Puntare e inseguire gli astri

Astri e visibilità — Magnitudine apparente
Precessare Ascensione Retta e Declinazione
Calcolo dell'angolo orario e puntamento di un astro (esempi)
Lo star-hopping — Asterismi
Leggere un cerchio graduato

a cura di Paolo Botton
aggiornato: 17 novembre 2012


Premessa: astri, costellazioni e loro visibilità

Chi ha osservato, senza l'ausilio di strumenti, il cielo notturno da quote elevate (parlo di 2000 m) in assenza di luci, avrà senz'altro notato l'enorme quantità di stelle e le fascia lattiginosa che chiamiamo La Via Lattea.
Mi è stato chiesto quante stelle siano visibili, in generale. Ho fatto la stessa domanda a Walter Ferreri dell'osservatorio di Pino Torinese quando sono andato alle serate aperte al pubblico; non sono le sue parole esatte, quindi eventuali inesattezze non gli sono imputabili.
Le stelle visibili ad occhio nudo dal nostro pianeta sono circa 6.000, considerando le stelle di luminosità fino alla Magnitudine 6, limite fisiologico dei nostri occhi (per chi ha la vista buona!).
Dato che è possibile osservare alcune stelle presenti nell'Emisfero Australe, è possibile asserire che quelle osservabili alle nostre latitudini potrebbero essere circa 3.000-4.000.
Ma le stelle non sono visibili contemporaneamente, poiché sono funzione dalla posizione della Terra rispetto al Sole e di conseguenza il numero delle stelle è dipendente anche dalla stagione in cui ci troviamo.
Il numero di stelle visibili in una notte si riduce a circa 1000 o 2000, in condizioni ottimali (assenza di illuminazione e cielo terso).
Non posso dire quante siano quelle visibili dai centri urbani, ma da quelle rare volte che sono stato in città mi pare che si arrivi a poche centinaia, probabilmente sono riuscito a vedere quelle sino a Magnitudine 2 o forse 3.

Gli oggetti del cielo vengono indicati con la magnitudine apparente, la misura della sua luminosità apparente senza prendere in considerazione la distanza dal punto d'osservazione. La luminosità apparente non corrisponde a quella reale, infatti un oggetto può essere molto luminoso ma apparire molto debole perché si trova a grande distanza.
Agli oggetti più luminosi viene dato un valore piccolo e in alcuni casi anche negativo, mentre a quelli più deboli viene dato un valore più alto. Per attribuire i valori di magnitudine si utilizza come stella di riferimento Vega.
Per fornire un esempio, ecco una tabella comparativa:

 Magnitudine apparente  Astro
 -26,8  Sole
 -12,6  Luna piena
 - 4,4  Venere al suo massimo
 - 2,8  Marte al suo massimo
 - 1,5  Sirio
 0  Vega
 + 6  Stelle osservabili ad occhio nudo
Sempre parlando di numeri, all'università c'era un professore di geometria che un giorno ci ha fatto notare come la sua materia fosse anche divertente, sfidandoci a superare la nostra reticenza stimando il numero di stelle visibili nel cielo utilizzando la geometria classica.
Evidentemente, allora, nessuno di noi era una stella di prima grandezza in materia e il docente è partito con la spiegazione, vedendoci dubbiosi.
Ha detto di prendere il cilindro su cui è avvolta la carta da cucina oppure di giuntare due o tre cilindri per carta igienica con del nastro adesivo ed osservare, attraverso questo umile strumento, almeno 5 diverse regioni del cielo non contigue, contando ogni volta il numero di stelle visibili.
Ottenuta la somma delle stelle, se ne doveva fare la media aritmetica, ossia dividere il numero per 5 (o per il numero delle osservazioni), in modo da ottenere un valore medio.
La geometria avrebbe poi fatto la propria parte: è stato sufficiente misurare il raggio della circonferenza di base (r) e l'altezza (h) del cilindro usato per l'osservazione e ricordarsi quale fosse la formula per il calcolo della superficie di una sfera.
Per calcolare il numero totale di stelle visibili nella volta celeste si è ricorso ad un criterio di proporzionalità (che può portare ad un'approssimazione): il rapporto tra il numero medio di stelle M contate nel cilindro e il numero totale di stelle visibili è uguale al rapporto tra l'area di base del cilindro e la superficie di una sfera di raggio h (ossia lo stesso valore dell'altezza del cilindro).

