LA MISURA DEL TEMPO CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 LA MISURA DEL TEMPO 1

Transcript

1 LA MISURA DEL TEMPO 1. Movimento delle stelle 2. Transiti al meridiano 4. Tempo siderale e Tempo Solare 5. Tempo Medio 6. Orari e Fusi 7. Rivoluzione, Precessione e misura dell anno CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 LA MISURA DEL TEMPO 1

2 1. MOVIMENTO DELLE STELLE Stelle fisse «poco fisse»: il moto proprio I movimenti indotti e lo spostamento della sfera celeste Movimenti ai poli, all equatore e alle medie latitudini terrestri CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 2

3 ANCHE LE STELLE SI MUOVONO Apod 20/10/2010 Abbiamo visto che i «pianeti» sono «stelle erranti» che si differenziano dalle stelle per il loro movimento nella volta celeste. Sappiamo anche che ci sono «stelle fisse» che fisse non sono sulla sfera celeste e le strisciate visibili in molte foto artistiche ne rendono evidenza. Le stelle sorgono e tramontano. Tramontano tutte? No. Sorgono tutte? No. CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 3

4 PERCHÉ LE STELLE SI MUOVONO? In prima approssimazione, le stelle si muovono per due classi di motivazioni: 1. MOTO PROPRIO 2. MOTI INDOTTI DAI MOVIMENTI TERRESTRI E DEL SISTEMA SOLARE 1. Rotazione terrestre 2. Rivoluzione terrestre 3. Moto del Sistema Solare nella Galassia 4. Moto galattico CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 4

5 IL «MOTO PROPRIO»: LA STELLA DI BARNARD Le stelle si muovono nello spazio, ma ovviamente sono talmente lontane che il loro movimento è percepibile in tempi geologicamente lunghissimi, anche se in realtà si muovono con grandi velocità. Ce ne accorgiamo in pochi anni, invece, se le stelle sono molto veloci e molto vicine, perché in tal caso il loro spostamento nel cielo può essere scorto anche ad occhio. E il caso della Stella di Barnard, distante 6 anni luce e con un moto proprio che la porta a notevoli variazioni annue. Le variazioni sono di 798 mas/yr in A.R. e di mas/yr in declinazione. CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 5

6 IL «MOTO PROPRIO»: RHO AQUILAE A volte il movimento stellare porta addirittura a cambiare costellazione. E l esempio di Rho Aquilae, che nel 1992 passò dall Aquila al Delfino sebbene il suo spostamento sia solo di 0,06 arcosecondi annui. CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 6

7 IL «MOTO PROPRIO»: LE STELLE PIÙ VELOCI Stella Magn. Parallasse Distanza (anni luce) Stella di Barnard 9,53 0,547 5,96 10,31 Stella di Kapteyn 8,84 0,255 12,77 8,706 Gliese 451 A 6,42 0,109 29,7 7,053 Lacaille ,34 0,304 10,74 6,896 Gliese 1 8,55 0,229 14,22 6,097 Moto proprio (arc/anno) CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 7

8 I MOTI MILLENARI: SISTEMA SOLARE E GALASSIA Il Sistema Solare si muove intorno al centro galattico alla velocità di km/h in un tempo di circa 230 milioni di anni. Ovviamente è un movimento troppo lento per comportare un movimento apparente del cielo in un periodo geologicamente rilevante. CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 8

9 LA ROTAZIONE TERRESTRE La Terra ruota intorno al proprio asse in un movimento chiamato ROTAZIONE. Impiega circa 24 ore per compiere un intero giro su sé stessa, come vedremo a breve e, ruotando da ovest verso est, fa sì che a noi dell emisfero boreale il cielo appaia ruotare in senso antiorario da est verso ovest. CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 9

10 EFFETTI DELLA ROTAZIONE TERRESTRE La conseguenza della rotazione terrestre è che il cielo SEMBRA ruotare intorno alla Terra in maniera diversa in base alla latitudine del nostro luogo di osservazione. CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 10

11 EFFETTI DELLA ROTAZIONE TERRESTRE DAL POLO NORD: Il cielo ruota in senso antiorario intorno alla stella Polare, che indica il PNC. Nessuna stella sorge o tramonta, sono visibili ogni notte sempre le stesse stelle. CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 11

