Anno Accademico 2007/2008. Astronomia. Corso di Laurea in Scienze Naturali. Alessandro Marconi

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1 Anno Accademico 2007/2008 Astronomia Corso di Laurea in Scienze Naturali Alessandro Marconi Dipartimento di Astronomia e Scienza dello Spazio, Università di Firenze

2 Bibliografia Il testo su cui sono basate principalmente le lezioni è Freedman & Kaufmann, Universe (8a edizione) WG Freeman and Company Sito internet con risorse utili:

3 Bibliografia Universe 8e Prezzo: USD Universe 8e Stars & Galaxies (versione ridotta ma OK) Prezzo: USD LICOSA Via Duca di Calabria 1/1, Firenze / DEA Via Lima 28, Roma /

4 La Sfera Celeste ed il sistema Sole-Terra-Luna Lezione 2 Didattica

5 Sommario La Sfera Celeste. Sistemi di riferimento. Misura del tempo. I moti di rotazione e rivoluzione della Terra. I moti apparenti del Sole e delle Stelle. Il piano dell Eclittica. Perché esistono le stagioni. La precessione dell asse terrestre. L orbita della Luna attorno alla Terra. Le fasi lunari. Il mese lunare. 5

6 La Sfera Celeste E utile pensare al cielo come alla superficie di una sfera centrata sulla Terra: la Sfera Celeste. Le stelle i pianeti e gli altri oggetti sono proiettati sulla sua superficie. La sfera celeste serve come base per i sistemi di coordinate (per specificare la posizione degli oggetti celesti). Le posizioni e le distanze sulla sfera celeste sono misurate con gli angoli. N Polo Nord Piano Orizzontale Orizzonte E Zenit Osservatore W S 6

7 Riferimenti sulla Sfera Celeste Piano Orizzontale: piano dell osservatore; definisce l orizzonte sulla sfera celeste Zenith: intersezione sfera celeste con la verticale del luogo (perpendicolare al piano dell orizzonte) Polo Nord Celeste Zenit Meridiano locale Nadir: punto diametralmente opposto allo zenith (non visibile) Equatore celeste: proiezione dell Equatore terrestre sulla sfera celeste Polo Nord e Polo Sud celeste: proiezioni dei poli della Terra sulla sfera celeste Meridiano locale: cerchio massimo passante per N+S, Zenit+Nadir, Polo N+Polo S. N Piano Orizzontale E Equatore Celeste Nadir Osservatore W Orizzonte S Polo Sud Celeste 7

8 La posizione dell osservatore Da una latitudine geografica l il polo nord celeste si trova l gradi sopra l orizzonte. Polo Nord Celeste Zenit 90 -l Da una latitudine geografica -l il polo sud celeste si trova l gradi sopra l orizzonte. L equatore celeste culmina a 90 -l sopra l orizzonte. N Piano l Orizzontale E Osservatore Equatore Celeste S Orizzonte W Polo Sud Celeste Nadir 8

9 I moti ciclici della Terra La Terra compie 3 tipi di moti ciclici: 1. Rotazione Ruota attorno al proprio asse. Causa del giorno e della notte. 2. Rivoluzione Orbita attorno al Sole. Definisce l anno. 3. Precessione L asse di rotazione definisce un cono. Ciclo di ~26,000 anni. In più, l orbita della Luna attorno alla Terra definisce un quarto moto ciclico. 9

10 Moto apparente della sfera celeste In seguito alla rotazione della Terra attorno al proprio asse la sfera celeste sembra ruotare verso Ovest. Polo Nord Celeste Zenit Culminazione Cane Maggiore E Osservatore Gemelli Verso Est Verso Sud Orione N Gli astri sorgono ad Est e tramontano ad Ovest. Piano Orizzontale Orizzonte Equatore Celeste Nadir W 10 S Polo Sud Celeste