Quando ho provato, il tubo di cartone era lungo 20cm e il diametro di 3cm; ho contato una media di circa 25 stelle (da noi il cielo è ancora scuro).
Ecco il risultato:     25 × (4 × 202) ÷ 32 = 4444... Non male per un'approssimazione.

Parlando ora dell'attività osservativa, è necessario essere coscienti che le costellazioni variano la loro visibilità sia nel corso della notte, sia stagionalmente... Di questo, spero, ognuno di noi si sia già accorto, osservando con costanza la stessa porzione di cielo.
Per quanto riguarda la visibilità durante la notte, se osservassimo la sfera celeste dal Polo Nord vedremmo tutti gli oggetti celesti che si muovono senza sorgere o tramontare.
Noi che siamo alle medie latitudini vediamo sorgere e tramontare solo alcuni oggetti, mentre altri sono circumpolari. Infine se ci trovassimo all'equatore vedremmo sorgere e tramontare tutti gli oggetti celesti.
La stagionalità osservativa è dovuto al fatto che la Terra ruota attorno al Sole (moto di rivoluzione) e noi riusciamo a vedere le sole costellazioni che si trovano in opposizione alla nostra stella e, ovviamente, solo di notte (salvo eccezioni), quando non siamo investiti dalla luce.
Il moto di rivoluzione fa inoltre sì che, nell'arco dell'anno, alcune costellazioni lascino spazio ad altre nel cielo notturno.
Il fenomeno lo si può verificare da una sera all'altra, basta prendere un punto di riferimento fisso, come un'antenna, e annotare l'ora in cui un astro gli passa dietro.
Osservando l'astro la sera successiva, il passaggio avverrà con circa 4 minuti di anticipo (precisamente 3m 56s), perché la Terra si è spostata di un breve tratto lungo la sua orbita (ho trattato il discorso nella misura del tempo in astronomia).
In 15 giorni si accumulerà un anticipo di un'ora, in un mese di due ore e in un anno di 24 ore.
Ciò significa che dopo un anno l'aspetto del cielo sarà identico alla stessa data e alla stessa ora della prima osservazione.
Vale anche l'opposto... Ad esempio, se osserviamo Orione, tra i mesi di Gennaio e Maggio, sempre alla stessa ora, lo vediamo spostarsi gradualmente verso Ovest (prendendo come nostro punto di riferimento il Sud geografico), sino a non essere più visibile.

Nell'esempio (che banalizza la precedente esposizione perché deve essere intuibile) risulta chiaro che, se il nostro pianeta si sposta lungo il piano della sua orbita, l'area di cielo osservabile cambierà di conseguenza e saranno visibili costellazioni che prima non lo erano.
Il continuo mutare della condizione della volta celeste sarà solo motivo di stimolo ad osservare un cielo stellato sempre rinnovato.

Il discorso sui pianeti è un po' diverso, in quanto non sono fissi come le stelle ma posseggono un moto proprio come quello della Terra che li porta a compiere un'orbita attorno al Sole.
Gli almanacchi e le riviste specializzate riportano Ascensione Retta e Declinazione riferita a determinate ore del tempo civile, assieme ad una serie di diciture tecniche che indicano il grado di visibilità e la loro posizione rispetto al Sole.
L'angolo fra il Sole ed i pianeti è detto elongazione.
Se i pianeti interni (da Mercurio a Marte) si trovano alla loro massima elongazione (orientale e occidentale), si trovano o nel cielo serale o mattutino; con l'elongazione pari a zero si ha il pianeta in congiunzione, ossia non è visibile perché immerso nei raggi solari.
Se un pianeta esterno (da Giove a Plutone) si trova nella parte opposta rispetto al Sole, si dice in opposizione; appare quindi più luminoso, più grande e mantiene la sua visibilità per tutta la notte.