12 EFFETTI DELLA ROTAZIONE TERRESTRE DAL POLO SUD: Il cielo ruota in senso orario intorno alla stella Sigma Octantis, che indica il PSC. Nessuna stella sorge o tramonta, sono visibili ogni notte sempre le stesse stelle. CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 12

13 COME SI MUOVONO LE STELLE AI POLI Al Polo Nord lo zenit coincide con il PNC e tutte le stelle disegnano cerchi paralleli all equatore, che coincide con l orizzonte. Stessa cosa al Polo Sud con il PSC. Le stelle hanno sempre la stessa altezza, non sorgono mai e non tramontano mai. Tutte le stelle sono CIRCUMPOLARI CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 13

14 EFFETTI DELLA ROTAZIONE TERRESTRE DA MEDIE LATITUDINI: Da latitudini intermedie le stelle percorrono nel cielo dei cerchi inclinati rispetto allo zenit. Alcuni cerchi saranno completamente sopra l orizzonte, altri invece lo intersecheranno ed altri saranno totalmente sotto l orizzonte. Alcune stelle non sorgeranno mai, altre non tramonteranno mai. CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 14

15 COME SI MUOVONO LE STELLE A MEDIE LATITUDINI A medie latitudini, ci saranno alcuni cerchi prossimi al PCN talmente piccoli da stare completamente sopra l orizzonte, risultando CIRCUMPOLARI. Altri cerchi avranno una parte sopra l orizzonte ed una sotto, quindi gli astri che li disegnano sorgono e tramontano. Altri cerchi sono invece completamente sotto l orizzonte, e le stelle non saranno mai visibili. CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 15

16 EFFETTI DELLA ROTAZIONE TERRESTRE DALL EQUATORE: Gli astri sorgono da nord a est a sud e tramontano da nord a ovest a sud. Tutti gli astri disegnano dei cerchi paralleli tra loro: i cerchi delle stelle che sorgono a nord e sud saranno più piccoli, quindi le stelle saranno sopra l orizzonte meno tempo e raggiungeranno altezze minori. CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 16

17 COME SI MUOVONO LE STELLE ALL EQUATORE All equatore, lo zenit corrisponde con l Equatore Celeste mentre l orizzonte coincide con l asse del mondo. I cerchi saranno quindi perpendicolari all orizzonte e le stelle disegneranno quindi cerchi perpendicolari all orizzonte. Non esistono stelle circumpolari: tutte sorgono e tutte tramontano, ma tutte sono visibili. CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 17

18 CONCENTRIAMOCI SULLA NOSTRA LATITUDINE I cerchi totalmente al di sopra dell orizzonte sono relativi alle stelle CIRCUMPOLARI. I cerchi che si dividono tra sopra l orizzonte e sotto, danno vita ad una zona visibile chiamata ARCO DIURNO. Queste stelle sorgono e tramontano. Il meridiano del luogo di osservazione viene allora diviso in MERIDIANO SUPERIORE e MERIDIANO INFERIORE. CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 18

19 CONDIZIONI PER LA CIRCUMPOLARITA Il cerchio deve avere un raggio inferiore all altezza della Polare per non terminare sotto l orizzonte. Visto che la Polare si trova ad una altezza pari alla Latitudine del luogo, e che la distanza di una stella dal PNC è data dalla declinazione, ne segue che la declinazione della stella deve essere superiore a 90 (declinazione del PNC) meno la latitudine λ del luogo. CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 19

20 CONDIZIONI PER LA CIRCUMPOLARITA Esempio: Vega ha declinazione 38 36, quindi per vedere Vega circumpolare occorre spostarsi ad una latitudine minima di = CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 20

21 CONDIZIONE PER LA «NON LEVATA» DELLE STELLE Oltre certe declinazioni, le stelle non sorgeranno mai. Da una latitudine di 40, ad esempio, l Equatore celeste si trova a 50 in direzione Sud. Le stelle poste a declinazione minore di 50 Sud non saranno mai visibili. CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 21