11 Stelle circumpolari Le stelle circumpolari ruotano attorno ai poli celesti. Non sorgono e non tramontano mai. Le stelle circumpolari sono quelle entro un angolo l dal polo Nord celeste. Le stelle entro un angolo l dal polo Sud celeste sono sempre sotto l orizzonte (mai visibili). Polo Nord Celeste Orsa Minore Orsa Maggiore Verso Nord 11

12 Star tracks Fotografia a lunga esposizione delle stelle che ruotano attorno al Polo Sud Celeste sopra il Telescopio Anglo-Australiano di Siding Springs (Australia) AA 2007/2008 Astronomia Lezione 2 12

13 Terra: rotazione e moto diurno Lato illuminato (giorno) Lato in ombra (notte) Rotazione della Terra Luce solare Osservatore in California: 20:00 di tempo locale. Rotazione della Terra Cigno allo zenith in California Luce solare Osservatore in California: mezzanotte di tempo locale. Cigno Andromeda allo zenith in California a) Terra vista da sopra il Polo Nord b) 4 ore dopo (1/6 di rotazione completa) Come le stelle, il Sole sembra muoversi da Est a Ovest durante il giorno. Il giorno solare è definito da due passaggi successivi del sole al meridiano. 1 giorno è arbitrariamente diviso in 24 ore da 60 minuti ciascuna. L ora durante il giorno dipende dalla longitudine. 13

14 L Eclittica Mentre la Terra compie il suo moto di rivoluzione attorno al Sole, il Sole sembra muoversi verso Est relativamente alle costellazioni dello Zodiaco. A seconda del periodo dell anno sono visibili costellazioni diverse. Il cammino apparente del Sole in cielo è chiamato Eclittica. Il piano dell Eclittica è il piano dell orbita della Terra attorno al Sole. 14

15 Inclinazione dell asse terrestre L asse di rotazione terrestre è inclinato di 23.5 rispetto alla normale al piano dell orbita attorno al Sole. 15

16 Equinozi e Solstizi Equinozio di autunno Polo Nord Celeste Ω L Equatore celeste è inclinato rispetto al piano dell Eclittica. Il Sole attraversa l equatore celeste all Solstizio d Estate Eclittica Equinozio di Primavera (21 Marzo) Equinozio d Autunno (23 Settembre) Agli Equinozi giorno e notte di 12 ore. Dal latino aequa nox, notte uguale Solstizio invernale γ Polo Sud Celeste 23.5 Equatore celeste Equinozio di Primavera Il Sole raggiunge i punti più a Nord e a Sud nell Eclittica al Solstizio d Estate (21 Giugno; giorno più lungo nell emisfero Nord) Solstizio d Inverno (22 Dicembre; giorno più corto nell emisfero Nord) Dal latino solstitium, sole fermo. 16

17 Alba, tramonto e mezzogiorno Variazione dei punti di alba e tramonto del Sole a Firenze nel corso dell anno 21 giugno 21 marzo 22 settembre 22 dicembre E S N W 17

18 Perché ci sono le stagioni? L asse terrestre è inclinato. A mezzogiorno il Sole raggiunge un altezza maggiore in Estate che in Inverno (nell emisfero Nord). Estate e Inverno sono sfasati nell emisfero Nord e Sud. In Inverno ed Estate sono visibili costellazioni diverse. L orbita terrestre è leggermente ellittica. Quale di questi due fatti è responsabile per l esistenza delle stagioni? 18

19 Eccentricità dell orbita terrestre L orbita terrestre è leggermente ellittica. Eccentricità ( Lezione 4). La variazione nella distanza Terra-Sole è ~3%. Troppo piccola per avere forti conseguenze nelle variazioni stagionali della temperatura. Perielio (minima distanza dal Sole) è di gennaio! Terra a Gennaio Perielio Orbita della Terra (eccentricità molto esagerata!) Sole Terra a Luglio Afelio 19

20 Le Stagioni L inclinazione dell asse terrestre provoca variazioni annuali nel numero di ore di luce e nell altezza del Sole a mezzogiorno. Sole alto in cielo Estate Raggi Solari Sole basso in cielo Inverno 20