Tralascio per ora i pianeti e parlo di astri visibili. Prima di lanciarsi in calcoli per preparare un'osservazione, è bene determinare quali possibili astri siano visibili sopra l'orizzonte per la latitudine geografica φ del nostro luogo di osservazione, in altre parole si devono classificare gli astri in funzione della loro declinazione δ, per verificare se alle nostre latitudini siano o meno visibili.

    Primo gruppo. Astri circumpolari, ossia quelli che sono sempre sopra l'orizzonte e sempre visibili.
    δ > (90° - φ)
    Secondo gruppo. Astri occidui, ossia quelli che sorgono e tramontano, visibili solo in determinate ore della notte.
    -(90° - φ) < δ < +(90° - φ)
    Terzo gruppo. Astri invisibili, ossia tutti quelli che sono sempre sotto l'orizzonte e quindi a noi invisibili.
    δ < -(90° - φ)
Si scrive declinazione δ dell'oggetto che vogliamo osservare e si verifica a quale gruppo appartiene:
    se l'astro ricade nel terzo gruppo, è meglio cambiare soggetto.
    se l'astro ricade nel primo o secondo gruppo, è possibile procedere con l'osservazione.

I valori di AR e Declinazione si dovrebbero precessare per riferirli all'anno di osservazione.
Abbiamo visto, studiando le coordinate celesti, che la Terra possiede un moto di precessione che provoca la variazione della posizione temporale nel cielo del punto gamma e la conseguente variazione delle coordinate equatoriali.
Si può applicare un fattore correttivo per tener conto della differenza tra l'anno dell'epoca cui le coordinate astronomiche sono riferite e la data odierna, compensando così la precessione.
Ecco le formule che permettono di calcolare l'entità della variazione annuale per l'AR e la declinazione, con le debite approssimazioni introdotte dal metodo:

ΔAR = 3s,07 + 1s,34 × sen AR × tg δ       (espressa in secondi di tempo)
Δδ = 20",05 × cos AR       (espressa in secondi d'arco)

Esempio

Vogliamo puntare VEGA, la stella a (alfa) della Lyra, le cui coordinate equatoriali, secondo l'almanacco J2000, sono:
ARJ2000 = 18h 36m 56s,2
δJ2000 = +38° 47' 01"

Se vogliamo precessarle al 2009, si procede in questo modo:

2009 - 2000 = 9. Questi sono gli anni trascorsi dalla compilazione dell'Almanacco di riferimento.

Si trasforma l'Ascensione Retta in formato decimale: 18h + (36m ÷ 60) + (56s,2 ÷ 3600) = 18,61561

Si trasforma la Declinazione δ in formato decimale: (38° × 3600) + (47' × 60) + 01" = 139621 ÷ 3600 = 38,783

Si applica la formula di precessione per l'Ascensione Retta:

ΔAR = 3s,08 + 1s,34 × sen AR × tg δ =
= 3s,08 + 1s,34 × sen 18,61561 × tg 38,783 =
= 3s,08 + 1s,34 × 0,319217 × 0,803532 = 3s,42 annui.

Si applica la formula di precessione per la Declinazione:

Δδ = 20",05 × cos AR =
= 20",05 × cos 18,61561 = 20",05 × 0,94768 = 19,001
si hanno quindi 19" e (0,001 × 60) che sono trascurabili, e quindi 19" annui.

Lo scostamento in Ascensione Retta per 9 anni sarà dato da:
9 anni × 3s,42 anno-1 = 30s,78.

Lo scostamento in Declinazione per 9 anni sarà dato da:
9 anni × 19" anno-1 = 171" = 2' 51" (dati da 171 ÷ 60 = 2,85; 0,85 × 60 = 51, da cui 2' e 51")

Finalmente possiamo ricalcolare le coordinate per l'anno 2009...

