Le coordinate celesti

Punto d'Ariete o Vernale o γ — Il Sistema Equatoriale
Ascensione Retta e Declinazione — La Precessione degli equinozi

a cura di Paolo Botton
aggiornato: 18 maggio 2011


Premessa: il Punto d'Ariete

È noto a tutti che la Terra, come i restanti pianeti del Sistema Solare, orbita attorno al sole nel moto di rivoluzione, su di un piano immaginario definito piano orbitale, la cui forma è un'ellisse dove il Sole occupa uno dei due fuochi (rif. Leggi di Keplero).


Dal nostro punto di osservazione vediamo spostarsi in moto apparente e relativo sia il Sole, sia i pianeti, in un'orbita che segue sempre una linea immaginaria nel cielo; questa linea delimita un piano d'orbita definito ecclittica.
L'eclittica è quindi il piano su cui giace il moto apparente dei pianeti e del Sole rispetto alla Terra.


Bene... Sappiamo tutti che l'asse terrestre è inclinato, rispetto al piano dell'orbita di rivoluzione attorno al Sole, di un angolo di 23° 27', pertanto vediamo spostarsi il Sole ed i restanti pianeti del Sistema Solare, nel loro moto apparente, su un'orbita inclinata.
Per rendere l'idea, ruotiamo il nostro pianeta in modo da portare l'asse di rotazione perpendicolare al piano orbitale. Con esso ruoterà solidalmente anche il piano dell'ecclittica; la stessa risulterà inclinata, rispetto all'equatore terrestre (e quindi anche rispetto a quello celeste che è la proiezione di quello terrestre nel cielo stellato), di un angolo di 23° 27'.


Si vede dall'immagine che l'ecclittica e l'equatore celeste s'intersecano in due punti, pertanto anche il Sole, nel corso dell'anno, intersecherà l'equatore celeste in quei due punti, noti con il nome di equinozi.
Dei due, il punto nel quale il Sole passa nel suo moto apparente da declinazioni negative a quelle positive è detto Punto Gamma (γ) o Punto Vernale.
Pertanto il punto vernale è quindi uno dei due punti equinoziali in cui l'equatore celeste interseca l'eclittica.
Quando il Sole, nel suo moto apparente, transita per tale punto, la Terra viene a trovarsi in corrispondenza dell'Equinozio di Primavera: il Sole passa, salendo, dall'emisfero celeste australe a quello boreale e ha inizio la primavera astronomica.
Il punto Ω si trova dalla parte opposta al punto γ; quando il Sole si trova sul Ω si ha l'Equinozio d'Autunno.

Il punto vernale è anche noto con il nome di Punto d'Ariete o primo punto d'Ariete perché in corrispondenza dell'equinozio di primavera tra il 2000 a.C. e il 100 a.C., il Sole si trovava nella costellazione dell'Ariete.
Oggi, a causa della precessione degli equinozi (vedere al fondo della pagina, per una brevissima spiegazione sul termine), non è più così e in corrispondenza dell'Equinozio di Primavera il Sole si trova nella Costellazione dei Pesci.
A partire dal 2700 d.C. si troverà in quella dell'Acquario e così via fino al completamento dell'intero zodiaco.

Coordinate astronomiche: il sistema equatoriale

Il sistema delle coordinate equatoriali ha due riferimenti fondamentali: l'Equatore ed i Poli celesti Nord e Sud. Il Polo Nord celeste è attualmente molto prossimo alla Stella Polare.
L'intera sfera celeste è suddivisa in cerchi, similmente a come viene fatto per la Terra con i meridiani ed i paralleli grazie ai quali, con i valori di longitudine e latitudine, possiamo individuare un determinato punto sulla superficie terrestre.
I cerchi (detti cerchi massimi) che passano per i poli celesti - come i meridiani terrestri - sono chiamati cerchi orari e suddividono la sfera celeste in 24 settori del valore di 1h ciascuno dove un'ora equivale a 15 gradi (dato da: 360°/24h).

