coordinata (astronomia)
Indice
Descrizione generale
Elemento usato per identificare la posizione di una stella nello spazio e nel tempo.Per la definizione dei sistemi di coordinate astronomiche, nella grandissima maggioranza dei casi si considera l'osservatore al centro della sfera celeste; allora i piani passanti per l'osservatore, di dimensioni trascurabili, intersecheranno sulla sfera celeste dei cerchi, detti massimi. Se si fissa come fondamentale un cerchio massimo opportunamente scelto, definire un sistema di coordinate significa definire due angoli, uno rispetto a questo cerchio massimo e l'altro sul cerchio massimo stesso rispetto a un suo punto scelto come origine . In questo modo si definiscono il sistema orizzontale, il sistema orario, il sistema equatoriale, il sistema eclittico, il sistema di coordinate galattiche .
Il sistema orizzontale
Detto anche sistema altazimutale, o 1º sistema di coordinate, è il più naturale fra tutti i sistemi di coordinate celesti, in quanto per la sua definizione si fa uso di una forza naturale, la forza di gravità. Quale cerchio massimo fondamentale assume l'orizzonte, cioè l'intersezione della sfera celeste con il piano normale alla direzione della forza di gravità, e su questo assume come origine il punto sud . Ogni cerchio minore parallelo all'orizzonte è detto almucantarat. Dato un astro se ne proietta la posizione sull'orizzonte: la prima coordinata, h, detta altezza, è l'angolo sotto il quale l'osservatore vede la distanza astro-proiezione; la seconda coordinata, a, detta azimut, è l'angolo che separa il punto proiezione dal punto sud. L'altezza è positiva se l'astro è visibile sopra l'orizzonte ed è negativa se l'astro è sotto l'orizzonte (anche se esso è visibile per fenomeni di rifrazione). L'azimut si misura in gradi, da 0º a 360º, partendo da Sud verso Ovest, Nord, Est. In luogo dell'altezza, che è misurata in gradi, da 0º a ±90º, si usa spesso la distanza zenitale, complemento a 90º dell'altezza. Il sistema orizzontale presenta lo svantaggio che, per uno stesso astro, le coordinate variano secondo il luogo d'osservazione; inoltre, poiché la Terra ruota su se stessa, anche in uno stesso luogo d'osservazione altezza e azimut di un astro cambiano da istante a istante, cosicché un'osservazione, per essere completa, richiede l'indicazione anche del luogo e dell'istante d'osservazione. Viceversa, un'osservazione basata su questo sistema, con l'uso, per esempio, di cerchi meridiani o telescopi zenitali, richiede che, in un dato luogo, l'osservazione stessa venga effettuata in un ben determinato istante, in funzione delle coordinate dell'astro.
Il sistema orario
Detto anche 2º sistema di coordinate celesti, assume come cerchio massimo fondamentale l'equatore celeste, cioè l'intersezione della sfera celeste con il piano dell'equatore terrestre. L'equatore celeste è inclinato rispetto al piano dell'orizzonte di un angolo ε detto colatitudine, pari al complemento a 90º della latitudine ϕ . La perpendicolare all'equatore celeste passante per l'osservatore incontra la sfera celeste nei due poli celesti Nord e Sud, ben distinti dai punti Nord e Sud sull'orizzonte: tutti i cerchi massimi passanti per i poli celesti sono detti cerchi orari; il meridiano celeste è il particolare cerchio orario che passa per i punti Nord e Sud dell'orizzonte, per lo zenit e per il nadir. Usando l'equatore celeste come piano fondamentale, una delle due coordinate è la declinazione, δ, distanza dell'astro dalla sua proiezione sull'equatore celeste (cerchio di declinazione è detto il cerchio massimo passante per l'astro e per i poli celesti); è misurata in gradi, da 0º a 90º, positivamente nell'emisfero che contiene il polo Nord celeste, e negativamente nell'altro emisfero. La seconda coordinata, sull'equatore celeste, si definisce fissando come origine l'intersezione dell'equatore con il meridiano celeste più prossimo al punto Sud dell'orizzonte. Tale intersezione è detta mezzocielo e l'angolo tra essa e la proiezione dell'astro sull'equatore celeste costituisce la seconda coordinata del 2º sistema; questa è detta angolo orario H e si misura in ore, minuti e secondi (talvolta, ma raramente, anche in gradi), da 0h a 24h partendo dal mezzocielo, nella stessa direzione dell'azimut. Nel sistema orario, poiché tutta la sfera celeste ruota apparentemente attorno alla Terra, la declinazione di un astro rimane costante, mentre l'angolo orario cresce continuamente, aumentando di 24h dopo una rotazione della Terra rispetto alle stelle fisse. L'angolo orario risulta così utile per definire il tempo siderale, ma ai fini osservativi la sua utilità è limitata al puntamento dei telescopi equatoriali. Poiché, poi, oltre che da istante a istante, l'angolo orario varia anche da luogo a luogo, un'osservazione completa deve indicare, oltre a esso, anche il tempo e il luogo di osservazione.