AR2009= ARJ2000 + 30s,78 = 18h 36m 56s,2 + 30s,78 = 18h 37m 26s,98
δ2009 = δJ2000 + 2' 51" = +38° 47' 01" + 2' 51" = +38° 49' 52"

Alcune NOTE: è evidente che scostamenti di questo genere poco influiscono nelle osservazioni di un astrofilo, ma ritengo che la metodica di calcolo debba essere nota a tutti, se non altro per cultura generale astronomica.
Inoltre, questi metodi approssimati non sono sufficienti se la stella è vicina al polo oppure se l'intervallo di tempo è grande.
Nel primo caso occorre fare ricorso alle formule di Newcomb (suggerisco un'attenta ricerca bibliografica che fornisca anche esempi d'uso, per non impazzire di formule). Nel secondo si deve ricorrere all'uso di alcuni termini dello sviluppo in serie delle equazioni che caratterizzano l'ascensione retta e la declinazione nel calcolo della precessione. Per rendere rigorosa la trattazione sarebbe necessario ricorrere a richiami di trigonometria sferica e richiami di concetti d'analisi, cosa che comporterebbe un appesantimento del sito.


Adesso che siamo sicuri di poter osservare un oggetto celeste (e che abbiamo anche le sue coordinate precessate), possiamo passare al suo puntamento.

Puntare un astro: uso del TSML e delle coordinate equatoriali

Conoscendo il tempo siderale locale e le coordinate equatoriali dell'astro si può trovare l'angolo orario dell'astro e puntare il telescopio. Questo è il metodo classico e tecnico.
Esiste anche un altro metodo, più empirico ma di immediato utilizzo, che espongo alla fine.
Vediamo come procedere.
Per prima cosa (a meno che non si abbia una montatura motorizzata con pulsantiera GO-TO® o Nexstar®) dobbiamo prepararci la tabella di osservazione, che conterrà i pochi dati essenziali:

Osservazione del     (giorno)     (mese)     (anno)
         Astro             α        δ       TSL   Tempo CivileAngolo Orario
           
           
           
           
           
Tabella di osservazione

I dati tabellari serviranno per impostare correttamente gli assi del telescopio e permettere l'osservazione.
Suggerisco di non affidarsi al caso; prima di iniziare a far di conto e trascrivere numeri, è meglio accertarsi delle condizioni meteorologiche, consultando un sito affidabile; se il cielo fosse coperto si sarebbero fatti calcoli per nulla, in quanto sarebbero da rivedere.

Come indicato a titolo d'esempio in figura, una volta messo in stazione lo strumento con l'asse polare parallelo all'asse di rotazione terrestre, operando sullo snodo dell'ascensione retta si orienta il telescopio verso SUD, con declinazione pari a 0° sull'equatore celeste secondo il meridiano locale (ossia l'arco immaginario polare-zenit-sud) e poi si procede a traguardare l'astro d'interesse impostando la sua declinazione e ruotando l'asse polare secondo l'angolo orario dell'astro stesso.
Per definizione, l'angolo orario di un astro è indicato con H e risulta essere la differenza tra il Tempo Siderale Medio Locale e l'Ascensione Retta dell'oggetto.
Perché introdurre un altro termine, quando abbiamo già l'Ascensione Retta?
Ricordiamoci che un astro passa in meridiano (la nostra longitudine) quando il tempo siderale (medio) locale sarà uguale all'ascensione retta dell'astro. Ora, se vogliamo osservare un oggetto, non dobbiamo attendere bovinamente lo scorrere del tempo siderale lasciando bloccato lo strumento sul meridiano, è meglio andarci a cercare l'astro, ruotando lo strumento lungo l'asse orario (o polare) secondo un determinato numero di ore e minuti, con un verso definito da una convenzione che sarà indicata tra poco.
Il numero di ore e minuti di cui si deve ruotare l'asse orario è definito appunto angolo orario.
Il calcolo dell'angolo orario è il seguente:

Angolo Orario (H) = Tempo Siderale (medio) Locale — Ascensione Retta (dell'astro)

Se la differenza è positiva, allora si ha il tempo trascorso dal passaggio in meridiano - ossia l'astro, nel suo moto apparente da est verso ovest, è già passato oltre il meridiano in cui ci troviamo noi;
Se la differenza è negativa, allora si ha il tempo che deve ancora trascorrere perché l'astro passi in meridiano.