Allo stesso modo - come per i paralleli terrestri - la semisfera a nord dell'equatore viene suddivisa in 90 settori paralleli da 0° a +90° e altrettanto avviene per quella sud; in questo caso da 0° a -90°.
L'Equatore Celeste, è la proiezione dell'equatore terrestre sulla sfera celeste.
Le coordinate di un astro, in questo sistema, sono dette equatoriali perché è l'equatore celeste la base di partenza e vengono definite Ascensione Retta (indicata nei testi sia con l'acronimo A.R., sia con la lettera greca α - alfa - ed equivalente alla longitudine terrestre) e Declinazione (indicata nei testi con la lettera greca δ - delta - ed equivalente alla latitudine terrestre).
Per quel che riguarda l'ascensione retta occorre definire convenzionalmente un meridiano di riferimento, essendo questi ultimi tutti identici fra loro. Sulla Terra si è scelto il meridiano di Greenwich come meridiano zero; sulla volta celeste il problema è un po' più complesso a causa del moto di rotazione della Terra. Infatti, il meridiano di Greenwich si proietta in cerchi orari differenti a seconda dell'istante in cui si effettua la proiezione. Si è scelto allora come meridiano zero o primo meridiano della sfera celeste il meridiano passante per il punto d'intersezione tra l'equatore celeste e l'eclittica.
Questo particolare punto, descritto in precedenza, è il punto d'Ariete.


L'ascensione retta α è quindi misurata dall'arco di equatore compreso fra l'intersezione sull'equatore del cerchio orario passante per l'astro (il meridiano passante per l'astro) e la direzione del punto d'Ariete o punto gamma o punto equinoziale di primavera (primo meridiano, ulteriormente detto anche meridiano fondamentale).
L'ascensione retta è misurata sullo stesso equatore celeste in senso opposto a quello della rotazione della sfera celeste (che vediamo ovviamente scorrere da est verso ovest) e cioè da ovest verso est. Il suo valore va pertanto da 0h a 24h.
Se la sfera celeste appare compiere uniformemente un giro intorno ai poli celesti in circa 24 ore, dove abbiamo visto un'ora equivalere a 15 gradi, essa ruoterà di circa 1° ogni 4 minuti.
La differenza di ascensione retta fra due astri definisce perciò sia la distanza angolare fra i due astri rispetto all'equatore celeste, sia il tempo siderale che intercorre fra il presentarsi al meridiano locale del primo e del secondo astro.
Quando tratteremo della misura del tempo in astronomia, sarà chiara la convenienza d'uso di una convenzione oraria (ore-minuti-secondi) per la misura dell'ascensione retta.
Il punto vernale o γ ha un'ascensione retta di 0h ed una declinazione di 0° in quanto rappresenta il punto in cui, in occasione dell'equinozio di primavera, il centro del Sole taglia l'equatore celeste passando dall'emisfero sud a quello nord.

La declinazione δ è misurata dall'arco di cerchio massimo (o meridiano celeste) con origine sull'equatore e termine sull'astro. In altre parole è l'angolo che sottende l'arco che congiunge l'equatore con il punto in cui si trova l'astro, oppure la distanza angolare di un punto dall'equatore celeste, misurata su un arco di meridiano celeste ad esso perpendicolare (vedere figura).

Un oggetto posto sull'equatore celeste ha una declinazione di 0°.
Un oggetto posto sul polo nord celeste ha una declinazione di +90°.
Un oggetto posto sul polo sud celeste ha una declinazione di -90°.

Sebbene a prima vista sembri complesso, il sistema di coordinate equatoriali presenta molti vantaggi, rispetto a quello altazimutale (che non ho trattato)...

L'ascensione retta dell'astro resta immutata, infatti, al ruotare della sfera celeste, la distanza dell'astro dal punto gamma non cambia perché è la Terra a ruotare e, dal nostro punto di vista, insieme alla volta celeste girano sia l'astro sia la direzione del punto gamma.
La declinazione δ non cambia perché la traiettoria della stella nel suo moto apparente è un arco di cerchio parallelo all'equatore celeste.
Proprio per questa caratteristica, un corpo celeste con declinazione di +60° e ascensione retta di 4h 5m possiede queste coordinate sempre, anche se noi lo vediamo muoversi a causa della rotazione terrestre.
Cosa non trascurabile, declinazione ed ascensione retta non variano se l'osservatore si sposta da un luogo all'altro della Terra, in quanto per la loro definizione non si sono utilizzati punti o cerchi di riferimento locali.
Per questi motivi, la montatura più efficiente per un telescopio è quella equatoriale; ogni telescopio di marca deve avere la montatura equatoriale dotata di due cerchi graduati, perpendicolari fra di loro, su cui sono riportate le suddivisioni in A.R. da 0h a 24h e δ da -90° a +90°.