22 E VERO? I CASI LIMITE Ai Poli, abbiamo detto, nessuna stella sorge o tramonta ma sono tutte parallele all orizzonte. L orizzonte coincide con l equatore celeste. Per la visibilità circumpolare, la declinazione deve essere maggiore di 90 - λ, e λ vale 90. Quindi sono circumpolari tutte le stelle la cui declinazione è superiore a 0, tutte le stelle dell emisfero boreale! Sono invisibili tutte le stelle la cui declinazione è minore di = 0, quindi tutte le stelle dell emisfero australe. All equatore, sono circumpolari tutte le stelle che hanno declinazione superiore a 90-0, e declinazione superiore a 90 non esiste. Nessuna stella è circumpolare! Sono invisibili tutte le stelle con declinazione minore di -90, il che è impossibile. Non esistono stelle invisibili. CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 22

23 A CHE ALTEZZA TRANSITANO GLI ASTRI? Il momento migliore alle medie latitudini per osservare un corpo celeste si ha nel momento della massima altezza, che si verifica al transito in meridiano Sud (a parte gli astri circumpolari). A che altezza transita un astro? Dal momento che l Equatore Celeste al meridiano ha una altezza pari a 90 - λ, l altezza di un astro è data da: Con la declinazione sommata algebricamente (con il segno) CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 23

24 2. LA MISURAZIONE DEL TEMPO Moto diurno Tempo siderale e tempo solare Equazione del tempo e analemma Fusi orari Rivoluzione terrestre e precessione L anno CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 24

25 L ASTRONOMIA E LA MISURA DEL TEMPO Per misurare la distanza in termini di tempo tra due eventi, è necessario avere un flusso costante e regolare al quale rapportare gli eventi stessi per capire quale si è verificato prima e, soprattutto, di quanto. Siamo soliti ragionare con il nostro orologio e il nostro calendario, ma da dove derivano questi due modi di misurare il tempo? Il cielo, come sempre, fornisce le risposte grazie ai moti di ROTAZIONE e RIVOLUZIONE. CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 25

26 ROTAZIONE E MOTO DIURNO Il MOTO DIURNO è il movimento della sfera celeste osservata da Terra nell'arco delle 24 ore. La Terra ruota, vedendola dal Polo Nord, da ovest verso est, e per questo il cielo sembra ruotare da est verso ovest. CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 26

27 MOTO DIURNO: LA SCELTA DEL RIFERIMENTO Come sempre occorre scegliere una origine per capire quando è stato compiuto un giro completo intorno al proprio asse, e le soluzioni sono due: STELLE FISSE: SOLE: TEMPO SIDERALE TEMPO SOLARE CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 27

28 TEMPO SIDERALE Il tempo siderale si misura dal passaggio del PUNTO GAMMA al meridiano locale. In quel momento, l orologio siderale segna le «nostre» 00:00:00 ed inizia un nuovo giorno siderale. Quando il punto gamma torna in meridiano, termina un giorno siderale e ne inizia un altro. L ANGOLO ORARIO è la distanza angolare tra il meridiano locale e il meridiano dell Ascensione Retta del punto celeste. Quindi ci dice da quanto tempo l astro è passato sul meridiano locale. CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 28

29 TEMPO SIDERALE Il GIORNO SIDERALE dura 24 ore, durante le quali la Terra percorre un giro di 360 Ne deriva che 1 ora = 15 di rotazione. Dal momento che c è corrispondenza tra ANGOLO ORARIO e ASCENSIONE RETTA, ne deriva che dopo un ora dal passaggio in meridiano locale del Punto Gamma, passeranno le stelle con Ascensione Retta pari a 1 ora, corrispondenti ad una distanza angolare di 15 dal meridiano locale. Visto che la distanza tra Punto Gamma e Meridiano Locale è l Angolo Orario del punto gamma, questa distanza è pari proprio al Tempo Siderale del momento. Angoli Tempo h 15 1 h 5 20 m 1 4 m 15 1 m 1 4 s CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 29

30 TEMPO SIDERALE Ogni ora di Ascensione Retta corrisponde a 15 di rotazione terrestre. CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 30

31 COSA SIGNIFICA TEMPO SIDERALE = X? Significa che: 1. Il Punto Gamma è passato in meridiano locale da X ore; 2. In questo momento in meridiano locale stanno passando le stelle con Ascensione Retta X. quindi: 1. L Ascensione Retta è una coordinata, ma anche un tempo 2. La differenza tra A.R. di due oggetti ci dicono con quanto tempo di distacco passano in meridiano 3. L Ascensione Retta della stella in meridiano ci dice il Tempo Siderale CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 31