Ne deriva che l'angolo orario di un astro è il tempo trascorso da quando l'astro è passato sul meridiano superiore (polare-zenit-sud) ossia sopra il meridiano locale λ. Come anticipato più sopra, si definisce anche come l'angolo di cui lo strumento deve essere ruotato attorno all'asse polare perché risulti puntato sull'astro.

L'angolo orario di una stella diventa quindi la distanza angolare misurata, sull'equatore, tra il meridiano celeste passante per l'astro ed il meridiano locale, espressa in ore e minuti in crescendo verso ovest.
L'angolo orario si legge sul un cerchio graduato imperniato sull'asse polare dove un indice segna zero quando il telescopio è puntato sul meridiano.

Riassumendo, per il calcolo dell'angolo orario, valgono le seguenti equazioni:

AO = TSL - α > 0 (ossia l'astro è già passato sul meridiano);
AO = TSL - α < 0 (ossia tempo che manca all'astro per arrivare in meridiano);
AO = TSL - α = 0 (ossia l'astro è in meridiano)

dove:

α = ascensione retta;
TSL = Tempo Siderale Locale (in genere si indica come TSML = Tempo Siderale Medio Locale);
Ricordiamoci che il Tempo Siderale è il tempo trascorso dal passaggio del punto γ sul meridiano di Greenwich.
Il Tempo Siderale Locale, invece, è lo stesso tempo, ma calcolato rispetto al meridiano superiore (o locale)
.
AO = angolo orario astro;

In genere un esempio aiuta...
Si voglia puntare un astro O di cui si conoscono le coordinate equatoriali ascensione retta (α) e declinazione (δ).
Si deve ruotare lo strumento attorno all'asse di declinazione finchè sul cerchio graduato imperniato su tale asse non si legge, in corrispondenza ad un opportuno indice, la declinazione di O.
Bloccato lo strumento in declinazione con l'apposita morsa, si procede al puntamento sull'altra coordinata, ma per fare questo occorre sapere quale angolo, nell'istante del puntamento, il cerchio orario passante per O fa con il meridiano; tale angolo, che si conta da 0 a 12 ore positivamente verso ovest e negativamente verso est, è proprio l'angolo orario visto in precedenza.

Supponiamo di voler puntare lo strumento sull'ammasso globulare M13, le cui coordinate equatoriali sono:
—     α = 16h 41m 42s
—     δ = +36° 28'
Per prima cosa si ruota lo strumento in declinazione finchè l'indice del cerchio graduato di declinazione non segna +36' 28' e si blocca in tale posizione.
Supponiamo ora di aver predisposto le nostre tabelle di osservazione per M13 alle 17h e 43m Tempo Siderale Locale (calcolo effettuato in funzione dell'ora locale in cui intendiamo osservare, ad esempio le 17h 43m TSL corrispondono alle 23h 30m 00s del Tempo Civile).
Il calcolo dell'angolo orario AO si fa in questo modo:

AO = TSL - α = 17h 43m 00s - 16h 41m 42s = +1h 01m 18s

Essendo l'angolo orario positivo, si ruota lo strumento attorno all'asse polare verso ovest finchè l'indice del cerchio di lettura dell'angolo orario non indica 1h 01m 18s e si aspetta con l'occhio all'orologio e alla tabella che lega l'ora locale con il TSL.
Dato che le 17h 43m 00s TSL corrispondono (nell'esempio!) alle 23h 30m 00s Tempo Civile (l'ora locale), allo scoccare di quell'ora, se il telescopio è correttamente in stazione, messo l'occhio all'oculare M13 sarà nel campo visuale.

Vediamo ora altri due esempi pratici sul calcolo dell'angolo orario:



Tempo Siderale Locale: 5h 6m 38s
Stella: α Tau (Aldebaran, costellazione del Toro)
Coordinate equatoriali:
            α = 4h 35m 54s
            δ = +16° 31'

Angolo orario (AO): 5h 6m 38s - 4h 35m 54s = 30m 44s

1) Si porta il telescopio alla declinazione +16° 31'
2) Lo si ruota verso Ovest di 30m 44s.

