopo aver piazzato il nostro telescopio e lette le coordinate su un atlante, imposteremo subito il valore di declinazione dell'astro; poi in base alla relazione precedentemente vista ci deduciamo il valore di H, dato dalla differenza tra il tempo siderale (leggibile su un particolare orologio) e l'ascensione retta (H = ts - α). A questo punto, conoscendo l'angolo orario, non dovremo far altro che ruotare l'asse polare del nostro telescopio, nella misura appena trovata, per poter così centrare il nostro astro.
Un ulteriore approfondimento sul tempo siderale lo avremo quando tratteremo l'argomento della misura del tempo. Qui si potrà capire meglio cosa s'intende, anche dal punto di vista pratico, per orologio siderale.
Per completare il quadro sulle coordinate sferiche, restano da conoscere altri due sistemi: l'eclitticale ed il galattico. Data la loro scarsa utilizzazione nel campo amatoriale, li analizzeremo in maniera sintetica, cercando di dare esclusivamente un input informativo.
Nel sistema eclitticale, vedi figura 7, il piano e l'asse fondamentale ai quali viene fatto riferimento sono rispettivamente il piano dell'eclittica e la sua perpendicolare. La direzione di quest'ultima individua sulla sfera celeste i poli dell'eclittica.
Fig. 7 - Rappresentazione della sfera celeste con le
coordinate eclittiche.
Le coordinate sono date dalla longitudine λ che viene contata dal punto gamma, da 0° a 360 °, in senso antiorario (positivo) e la latitudine β che viene misurata sul cerchio massimo passante per i poli dell'eclittica e l'astro, contata da 0° a 90°, positivamente partendo dall'eclittica stessa verso Nord, negativamente andando invece verso Sud. Questo tipo di sistema, in Astronomia, assume un'importanza fondamentale nello studio dei moti planetari che si svolgono in prossimità dell'eclittica.
Con il sistema galattico abbiamo come riferimenti il piano dato dalla linea mediana della via lattea (equatore galattico), rilevata tramite osservazioni radio, e la sua perpendicolare che determina sulla sfera celeste i poli galattici (figura 8).
Fig. 8 - Rappresentazione della sfera celeste con le
coordinate galattiche.
Le coordinate sono la longitudine l che misura la distanza angolare tra la direzione del centro galattico, preso come punto di riferimento, ed il cerchio massimo passante per l'astro e viene contata da 0° a 360° in senso antiorario per un osservatore posto nell'emisfero Nord e la latitudine b che assume valori positivi da 0° a 90° se contati dall'equatore galattico verso Nord (valori negativi invece se contati verso Sud).