Una volta note ascensione retta e declinazione di un astro, per determinarne la posizione in cielo dobbiamo prima posizionarci rispetto all'equatore celeste ma soprattutto rimane da scoprire qual è la direzione del punto d'Ariete o dove questo si trovi.
Scopriremo nelle altre pagine del sito che questi non sono problemi.

Analizziamo ora un altro fenomeno astronomico importante... La Terra possiede un moto di precessione: il suo asse di rotazione (che sappiamo inclinato di circa 23° 27') ruota lentamente intorno alla perpendicolare al piano della sua orbita, disegnando un cono, proprio come una trottola quando è prossima a fermarsi.

Questo fenomeno è dovuto all'attrazione del Sole e della Luna e al fatto che la forma del pianeta non è esattamente sferica (come si vede nel disegno, parte arancione). L'intera rotazione del polo dura 25.700 anni (chiamato anno platonico).
Anche la posizione dei Poli Celesti Nord e Sud si sposta solidalmente sulla sfera celeste, attraverso le costellazioni.
Lo stesso capita alla collocazione spaziale dell'equatore celeste (che abbiamo visto essere la proiezione di quello terrestre). A questa variazione di posizione corrisponde anche la variazione dei punti d'intersezione fra equatore celeste ed ecclittica, i primi punti d'Ariete (punto γ) e della Bilancia (punto Ω), che si spostano di 50",37 all'anno (detta precessione lunisolare) in direzione contraria a quella del Sole.
Dato che il Sole ha un moto medio di 360°, in 365 giorni circa, si trova che esso percorre 50" in circa 1200s, ossia 20 min. A causa della precessione distinguiamo così l'anno siderale (che è il tempo occorrente perché il Sole ritorni nella stessa posizione rispetto alle stelle fisse) dall'anno tropico che è il tempo occorrente perché il Sole ritorni al punto γ, valore numerico dato dall'anno siderale - 1200s.
Questo implica che i punti equinoziali si spostano lentamente lungo la volta celeste ed è per questo che il fenomeno prende il nome di precessione (dal latino precedere) degli equinozi e questi, ogni anno, come appena calcolato, si verificano con un anticipo di 20 minuti rispetto all'anno precedente.
A causa della precessione, con lo spostamento del Punto γ, anche le coordinate delle stelle (ascensione retta e declinazione) variano di conseguenza.
Anche se la precessione dell'asse terrestre e la traslazione apparente della volta celeste avvengono lentamente, il livello di precisione richiesto in astronomia è tale che il fenomeno debba essere considerato, se non si vuole che le posizioni delle stelle risultino sbagliate.
Ecco perché si specifica l'epoca alla quale le coordinate di un corpo celeste sono riferite.
Per praticità ed al fine di evitare che le coordinate equatoriali debbano essere continuamente aggiornate, gli astronomi hanno fissato in 50 anni il periodo in cui le medesime restano valide.
Abbiamo così le coordinate riferite all'equinozio dell'anno 1900, 1950 ed, attualmente, al 2000. Le coordinate equatoriali di un astro, pertanto, devono riportare l'equinozio di riferimento: quelle del 1950, per esempio, sono precedute dalla sigla "B" (B1950) mentre quelle del 2000 portano la sigla "J" (J2000).
Chi avesse dei sistemi di puntamento elettronici o programmi di simulazione astronomica, avrà senz'altro trovato queste definizioni nei vari menu.
In pratica, se si forniscono le posizioni delle stelle come erano durante uno specifico anno, si può applicare un fattore correttivo per tener conto della differenza tra l'anno dell'epoca e la data odierna.
Parlerò di queste formule (con un esempio pratico) quando impareremo a puntare e inseguire gli astri.
Occorre dire che la procedura si attua se sono trascorsi molti anni e lo scostamento in AR e Declinazione può diventare sensibile.

I due prossimi argomenti, che suggerisco di leggere nell'ordine, tratteranno della montatura equatoriale e della misura del tempo in astronomia.
Entrambi serviranno per comprendere meglio la bontà del sistema equatoriale, capire come posizionarsi rispetto all'equatore celeste e come aggirare in modo elegante e definitivo il problema dell'individuazione del Primo Punto d'Ariete.


© Paolo B.
www.000webhost.com