Il sistema equatoriale
Detto anche 3º sistema di coordinate celesti, come il sistema orario assume come cerchio massimo fondamentale l'equatore celeste, ma prende come origine un punto fisso sull'equatore celeste anziché un punto fisso rispetto all'osservatore, qual è il mezzocielo. Tale origine è una delle due intersezioni dell'equatore con l'eclittica e viene detta γ o primo punto d'Ariete. La posizione di un astro resta allora definita dalla declinazione δ e dall'ascensione retta α, cioè dall'angolo compreso fra il punto γ e la proiezione dell'astro sull'equatore celeste. L'ascensione retta viene ancora misurata in ore, da 0h a 24h in senso contrario all'angolo orario. Le coordinate definite da questo sistema sono quelle riportate nei cataloghi stellari e negli annuari, in quanto, a differenza di quelle dei due sistemi precedenti, sono pressoché universali, cioè indipendenti dal luogo d'osservazione e dall'istante d'osservazione. In verità una dipendenza dal tempo a lungo termine esiste anche per le coordinate di questo sistema, sia per il naturale movimento degli astri (evidente nel caso dei corpi del sistema solare, meno evidente per le stelle fisse), sia per i fenomeni di precessione e nutazione, per i quali il punto γ si sposta in modo complesso nel tempo. Per questo motivo, nei cataloghi stellari e nelle osservazioni più precise si deve tener conto non solo dell'anno di osservazione ma anche dell'anno al quale vengono riferite le coordinate esaminate (di solito il 1950,0 o il 1975,0 o il 2000,0).
Il sistema eclittico
Detto anche 4º sistema di coordinate celesti, assume come cerchio massimo fondamentale il cerchio dell'eclittica sul cui piano si muovono la maggior parte dei corpi del sistema solare. L'eclittica è inclinata di ca. 23,5º sull'equatore celeste e lo interseca, come si è visto, nel punto γ. Le coordinate di un astro in questo sistema vengono misurate come nel 3º sistema e sono la longitudine eclittica λ, misurata in gradi, da 0º a 360º, in senso antiorario come l'ascensione retta, a partire dal punto γ, e la latitudine celeste β, misurata in gradi, da 0º a ±90º (positivamente verso il polo Nord dell'eclittica).
Il sistema di coordinate galattiche
È un quinto sistema di coordinate, che usa come cerchio massimo fondamentale quello definito dall'intersezione del piano della Galassia con la sfera celeste. Le coordinate sono la longitudine galattical, sul cerchio massimo della Galassia in cui si prende come origine il centro della Galassia, e la latitudine galattica b, misurata in gradi da 0º a +90º nell'altro emisfero.
I sistemi topocentrici
I sistemi di coordinate sopra definiti sono detti topocentrici, in quanto fanno riferimento, sia pure implicitamente, a un luogo d'osservazione posto in un ben definito punto della superficie terrestre. Volendo calcolare l'orbita di un corpo del sistema solare, per esempio, una cometa, o un pianeta, o un pianetino, in rotazione attorno al Sole, occorre trasformare le coordinate topocentriche in coordinate eliocentriche, cioè relative al Sole. Si trasformano da prima le coordinate topocentriche in coordinate geocentriche, relative cioè al centro del globo terrestre le cui distanze dal Sole sono note e tabulate giorno per giorno sui maggiori annuari. A questo scopo si correggono le coordinate osservate, innanzitutto per la rifrazione atmosferica, quindi per la parallasse e l'aberrazione diurne. Poi si trasformano le coordinate geocentriche in eliocentriche correggendole per la parallasse e l'aberrazione annue. Poiché pianeti, pianetini e comete si muovono, in genere, sull'eclittica, è utile trasformare le coordinate da equatoriali a eclittiche, tramite abbastanza semplici relazioni, formalmente valide per il passaggio da qualunque sistema di coordinate a un altro. È ovvio che la differenza fra coordinate topocentriche, geocentriche ed eliocentriche ha significato solo per quegli oggetti celesti che più si avvicinano al Sole o appartengono al sistema solare; nel caso delle stelle, anche le più vicine, perde significato la differenza topocentrico-geocentrico, poiché il raggio terrestre è di gran lunga inferiore alla distanza delle stelle più vicine; anzi, per distanze superiori al centinaio di parsec perde significato anche la differenza topocentrico-eliocentrica.