raccolta di utili notazioni astronomiche

DIMENSIONI  NELL'UNIVERSO

Dimensioni della Terra (diametro equatoriale): 1,28 x  10metri (12.756 km)
Distanza della Terra dal Sole: 1,5  x  1011 metri  (Unità Astronomica)   
Distanza della stella più vicina:  4  x  1016  metri
Distanza del margine Galassia:  3  x  1020  metri
Distanza del limite universo visibile ad oggi : 1027 metri
ELEMENTI FONDAMENTALI
DI ASTRONOMIA

PER APPROFONDIRE

 

LA SCALA DELLE DISTANZE


Per ingrandire cliccare sulle immagini

LA  MAPPA DELL'UNIVERSO

 


 



PROPORZIONI DELLE DISTANZE LA SFERA CELESTE MISURA DEL TEMPO PARAMETRI ORBITALI
 

         1°   SISTEMA         ALTAZIMUTALI

2° SISTEMA
EQUATORIALI ORARIE

3° SISTEMA
EQUATORIALI CELESTI

4° SISTEMA
ECLITTICHE
 

Il cerchio fondamentale orizzontale è rappresentato da:
         orizzonte dell'osservatore
ovvero la direzione del filo a piombo che individua due punti: uno sopra la testa ZENIT e l'altro NADIR diametralmente opposto.
Sull'orizzonte si trovano i quattro punti cardinali. La posizione dell'oggetto celeste è individuata dalle due coordinate:
                      h = Altezza
                      A = Azimut
Questo è l' angolo, misurato sull' orizzonte, tra il punto sud (a volte anche Nord) ed il punto di intersezione tra il cerchio massimo che congiunge Zenit e Nadir e l'astro individuato sulla sfera celeste e l'orizzonte stesso.
Non è opportuno usarlo per le osservazioni, in quanto la sfera celeste appare in movimento a causa del moto della Terra, per cui questi angoli variano in continuazione.
Entrambi vengono misurati in gradi

Si assume come come piano fondamentale non l'orizzonte ma il piano dell'
                equatore celeste

che è il piano normale all' asse di rotazione terrestre.
In luogo dello ZENIT si individua il POLO CELESTE nei cui pressi è situata Alfa (α) di Ursa Maior.
Le coordinate sono:
- δ = declinazione (distanza angolare dell'astro dall'equatore celeste - Positiva diretta verso il polo Nord celeste e negativa se verso il Polo Sud). Si misura in gradi.
- H = Anglo orario: distanza angolare, misurata sull'equatore celeste in senso orario, dal mezzocielo M (punto di intersezione tra il meridiano del luogo e l'equatore celeste) all' intersezione tra l'equatore celeste ed il circolo massimo passante per il polo celeste e l'astro. Anche l'angolo orario varia nel tempo a causa del moto di rotazione della Terra. Si misura in gradi
Il piano fondamentale di riferimento è sempre
            
equatore celeste,
ma viene modificato l'origine delle misurazioni.
Le coordinate sono:
- δ = declinazione (arco di cerchio massimo passante per i due poli celesti e l'astro, compreso tra questi e l'equatore celeste. Si misura in gradi e preceduta dal segno + (più) se diretta al Nord e - (meno) se diretta al Sud.
- a = Ascensione retta: distanza angolare, misurata in ore, minuti primi e minuti secondi, in direzione Est, tra il punto di intersezione del suddetto cerchio massimo con l'equatore celeste ed il punto origine indicato come punto gamma (γ) o primo punto di Ariete.
Il punto gamma (γ) è il luogo dove il piano dell'eclittica incrocia l'equatore celeste da Sud a Nord e dove viene a trovarsi il Sole all'equinozio di primavera (Coluro degli equinozi). E' il sistema usato nelle osservazioni in quanto completamente svincolato dal moto terrestre.
Tra Equatoriali orarie ed Equatoriali celesti esiste la relazione: H = TS -
a
Il sistema utilizza come cerchio fondamentale
            
eclittica
che giace in un piano inclinato rispetto all'equatore celeste di 23°,5. Si definisce longitudine eclittica (l) la distanza angolare di un astro, misurata i senso orario, appunto lungo l'eclittica, dal punto gamma all'intersezione con il meridiano dell'eclittica (circolo massimo passante per il Polo Eclittico e l'astro)
Si definisce  latitudine eclittica (
b ) la distanza angolare dell'astro dal piano dell'eclittica.
Sistema molto utilizzato per lo studio dei moti planetari.

                                                   5° SISTEMA
                                   COORDINATE  GALATTICHE

Sistema definito nel 1958 ed  è usato quando occorre definire la posizione di un astro rispetto alla nostra Galassia. Il sistema di riferimento scelto è il
                                                     Piano Galattico

definito come il piano di simmetria dello strato di Idrogeno rivelato dalle radiazioni a 21 cm ed acquisite con i telescopi. Praticamente è il piano centrale della Via Lattea. Il cerchio fondamentale di riferimento è l'
equatore galattico, contenuto nel piano Galattico e che forma un angolo di 62° 20' con l'equatore celeste. La normale a questo piano incontra la sfera celeste nei due poli galattici. Il polo Nord galattico all'equinozio 1950 si trova nella costellazione "Chioma di Berenice" alle coordinate:
 
a = 12h 49,0m
δ  = + 27° 24'
Questo punto si sposta annualmente di.
 D a = + 0',73
 D δ = - 0',33
Le coordinate sono:
- latitudine galattica:
si misura in gradi lungo il cerchio massimo passante per il polo galattico e per l'astro considerato.
- longitudine galattica:
si misura in ore lungo l'equatore galattico in senso orario. Il punto origine della longitudine è la direzione del centro della Galassia.