Legenda

A.R. = Ascensione Retta dell'astro.
AO = angolo orario dell'astro.
PN = Polo Nord celeste.
TSML = Tempo Siderale Medio Locale (con buona approssimazione coincide con il TSL).
Ms = Meridiano superiore (quello della longitudine locale).
λ = longitudine locale.


Tempo Siderale Locale: 5h 6m 38s
Stella: α Cmi (Procione, costellazione del Cane Minore)
Coordinate equatoriali:
            α = 7h 39m 18s
            δ = +5° 14'

Angolo orario (AO): 5h 6m 38s - 7h 39m 18s =
= (24 + 5)h 6m 38s - 7h 39m 18s = 21h 27m 20s

1) Si porta il telescopio alla declinazione +5° 14'
2) Lo si ruota verso Ovest di 21h 27m 20s.

Nota:
Facendo 7h 39m 18s - 5h 6m 38s = 2h 32m 40s, si trova il tempo che deve passare per avere l'astro in meridiano.
Il telescopio lo si sposta verso Est di 2h 32m 40s e lo si trova allo stesso punto in quanto:
21h 27m 20s + 2h 32m 40s = 24h.

Legenda

A.R. = Ascensione Retta dell'astro.
AO = angolo orario dell'astro.
PN = Polo Nord celeste.
TSML = Tempo Siderale Medio Locale (con buona approssimazione coincide con il TSL).
Ms = Meridiano superiore (quello della longitudine locale).
λ = longitudine locale.

Un esempio completo (utilizzando il metodo alternativo presentato nel calcolo dei tempi)

Dati disponibili

Astro prescelto    Betelgeuse (α Orionis)
Ascensione Retta (AR)   05h 55m 10,32s
data    05.02.2009
Tempo Civile (TC)    21h 00m 00s     ora in cui voglio osservare l'astro
Tempo Universale (TU)   20h 00m 00s     (TC-1 con ora solare, TC-2 con ora legale)
TSMG (alle ore 00:00)   09h 01m 05,7s
Luogo di osservazione   Berzano di San Pietro
Longitudine del luogo   07° 57' 14" Est, ossia 0h 31m 48,9s in hms

Calcolo del TEMPO SIDERALE LOCALE

TSMG    09h 01m 05,7s +
Longitudine del luogo (in hms)    00h 31m 48,9s +
Tempo Universale    20h 00m 00s +
Da TSM a TS(*)    00h 03m 17,12s=
   
   29h 36m 11,72s
   
Superando le 24 ore, si sottrae 24   05h 36m 11,72sTSL

Calcolo dell'angolo orario H

5h 36m 11,72s-    TSL
5h 55m 10,32s=   A.R. di Betelgeuse

-0h 18m 59s        Angolo orario H

Il valore calcolato è NEGATIVO, allora l'astro non è ancora passato in meridiano, quindi è necessario ruotare il telescopio verso EST, fino a quando il cerchio dell'Ascensione Retta segna il valore dell'angolo orario H trovato. Se la declinazione è stata correttamente impostata, si vedrà l'astro inquadrato nel campo dello strumento.

(*) Tale trasformazione si esegue moltiplicando il TU per il coefficiente 1,002737909 che rappresenta il rapporto fra il Tempo Siderale TS e il Tempo Solare Medio TSM.
In questo caso: [(20 × 3600) + (00 × 60) + 00] × 1,002737909 = 72197,129448
da cui...
72197,129448 ÷ 3600 = 20,05475818. Prelevo la parte decimale e calcolo i minuti:
0,05475818 × 60 = 3,2854908, ossia 3 minuti. Prelevo la parte decimale e calcolo i secondi;
0,2854908 × 60 = 17,129448, ossia 17,12 secondi.
La correzione è quindi 3m 17,12s


Mettiamo ora in conto chi non ha voglia di cimentarsi con i calcoli...