32 TEMPO SOLARE Basarsi sul Sole comporta qualche problema perché: 1. La Terra in 24 ore compie una piccola parte del suo giro intorno al Sole; 2. La Terra si muove a velocità non costante intorno al Sole a causa delle Leggi di Keplero Il percorso del Sole durante l anno è molto incostante! CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 32

33 TEMPO SOLARE LOCALE Il TEMPO SOLARE LOCALE è il tempo che intercorre tra due passaggi in meridiano locale del Sole, e non è quasi mai di 24 ore! Serve un artificio: una stella che abbia le caratteristiche medie del Sole in termini perlomeno di velocità nel percorrere l orbita! CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 33

34 IL SOLE MEDIO Il SOLE MEDIO è una stella che non esiste e che ha i parametri medi del nostro Sole. Si muove a velocità costante lungo l eclittica; Torna al suo posto dopo 24 ore precise. CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 34

35 RELAZIONE TRA SOLE MEDIO E TEMPO SIDERALE Partendo da una situazione in cui Sole e una stella lontana siano entrambi in meridiano, quando la stella torna a sud sono passate le 24 ore del Tempo Siderale, ma sono passate soltanto 23h 56m 04s di Tempo Solare Medio, visto che il Sole non si trova ancora a Sud. PERCHE? Perché nel frattempo la Terra si è spostata di 1/365 circa della sua orbita, corrispondente quasi ad 1 grado, cioè 4 minuti. Servono altri 4 minuti per riportare il Sole in meridiano, mentre la stella lo avrà già lasciato. Tra Tempo Medio Solare e Tempo Siderale, quindi, ci sono 4 minuti di differenza! CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 35

36 IMPLICAZIONI DELLE DIFFERENZE SOLARE-SIDERALE 1. Le stelle sorgono ogni giorno 4 minuti prima sul nostro orologio, che segue il Tempo Solare Medio. Se spostiamo il disegno all alba, infatti, notiamo una stella che precede sempre di più il Sole, sorgendo quindi ogni giorno 4 minuti prima della nostra stella. CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 36

37 IMPLICAZIONI DELLE DIFFERENZE SOLARE-SIDERALE 2. In un mese, le stelle anticipano il proprio sorgere di ben 2 ore 4 minuti * 30 giorni = 120 minuti di anticipo al mese = 2 ore CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 37

38 IMPLICAZIONI DELLE DIFFERENZE SOLARE-SIDERALE 2. In sei mesi, le stelle sorgono 12 ore prima Questo spiega il motivo per il quale le costellazioni che vediamo di notte ad aprile non sono le stesse che vediamo di notte a ottobre: la Terra si è spostata di molto lungo la sua orbita, e quando dà le spalle al Sole vede oramai un altro universo rispetto a quello di sei mesi prima CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 38

39 IMPLICAZIONI DELLE DIFFERENZE SOLARE-SIDERALE 3. In un anno le stelle «girano» una volta in più del Sole In un Anno Solare ci sono 24*60 * 365 minuti = minuti In un Giorno Siderale ci sono 23* minuti = minuti Un Anno Siderale si compone di ( / 1.434) = 366 giorni In pratica, nel tempo in cui il Sole fa 365 giri (apparenti), le stelle ne compiono 366. CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 39

40 EQUAZIONE DEL TEMPO Il Sole Vero non si muove sull equatore ma sull eclittica, e non ha velocità costante bensì accelera e decelera in base alla Gravitazione Universale, secondo la seconda Legge di Keplero. Il Sole Medio trascura l obliquità dell orbita terrestre e la sua ellitticità. Le differenze sono mostrate da una equazione che mostra le differenze tra i due «Soli»: il Sole Vero a volte anticipa ed a volte ritarda rispetto a quello medio. CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 40

41 EQUAZIONE DEL TEMPO CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 41

42 ANALEMMA DEL TEMPO Su un piano cartesiano, mettiamo sulle ordinate la declinazione del Sole in un anno, che varia da +23,5 a -23,5 (dal Tropico del Cancro al Tropico del Capricorno) e sulle ascisse il valore dell equazione del tempo ottenuto dalla formula precedente. Otteniamo una forma a «otto» chiamata ANALEMMA. CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 42