DATI  DEI PIANETI DEL SISTEMA SOLARE

 

ASTRONOMIA  NAUTICA

Relazione geometrica fra l'altezza di un astro in meridiano e latitudine del luogo di osservazione TRIANGOLO NAUTICO
E' un triangolo sferico che ha
i tre vertici nel polo, nello zenit e nell'astro osservato.
Rientrano nelle procedure seguite per il calcolo della longitudine e latitudine in navigazione.
Vds i n. 39 e 40 del notiziario (Notiziario - Archivio)
LATITUDINE ASTRONOMICA
Per latitudine astronomica(F) si intende l'altezza del polo celeste rispetto all'orizzonte. In figura corrisponde all'angolo NOP.
La colatitudine è la
distanza zenitale del polo (angolo POZ) e quindi è il complementare della latitudine (90°- F).  La latitudine astronomica è uguale alla distanza zenitale del mezzocielo mentre la colatitudine è l'altezza del mezzocielo.
MISURA LATITUDINE ASTRONOMICA
La latitudine astronomica può essere ricavata  dell'osservazione di una stella circumpolare. In figura è riportato lo schema.
Si misura l'altezza h1del passaggio sotto il polo e l'altezza h2 del passaggio sopra il polo. La latitudine astronomica f si ricava dalla media aritmetica delle due altezze:
             
f = (h1 - h2)/2

 

ORBITA GEOSTAZIONARIA

CICLO  STAGIONALE

AMPIEZZE ANGOLARI

I tempi di rivoluzione dei satelliti artificiali che ruotano attorno alla Terra sono regolati con la terza legge di Keplero, legge che lega le distanze ai tempi
 
Le stagioni sono causate dal fatto che l'equatore terrestre è inclinato, sul piano dell'eclittica, di 23°,5. Il 21 giugno l'emisfero boreale della Terra è rivolto verso il Sole, per cui le zone alla latitudine 23°,5 Nord (tropico del Cancro) verranno colpite esattamente a perpendicolo dai raggi del Sole. Il 22 dicembre succede il contrario. Le zone alla latitudine   23°,5 Sud (tropico del Capricorno) avranno i raggi del Sole sulla perpendicolare.  Una delle difficoltà che si incontra nel fare coincidere una carta stellare con il cielo reale è il problema delle misure. Da notare che la Luna piena, che ha un diametro di mezzo grado, può essere nascosta dalla punta di una matita tenuta a braccio teso.
La palma di una mano è sufficiente a nascondere le stelle principali di Orione e dell'Orsa Maggiore. La dimensione di un pugno chiuso, tenuto a braccio teso, costituiscono un metro ideale, avendo un'ampiezza di circa 10°.
In figura le ampiezze rapportate.

COSA SONO I VARI OGGETTI CHE PENETRANO NELL'ATMOSFERA TERRESTRE


 

ANALISI SPETTRALE

Nello studio della composizione stellare la chiave di volta si è avuta con lo sviluppo dell'"Analisi Spettrale" applicata in astronomia.
Facendo passare un raggio di luce attraverso una fenditura e quindi attraverso un prisma si ottiene la scomposizione del raggio nei colori semplici: si ottiene cioè uno spettro.
Il raggio così scomposto può essere osservato direttamente all'uscita dello strumento o fissato su lastra fotografica o in memoria di un PC. Lo strumento  che consente la visuale diretta si chiama spettroscopio, mentre lo spettrografo consente l'acquisizione dell'immagine su supporto permanente.
La luce è composta da diversi intervalli di lunghezza d'onda.
L'intervallo al quale è sensibile l'occhio umano va da circa 4000 Å nel violetto sino a circa 8000 Å nel rosso, passando per il blu, il verde, il giallo, e l'arancione.

La frequenza υ della radiazione è legata alla lunghezza d'onda λ dalla relazione:
                                     
dove il valore della velocità della luce c è pari a 300.000 km/s.
Nella spettrografia vengono impiegati anche dei reticoli: lastre di vetro sulle quali sono incise centinaia di solchi per mm, tuuti paralleli tra loro.
Nello spettrografo a prisma lo spettro viene prodotto dalla rifrazione del raggio luminoso all'interno del prisma , in quello a reticolo lo spettro viene generato dalla diffrazione e dipende dalla lunghezza d'onda. Questi vengono impiegati solo nell'osservazione di oggetti più luminosi, in particolare il Sole.
Gli spettri del Sole e delle stelle presentano sul fondo continuo delle righe scure (raramente righe più chiare). Le righe oscure più marcate furono scoperte per la prima volta  da W.H. Wollaston nel 1802 nello spettro del Sole. Nel 1814 J. Faunhofer le indicò con le lettere latine tutt'ora in uso, ma la loro interpretazione fu possibile nel 1859 quando R.W. Bunsen e G.R. Kirchoff stabilirono le basi dell'analisi spettrale.

