astrometrìa
Indice
Definizione
sf. [astro-+-metria]. Branca dell'astronomia che studia i corpi celesti unicamente in riferimento alla loro posizione, considerandoli, cioè, solo come punti luminosi mobili o fissi sulla sfera celeste. In particolare, per quanto la distinzione tra astrometria e astronomia sferica non risulti netta, né universalmente accettata, si conviene spesso chiamare astrometria o astronomia di posizione quella parte dell'astronomia dedicata allo studio dei movimenti dei corpi celesti, alla loro osservazione e allo studio degli strumenti e delle tecniche da utilizzare per le osservazioni stesse; da questo punto di vista, lo strumento analitico, geometrico e matematico, propedeutico all'astrometria, è l'astronomia sferica, che comprende la trattazione analitica delle misurazioni effettuate e, soprattutto, la loro interpretazione alla luce delle leggi della cinematica. Le leggi della dinamica, concernenti le cause delle variazioni osservate nelle posizioni stellari o planetarie, sono invece oggetto di studio di altri settori dell'astronomia e precisamente della meccanica celeste e, in parte, dell'astrofisica. L'astrometria in senso moderno risale alle osservazioni che l'astronomo danese Tycho Brahe compì, alla fine del XVI secolo, su quasi 800 oggetti. È importante notare che le misure di precisione delle posizioni dei pianeti all'epoca noti (principalmente di Marte), consentirono a Keplero di dedurre le sue famose leggi.
Obiettivi e metodologia
Considerando, in prima approssimazione, tutti gli astri fissati sulla sfera celeste, l'astrometria stabilisce le correlazioni fra i diversi metodi per indicare le posizioni degli astri stessi, stabilisce il legame fra i metodi usati con le coordinate geografiche terrestri e con il problema della determinazione del tempo, determina infine le più macroscopiche correzioni all'approssimazione di una volta stellata sferica, dovute sia al movimento della Terra, su se stessa e attorno al Sole, sia alla presenza dell'atmosfera. La trigonometria sferica costituisce la base analitica che, determinando le relazioni che intercorrono fra i vari elementi di un triangolo sferico, determina di conseguenza le relazioni fra le distanze degli astri da piani o punti fondamentali della sfera celeste (vedi anche coordinata). Il secondo passo dello studioso di astrometria è quello di conoscere i fenomeni, ovvero le cause per cui un astro muta, realmente o apparentemente, la sua posizione sulla sfera celeste. Queste sono diversissime e hanno origine in fenomeni disparati; per esempio sono dovuti al moto dell'osservatore, o al suo punto di osservazione, gli spostamenti per rifrazione atmosferica, per parallasse e per aberrazione astronomica; sono, inoltre, dovuti al moto terrestre i fenomeni della precessione e della nutazione. Per studiare tutti questi fenomeni è necessario fissare una scala di tempo a lungo termine per stabilire una cronologia degli eventi (per esempio, stagioni, moti planetari) e a breve termine (dell'ordine del secondo) per poter definire con precisione i fenomeni astronomici che alterano la posizione degli astri, nonché per poter fissare (osservazioni meridiane) le posizioni stesse. Contemporaneamente vanno studiati i problemi concernenti la forma e la rotazione della Terra: entrambe di importanza fondamentale nella definizione delle posizioni degli astri. Gli effetti di tutti questi fenomeni sono attualmente ben conosciuti, per cui le posizioni apparenti delle stelle possono essere corrette per gli errori dovuti agli effetti suddetti, permettendo così di conoscere qual è il movimento vero della stella, o moto proprio, confrontando due posizioni misurate in due epoche diverse. Combinando il moto proprio, che avviene in un piano perpendicolare alla congiungente osservatore-stella, con la velocità radiale, che è diretta lungo la congiungente stessa, si è potuto determinare per numerose stelle il moto reale rispetto al Sole e quindi rispetto alla Galassia. È anche compito dell'astrometria lo studio dei movimenti apparenti dei pianeti del Sole e della Luna, del resto già studiati per la definizione del tempo; lo studio del loro moto reale, cioè la definizione della loro orbita, è compito della meccanica celeste. La recente possibilità di osservare l'universo dall'esterno dell'atmosfera terrestre mediante palloni, satelliti artificiali e sonde spaziali ha reso sempre più evidente come solo con tali osservazioni si possa determinare con precisione la posizione delle stelle sulla sfera celeste (è per esempio eliminata la rifrazione atmosferica); a tale scopo, nell'agosto 1989, mediante vettore Ariane, è stato posto in orbita dall'ESA il satellite per astrometria Hipparcos. Destinato a seguire una traiettoria geosincrona di 24 ore, a causa di malfunzionamento dei motori di spinta, il satellite si è inserito in un'orbita fortemente eccentrica che ne ha compromesso in parte la funzionalità. Nondimeno, i dati trasmessi hanno consentito la realizzazione di un catalogo stellare dal quale potranno venir desunte 109.000 parallassi trigonometriche con un'accuratezza di 0,03 secondi d'arco. Il 24 giugno 1993 Hipparcos ha cessato di trasmettere e l'ESA - dopo aver tentato di correggerne l'orbita - lo ha definitivamente abbandonato nello spazio. Ulteriori contributi ai rilevamenti astrometrici sono affidati al telescopio spaziale Hubble (HST) e alle radioinstallazioni interferometriche al suolo che, con le 27 antenne del VLA (Very Large Array), le 10 antenne del VLBA (Very Long Baseline Array), sono in grado ormai di raggiungere risoluzioni angolari di 0,005 secondi d'arco "Per approfondire Vedi Gedea Astronomia vol. 2 pp 82, 91, 214-217" "Per approfondire Vedi Gedea Astronomia vol. 2 pp 82, 91, 214-217" . Nel 2009 sarà lanciato il satellite GAIA (Global Astrometric Interferometer for Astrophysics), che, sfruttando tecniche interferometriche, raggiungerà una precisione di 10 milionesimi di secondi d'arco (più di mille volte superiore a quella del satellite Hipparcos), e che consentirà di misurare la parallasse degli oggetti più luminosi in galassie diverse, aprendo una nuova strada alla soluzione del fondamentale problema della calibrazione delle distanze in astronomia.