43 ANALEMMA DEL TEMPO A parte i grafici, un modo più artistico ce lo offre il cielo, se fotografiamo il Sole ogni dieci giorni sempre dallo stesso posto. CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 43

44 FUSI ORARI Finora abbiamo parlato di TEMPO SIDERALE LOCALE e di TEMPO SOLARE LOCALE. Ma non è possibile che ciascun meridiano abbia la propria ora, sarebbero infiniti orari. TIME ZONE (FUSI) 24 Fasce da 15 ognuna. Stesso orario all interno di una stessa Time Zone. Partendo da Greenwich che esprime il Tempo Universale (TU), si aumenta di +1 verso EST e si decrementa di -1 verso Ovest per ciascuna zona. CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 44

45 IL MEZZOGIORNO VERO Tutto il territorio di una fascia ha lo stesso TEMPO CIVILE, ma non lo stesso tempo solare. Ciascuna fascia possiede un MERIDIANO CENTRALE. Nella nostra fascia (T.U.+1) il Meridiano Centrale passa per l Etna. IL MEZZOGIORNO VERO Per trovare il vero mezzogiorno (Sole che transita al meridiano), senza approssimarlo con quello del fuso di zona, occorre tener presente la distanza dal Meridiano Centrale del fuso e l equazione del tempo. CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 45

46 IL MEZZOGIORNO VERO ESEMPIO Esempio: Roma (Lat Long E) il giorno 15/11/2012. Il Meridiano Centrale si trova a 15 di longitudine, con differenza pari a = Un grado vale 4, quindi la differenza è di 10 e in prima approssimazione abbiamo il mezzogiorno vero alle ore 12:10 locali. Da un almanacco ricaviamo l equazione del tempo per il giorno, pari a e otteniamo: TEMPO SOLARE MEDIO = 12:10:00 00:15:33 = 11:54:27 dal momento che EQ. TEMPO = Tempo Solare Vero Tempo Solare Medio e quindi Tempo Solare Medio = Tempo Solare Vero Equazione del tempo CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 46

47 LA RIVOLUZIONE TERRESTRE La Terra orbita intorno al Sole disegnando un cerchio quasi perfetto, con una eccentricità pari a Il perielio si trova a 147M di chilometri, mentre l afelio a 152M. Percorre un giro completo (360 ) in 365 giorni e 6 ore circa, quindi il Sole si sposta nel nostro cielo di circa 1 al giorno. CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 47

48 LA RIVOLUZIONE TERRESTRE E L INCLINAZIONE Sappiamo che l asse terrestre ha una inclinazione rispetto al piano orbitale (eclittica) pari a e questo, unitamente all eccentricità dell orbita terrestre, è in grado di portare a fenomeni quali: 1. Solstizi, Equinozi e alternanza delle stagioni; 2. Diversa durata delle stagioni; 3. Declinazione del Sole compresa tra e In base alla declinazione, il Sole apparirà più o meno alto proprio come tutti gli altri corpi celesti, regalandoci molte sorprese. CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 48

49 SOLSTIZI, EQUINOZI E STAGIONI Se il Sole passa da un minimo di declinazione pari a fino ad un massimo di , ci sarà per forza un momento in cui ha la massima declinazione negativa, un momento in cui ha la massima declinazione positiva ed un momento in cui passa per la declinazione zero. A questi momenti corrispondono differenti configurazioni particolari e da questi momenti partono le diverse stagioni terrestri. CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 49

50 QUANTO E ALTO IL SOLE SULL ORIZZONTE? Il Sole è un astro come un altro, quindi la sua altezza al transito in meridiano deriva sempre dalla stessa formula: dove (90 - Latitudine) esprime l altezza dell Equatore Celeste. Se ci troviamo a Roma, a 42 di latitudine, e il Sole si trova nel punto più alto della sua parabola e quindi a di declinazione, ha una altezza di (90 42 ) = In inverno invece, nel giorno in cui il Sole ha la minima declinazione, l altezza raggiunta sull orizzonte romano sarà (90 42 ) 23 27, quindi Questo ci sarà molto utile a breve CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 50