21 Illuminazione Solare Sole allo A Zenith Sole basso in cielo A θ =90 θ =30 A A/sinθ = 2A L ammontare di energia solare incidente sulla Terra per m 2 dipende dall altezza del Sole. 1 unità di energia solare 1) si disperde su un area A quando il Sole è allo zenith (altezza = 90 ) 2) si disperde su un area 2A quando l altezza del Sole è = 30 21

22 Le Stagioni Come sarebbero le stagioni se l asse terrestre fosse inclinato di 0 o 90 rispetto al piano dell Eclittica? Primavera nell emisfero Nord; autunno nell emisfero Sud Polo Nord Inverno nell emisfero Nord; estate nell emisfero Sud Polo Nord Polo Sud Polo Nord Polo Nord Polo Sud Polo Sud Estate nell emisfero Nord; inverno nell emisfero Sud Eclittica Polo Sud Autunno nell emisfero Nord; primavera nell emisfero Sud Estate nell emisfero Nord: Sole più alto in cielo Giorni più lunghi Inverno nell emisfero Nord: Sole più basso in cielo Giornate più corte NB: l asse terrestre punta (quasi) sempre nella stessa direzione 22

23 Le fasi lunari Dalla Terra vediamo porzioni diverse della superficie lunare illuminate dal Sole, dando luogo alle fasi lunari 23

24 Mese Lunare Ci sono 2 definizioni del periodo orbitale della Luna: Periodo Siderale relativo ad una posizione fissa nello spazio (27.32 giorni) Sole Stelle fisse Orbita della Terra Periodo Sinodico relativo alla posizione del Sole (29.53 giorni) Luna nuova Luna nuova Perché il periodo sinodico è più lungo? 24

25 Sistemi di coordinate Esistono diversi sistemi di coordinate per indicare le posizioni sulla Sfera Celeste che sono usati regolarmente dagli astronomi. I due più importanti sono: Il sistema Alto-Azimutale Riferito all orizzonte locale ed allo Zenith Fornisce posizioni utili all osservatore locale La posizione degli astri dipende dall ora e dal giorno dell osservazione. Il sistema Equatoriale Riferito all Equatore celeste ed al polo nord celeste Definisce posizioni univoche nel cielo che non dipendono dal tempo 25

26 Il sistema Alto-Azimutale Incentrato sull osservatore. Le due coordinate sono: Altezza, misurata a partire dall orizzonte celeste (tra 0 e 90 ) Azimuth, misurato a partire dal Nord verso Est (tra 0 e 360 ) Polo Nord E Zenit Altezza L azimuth e l altezza per un dato oggetto: sono definiti dal punto di vista dell osservatore cambiano al passare del tempo a causa della rotazione della Terra N W S Azimut 26

27 Il Sistema Equatoriale Con riferimenti fissi sulla sfera celeste, ruota in senso opposto alla Terra: Declinazione (δ) è misurata a partire dall Equatore Celeste: da -90 (S) a 90 (N). Ascension retta (α) è l angolo tra i cerchi orari: da 0h 0m 0s a 23h 59m 59s. L origine è il cerchio massimo che N passa per il punto vernale o punto γ (Gamma) dell Ariete (Equinozio di Primavera). Polo Nord Celeste Perché si misura in hms? La Terra (Sfera Celeste) ruota di 360 in 24h 15 ogni h c è 1 cerchio orario ogni 15 Piano Orizzontale E Zenit Orizzonte Equatore Celeste Nadir W γ AR δ 27 S Polo Sud Celeste

28 La misura del tempo Il tempo è stato tradizionalmente misurato in relazione alla rotazione della Terra (1h = 15 ); adesso si utilizzano orologi atomici. Esistono diversi riferimenti per il tempo: Tempo Universale (Universal Time - UT) Riferito al meridiano di Greenwich (0 longitudine) Tempo Locale Civile Spostato di +/- 1 h per ogni ~15 di longitudine E (+) o Ovest (-) rispetto a 0 (Meridiano di Greenwich). Tempo Siderale Angolo orario dell Equinozio di Primavera (punto fisso nello spazio): angolo tra γ e il meridiano dell osservatore. Il giorno siderale è più corto del giorno solare medio: Perchè? 23h 56m s invece di 24h. 28