LE STELLE - DISTRIBUZIONE  DELL'ENERGIA IN  RELAZIONE AGLI SPETTRI RICAVATI 

Le stelle sono di diversi colori.  Il colore di una stella è in stretta relazione con la sua temperatura superficiale.
Il colore apparente di una stella è dovuto alla distribuzione di energia radiante nello spettro.
Con l’aumentare della temperatura la massima energia radiante si sposta verso lunghezze d’onda più corte (aumenta quindi la frequenza), passando dal rosso (bassa temperatura) al violetto (alta temperatura).
Una stella con una temperatura superficiale da 300 a 4000 K irraggia la maggior quantità di energia nella regione della radiazione rossa ed infrarossa (IR).
A seconda della loro temperatura le stelle si suddividono in «varie classi» spettrali. contraddistinte da lettere maiuscole: O. B, A, F, G, K, M (immagine a sinistra). 
La classificazione si basa sulla presenza di righe spettrali che corrispondono a determinati atomi.

LE  LUCI  NEL CIELO

LUCE CINEREA

La luce cinerea è un fenomeno che interessa la luna durante la prima e l'ultima fase, ossia quando presenta uno spicchio di disco illuminato assai sottile. In questo caso è facile che la luce del Sole venga riflessa dalla terra verso la luna, illuminando una porzione di superficie in ombra. Questo fenomeno avviene quando la Luna si trova in mezzo fra la Terra ed il Sole e quindi, riceve la massima illuminazione dal nostro pianeta essendo Terra piena se guardiamo dalla Luna.
Nell'ultimo periodo si è notato un cambiamento del valore della riflettenza (indica, in ottica, la proporzione di luce incidente che una data superficie è in grado di riflettere) della Terra: da poco più di un decennio è in declino, un fatto riscontrato misurando appunto la luce cinerea con il Big Bear Solar Observatory, in California. Solo negli ultimi tre anni si è osservata una controtendenza: l'indice infatti sta risalendo, probabilmente ciò è dovuto ai vari cambiamenti climatici terrestri. L'imputato maggiore sarebbero le nubi; una forte copertura aumenta la luce cinerea, perciò la misura della sua intensità può dare informazioni sul mutamento del clima della Terra.

 CINTURA  DI VENERE

Da  località dagli orizzonti puliti si può  osservare, in direzione opposta al tramonto, alzarsi gradatamente una vasta fascia grigio-azzurra che non è altro che l'ombra della stessa Terra, prodotta dal Sole che si abbassa ad occidente. E sopra la fascia grigio azzurra appare solitamente un'altra fascia di un rosa intenso, dal nome armonioso di "Cintura di Venere", nome ch non ha nulla a che vedere col pianeta. 
La fascia rosa è dovuta alla dispersione della luce del tramonto sul pulviscolo della bassa atmosfera.
Un fenomeno simile alla cintura di Venere  è osservabile durante le eclissi di Sole, ma questa volta la cintura rosa copre l'orizzonte per 360 gradi

 LUCE ZODIACALE

Poco dopo il tramonto, nel cielo diventato scuro, ad occidente compare un debole luminoso cono di luce che si allunga verso lo zenith: è la "luce zodiacale".
È così chiamata quella debole luminosità che appare lungo l'eclittica, in particolare nelle vicinanze del Sole. Nel cielo occidentale il periodo migliore per osservarla è la primavera, dopo che luci del tramonto sono completamente scomparse, mentre nel cielo orientale è più favorevole l'autunno subito prima dell'alba. È così debole da essere completamente invisibile se la Luna è presente in cielo o se si proietta sulla Via Lattea. La luce zodiacale decresce di intensità allontanandosi dal Sole, ma in notti molto buie è stato osservato un cerchio completo attorno all'eclittica. In realtà, la luce zodiacale copre l'intero cielo, ed è responsabile per il 60% della luminosità totale del cielo in una notte senza Luna. Nella zona direttamente opposta al Sole si trova a volte una regione un poco più luminosa del resto, chiamata col termine tedesco gegenschein.
La luce zodiacale è la riflessione della luce solare da parte delle particelle di polvere presenti sul piano del sistema solare. L'ammontare di polvere necessaria è sorprendentemente basso: se si trattasse di particelle grandi 1 millimetro si troverebbero a 8 chilometri di distanza l'una dall'altra, supponendo che esse abbiano un'albedo (potere riflettente) pari a quello della superficie lunare, che è molto scura. Questo materiale è concentrato in un volume a forma di lente, centrato sul Sole, e che si estende ben al di là dell'orbita terrestre. Il gegenschein è causato dalla riflessione della luce solare verso la Terra da parte delle polveri che permeano il piano del sistema solare (in modo similare alla riflessione della luce solare da parte della Luna quando si trova in opposizione rispetto al Sole).

 

 HOME PAGE