51 EQUINOZIO DI PRIMAVERA 21 MARZO Il Sole si trova al Punto Gamma, quindi ha Declinazione pari a 0 e longitudine eclittica pari a 0. Le ore di luce e le ore di buio sono uguali su tutta la Terra. Ha inizio la Primavera Boreale (Autunno Australe). Il Sole sorge precisamente a Est e tramonta precisamente a Ovest. Per i prossimi sei mesi il Sole avrà sempre declinazione positiva. CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 51

52 SOLSTIZIO DI ESTATE 21 GIUGNO Il Sole si trova alla massima declinazione nord, quindi ha Declinazione pari a e longitudine eclittica pari a 90. Compiendo un arco più ampio nel cielo, il Sole resta sopra l orizzonte boreale a lungo e per il nostro emisfero si ha il giorno più lungo in termini di ore di luce. Ha inizio l Estate Boreale (Inverno Australe). CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 52

53 EQUINOZIO DI AUTUNNO 23 SETTEMBRE Il Sole si trova a declinazione 0 e longitudine eclittica pari a 180, passa al Punto Omega. Il giorno e la notte hanno la stessa durata in tutto il globo. Ha inizio l Autunno Boreale (Primavera Australe). Per i prossimi sei mesi il Sole avrà sempre declinazione negativa. CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 53

54 SOLSTIZIO DI INVERNO 22 DICEMBRE Il Sole si trova a declinazione e longitudine eclittica pari a 270. Nell emisfero boreale si verifica il giorno più corto, mentre in quello australe il giorno più lungo in termini di ore di luce. Ha inizio l Inverno Boreale (Estate Australe). CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 54

55 IL SOLE DI MEZZANOTTE Abbiamo detto che il Sole si trova sei mesi circa a declinazioni positive e sei mesi circa a declinazioni negative. Sappiamo che l orizzonte dei Poli coincide con l equatore celeste, quindi: Per sei mesi il Sole sarà sempre sopra l orizzonte, circumpolare; Per sei mesi il Sole sarà sempre sotto l orizzonte. Il Circolo Polare Artico ha latitudine quindi il Sole, a questa latitudine, sarà circumpolare soltanto il giorno del solstizio d estate quando il Sole ha declinazione visto che: solo il giorno del solstizio d estate. CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 55

56 IL SOLE DI MEZZANOTTE CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 56

57 LA DURATA DELLE STAGIONI Se l orbita terrestre fosse circolare ogni stagione durerebbe 4 mesi, ma in realtà è ellittica (Legge 1 di Keplero) e la velocità di rivoluzione aumenta al perielio e diminuisce all afelio (Legge 2 di Keplero e Gravitazione Universale). La Terra è al perielio a Gennaio, quindi è più veloce a gennaio e più lenta sei mesi dopo, in afelio.. CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 57

58 LE COSTELLAZIONI ZODIACALI E I SEGNI ZODIACALI L'eclittica si divide convenzionalmente in 12 segni di 30 ciascuno, dei quali il primo segno (Ariete) parte dall'equinozio di primavera (Punto Gamma). Si tratta di una suddivisione aleatoria, da non confondere con le costellazioni zodiacali, che sono 13 e sono quelle attraversate dall eclittica. NON C E ALCUNA ATTINENZA CON L ASTROLOGIA!!! CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 58

59 LA MISURA DELL ANNO La Terra percorre la propria orbita di 360 intorno al baricentro con il Sole in circa 365 giorni ma anche stavolta, come per il giorno, le cose cambiano in base al riferimento. ANNO SIDERALE: Periodo intercorrente tra due passaggi del Sole tra le stesse stelle; Dura 365 giorni, 6 ore, 9 minuti, 9 secondi ANNO TROPICO: Periodo intercorrente tra due passaggi del Sole al Punto Gamma; Dura 365 giorni, 5 ore, 48 minuti. 45 secondi ANNO ANOMALISTICO: Periodo intercorrente tra due passaggi della Terra al perielio; Dura 365 giorni, 6 ore, 13 minuti, 53 secondi ANNO DRACONICO: Periodo intercorrente tra due passaggi del Sole al nodo ascendente lunare Dura 346 giorni, 37 minuti, 12 secondi CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 59