29 Giorno solare e giorno siderale Il giorno solare è il tempo che passa tra due successivi passaggi del Sole al meridiano. Il giorno siderale è il tempo che passa tra due successivi passaggi al meridiano dell Equinozio di primavera. Dal momento che la Terra percorre circa 1 al giorno nella sua orbita attorno al Sole, il giorno siderale è leggermente più corto: 15 = 1 h 1 = 4 min L Equinozio di primavera è un punto fisso (quasi...). Verso l equinozio di primavera Sole 21 marzo al mezzogiorno locale. Terra il 21 Marzo In un giorno la Terra ruota di 1 lungo la sua orbita... La Terra deve ruotare di per riportare lo stesso punto di cielo nella stessa posizione rispetto al Sole. Terra il 22 Marzo 29

30 Precessione L attrazione gravitazionale di Sole e Luna provoca la precessione dell asse terrestre. L asse di rotazione terrestre cambia direzione (precessione) Attrazione gravitazionale del Sole Rotazione della Terra Attrazione gravitazionale della Luna La Terra non è perfettamente sferica (RPoli/REquatore= 0.997). Le forze agiscono sul rigonfiamento equatoriale. L asse di rotazione terrestre ruota attorno alla normale al piano dell eclittica: moto di precessione. Il periodo della precessione è 26,000 y. 30

31 Effetti della Precessione Il Polo Nord (Sud) celeste percorre una circonferenza in cielo ogni 26,000 anni. Al momento, il polo nord celeste si sta avvicinando alla Stella Polare (il massimo avvicinamento si avrà nel 2100). Intorno al il Polo Nord Celeste sarà in prossimità di Vega nella costellazione della Lira. Cammino del Polo Nord Celeste a.c. 31

32 Spostamento del Punto γ Ariete 200 a.c. Pesci 2007 d.c. Moto Equinozio dovuto a precessione Moto del Sole sull eclittica A seguito del moto di precessione l equinozio si muove in senso opposto al Sole lungo l eclittica. L equinozio precede il Sole e anticipa l incontro con il Sole. Più di 2000 anni fa il l equinozio si trovava nella costellazione dell Ariete (da cui il nome punto γ dell Ariete ), oggi è nei Pesci. 32

33 L Anno Diverse definizioni: Anno Siderale, orbita completa della Terra relativamente alle stelle fisse ( giorni solare medi ) Anno Tropico, relativo all equinozio di primavera giorni solari medi, la differenza è dovuta alla precessione. Il calendario Gregoriano approssima l anno solare e assume giorni solari medi. Comunemente l anno è di 365 giorni, ogni 4 anni l anno dura 366 giorni (anno bisestile). Gli anni secolari (1900, 2000, 2100 etc.) sono bisestili solo se divisibili per 400 come p.e NIST physics lab: 33

34 Sommario I moti della Terra e della Luna regolano lo scorrere del tempo: la rotazione attorno all asse polare determina il ciclo giorno/notte; la rivoluzione attorno al Sole determina il ciclo annuale. L asse di rotazione terrestre è inclinato di 23.5 causa delle stagioni Le fasi lunari sono dovute alla variazione dell illuminazione solare durante l orbita rispetto alla nostra visuale da Terra le fasi si ripetono con il periodo sinodico di giorni (mese lunare) Possiamo pensare che gli oggetti astronomici siano collocati sulla superficie di una sfera (sfera celeste) Le posizioni delle stelle sono specificate con sistemi di coordinate definiti sulla sfera celeste relativamente a Orizzonte (Sistema Alto-Azimutale: Altezza, Azimuth) Equatore (Sistema Equatoriale: Declinazione, Ascensione Retta) L asse terrestre precede con un periodo di 26,000 anni 34

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