Il metodo è noto agli astrofili navigati, spiegato in più salse lo si trova sui testi come un po' ovunque sulla rete. Ciò che segue è una semplice sintesi.

Sappiamo che la montatura equatoriale permette di spostare l'osservazione nelle due direzioni sull'asse di declinazione lungo un cerchio orario e lungo l'asse polare che descrive un circolo intorno al polo; questi movimenti risultano corrispondenti ai reticoli di linee che si vedono su tutti gli atlanti celesti.
Per trovare un oggetto non visibile ad occhio nudo possiamo partire da una stella luminosa nota, distante non più di una decina di gradi dall'oggetto che si vuole osservare e con movimenti successivi in ascensione retta e in declinazione (o viceversa), spostarci, con un oculare a basso ingrandimento, di tanti gradi quanto indicato sull'atlante.
Nella figura a sinistra è mostrato il modo di procedere per trovare un oggetto non conoscendo le sue coordinate, semplicemente avendo a disposizione un atlante stellare. L'ammasso aperto M39, è l'obbiettivo da raggiungere, usando come stella di riferimento Deneb (α Cygni); che sappiamo individuare a vista. Il rettangolo bianco indica uno spostamento di 3° Nord in declinazione e 8,5° Est in AR.
Il rettangolo non è preciso perché in realtà i lati orizzontali dovrebbero essere curvi come i paralleli celesti, ma rende l'idea.
Sappiamo che 1h = 15° e 1° = 4m, per cui 20m = 5°.
Quindi, nel caso in esame, dovremo muoverci in AR verso Est di 42,5m.
Il cerchio orario è mobile, al fine di tararlo su una stella campione e da lì risalire all'AR di qualunque oggetto invisibile ad occhio nudo.
Il cerchio A.R. può essere sbloccato dall'asse per mezzo di una vite in modo da poterlo azzerare come verrà spiegato in seguito.

Questo metodo è detto di azzeramento in Ascensione Retta o Star-Hopping; se lo si utilizza, non occorre usare il cercatore ma è comunque indispensabile mettere in stazione la montatura perché la rotazione terrestre fa sì che la posizione in AR di un astro vari continuamente, ma grazie al moto orario possiamo compensarla, e una volta che abbiamo tarato il cerchio orario con la stella campione, esso ruoterà intorno all'asse polare come la Terra intorno al suo asse di rotazione.
Il cerchio di declinazione sappiamo essere fisso, come la declinazione di qualunque stella.

È evidente che se conosciamo le coordinare dell'oggetto (Ascensione Retta e Declinazione), il puntamento sarà fatto con un approccio meno empirico...


Come esempio, supponiamo di voler localizzare M27 con coordinare α = 19h 57m, δ = +22° 35'.
Usiamo come campione Altair, ben visibile, le cui coordinate sono α = 19h 48m, δ = +8° 44'.
Puntiamo lo strumento su Altair, che metteremo al centro del campo dell'oculare più potente.
Blocchiamo le frizioni di AR e declinazione e ruotiamo a mano il cerchio orario finchè l'indice sia in corrispondenza dell'AR di Altair: l'azzeramento in A.R. è completo.
Sblocchiamo la frizione dell'AR e ruotiamo a mano lo strumento intorno all'asse polare (il cerchio orario deve ruotare solidalmente) finchè l'indice non segni l'ascensione retta di M27, ossia 19h 57m.
Blocchiamo l'asse di ascensione retta e impostiamo sul cerchio di declinazione la declinazione di M27.
A questo punto, M27 sarà visibile nel campo di un oculare a basso ingrandimento; si può inserire il moto orario per proseguire l'osservazione dell'oggetto.


Ecco un altro esempio.
L'oggetto da cercare è M51 nei Cani da Caccia, con coordinare α = 13h 30m e δ = +47° 11'.
Per azzerare puntiamo nel cercatore Alkaid nell'Orsa Maggiore, quindi ruotiamo i cerchi graduati fino a quando segnano
A.R. = 13h 47m e Declinazione = +49° 18'... L'azzeramento in A.R. è completo.
A questo punto ruotiamo il telescopio fino a leggere sui cerchi graduati le coordinate di A.R. 13h 30m e declinazione +47° 11' di M51. Guardando nell'oculare, sarà visibile M51.