60 DIFFERENZA TRA ANNO SIDERALE E ANNO TROPICO Essendo stelle fisse e Punto Gamma appartenenti alla stessa sfera celeste, il tempo segnato da anno siderale e anno tropico dovrebbe essere uguale e invece differisce di 0,01417 giorni. La causa è la PRECESSIONE DEGLI EQUINOZI, rilevata per la prima volta fin dai tempi di Ipparco. Il Punto Gamma anticipa le stelle fisse, ogni anno, di 50,26. CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 60

61 LA PRECESSIONE DEGLI EQUINOZI Moto millenario della Terra dovuto al fatto che la Terra ruota su sé stessa come una trottola, descrivendo un doppio cono in un tempo di anni. La conseguenza dello spostamento si avverte ovviamente sull'intersezione tra equatore celeste, che cambia inclinazione, ed eclittica e quindi sulla data degli equinozi, i punti gamma e omega. La precessione si distingue in una parte lunisolare ed in una parte planetaria dal momento che è dovuta a diversi fattori quali l'influenza gravitazionale di Luna e Sole da una parte e anche dei pianeti dall'altra, che agiscono sul rigonfiamento equatoriale terrestre. I due moti producono un effetto totale di 50,256'', corrispondenti a 20 minuti e 23 secondi che comportano uno spostamento di 1 ogni 72 anni. CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 61

62 LA PRECESSIONE DEGLI EQUINOZI E PNC Puntando l asse del mondo come una trottola, la prima conseguenza è che varia la stella che indica il Polo Nord Celeste. Attualmente è la Polare, ma in passato (e in futuro) ci sono state altre stelle come, ad esempio, Vega e Thuban. Lo spostamento del punto gamma rende anche necessario un aggiornamento periodico delle effemeridi, riviste l ultima volta nel 2000 e per questo indicate con la sigla J2000. CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 62

63 L ANNO ANOMALISTICO E LA LINEA DEGLI APSIDI La Linea degli Apsidi lega il perielio e l afelio. Il tempo anomalistico si conta tra due passaggi terrestri al perielio ed i 4 minuti che lo differenziano dall Anno Siderale sono legati al senso rotatorio che la Linea degli Apsidi compie. Spostandosi nello stesso verso della Terra, quando la Terra compie un giro ci vogliono altri 4 minuti per «riprendere» il perielio che nel frattempo si è spostato. CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 63

64 L ANNO BISESTILE L anno Tropico dura 365 giorni, 5 ore, 48 minuti e 45 secondi, il che significa che dopo 4 anni «avanzano» circa 24 ore. Sosigene in Egitto e Giulio Cesare a Roma si fecero portatori di questo problema: in Egitto venne così deciso di instaurare l Anno Bisestile mentre il calendario Giuliano «copiò» stabilendo la presenza di un anno di 366 giorni ogni 3 anni. I mesi furono divisi in 31 e 30 giorni alternati perfettamente ad eccezione di Febbraio che aveva 29 giorni. Fattori «politici» indussero poi a variazioni da agosto in poi, «sottraendo» un giorno a febbraio. Nonostante questo, nel 1582 c erano ben 10 giorni di differenza tra «equinozio» e posizione reale del Sole, quindi si stabilì di passare direttamente dal 4 ottobre al 15 ottobre CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 64

65 L ANNO BISESTILE Nello stesso anno fu proclamato che non fossero bisestili gli anni secolari a meno che non fossero divisibili per 400. Ogni 400 anni, quindi, ci sarebbero stati 97 anni bisestili anziché 100, approssimando meglio la lunghezza dell'anno tropico. Un giorno di differenza attualmente si crea soltanto ogni 3330 anni. CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 65

66 GIORNO GIULIANO Storicamente si passa dall'anno 1 a.c. all'anno 1 d.c., il che crea scompensi dal punto di vista astronomico dal momento che manca lo zero e quindi manca la continuità nei dati. In astronomia si usa il Giorno Giuliano, un progressivo che parte da mezzogiorno del 1 gennaio 4713 a.c., con tanto di decimali ad indicare la frazione di giorno. La sigla JD indica quindi il Giorno Giuliano e viene usata in tutte le effemeridi. CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 66

67 PROSSIMA SERATA 12 APRILE 2012 L universo a diverse frequenze: Osservare il cielo dalle onde radio ai raggi gamma. Le missioni spaziali a varie frequenze. CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 67