Per attuare la metodologia appena illustrata, sarebbe bello avere dei punti di riferimento che siano facilmente individuabili e molte volte ci vengono incontro i cosiddetti asterismi.

Asterismi

Tutti noi sappiamo che i gruppi di stelle che compongono le costellazioni sono tali solo per un effetto prospettico e non giacciono sullo stesso piano, ma distano tra loro anche svariati anni luce. Tuttavia, collegando tra loro le stelle sull'ipotetico piano con dei segmenti, si ottengono le note figure geometriche che ci riportano a oggetti facilmente riconoscibili.
In astronomia, un asterismo è un qualunque gruppo di stelle visibile nel cielo notturno, riconoscibile dal resto per la sua particolare configurazione geometrica.
Più nello specifico, si tende ad indicare un asterismo come un raggruppamento di stelle luminose appartenenti a costellazioni diverse.
Gli asterismi vengono spesso utilizzati come riferimento per trovare in cielo altre stelle e costellazioni più deboli.
Sebbene non si tenda a considerare le costellazioni come asterismi, il Grande Carro può essere considerato tale poiché l'asterisma che lo contraddistingue identifica la costellazione dell'Orsa Maggiore (composta da ben più delle sole 7 stelle dell'asterisma) ed è spesso utilizzato come punto di riferimento per la ricerca di altre stelle o costellazioni.
Un vero asterisma, molto grande e ben tracciabile nel cielo estivo alle nostre latitudini, è il Triangolo Estivo, i cui vertici sono le stelle Vega (Lira), Altair (Aquila) e Deneb (Cigno).


Il triangolo estivo, visibile a Est, il 21 Giugno 2009, alle 23:59 circa.

Quella che segue è una tabella orientativa dei principali asterismi che ci è possibile individuare con facilità.

AsterismaStelle che lo identificanoOsservabilità
Croce del NordDeneb (α Cyg), Albireo (β Cyg), Sadr (γ Cyg), Rukh (δ Cyg), Gienah (ε Cyg)Giugno-Dicembre
Grande CarroDubhe, Merak, Phad, Megrez, Alioth, Mizar, AlkaidGennaio-Agosto. Circumpolare ma rasente l'orizzonte nei mesi autunnali
Piccolo CarroTutte le stelle dell'Orsa MinoreCircumpolare - sempre visibile
Quadrato di PegasoMarkab (α Peg), Scheat (β Peg), Algenib (γ Peg), Alpheratz (α And)Settembre-Febbraio
Triangolo EstivoVega (α Lyr), Deneb (α Cyg), Altair (α Aql)Giugno-Ottobre
Triangolo InvernaleBetelgeuse (α Ori), Sirio (α CMa), Procione (α CMi)Gennaio-Aprile
Triangolo PrimaverileArturo (α Boo), Spica (α Vir), Denebola (β Leo)Marzo-Giugno

Come leggere un cerchio graduato

Quando un cerchio graduato è grande e lo si può suddividere in unità abbastanza piccole da ottenere una buona precisione per leggerlo basta individuare la tacca più vicina all' indice, solitamente una punta metallica fissata alla montatura o un triangolino; questo si verifica assai di rado.
Per esempio in alcune montature il cerchio di declinazione ha una tacca ogni due gradi e quello di A.R. una tacca ogni dieci minuti. Per incrementare la precisione ogni cerchio è dotato di un nonio. Per la declinazione il nonio è suddiviso ogni 15', per l'A.R. ogni minuto. Quando si usa il nonio il riferimento non è più il triangolino, ma lo zero del nonio. Qui di seguito un esempio spiega come si usa il nonio.

          

Sul cerchio di declinazione lo zero cade tra 56 e 58 gradi. La prima lettura indica quindi 56°. Bisogna poi cercare la tacca del cerchio che meglio coincide con una tacca del nonio (in rosso nella figura) che in questo caso indica 45'. Quindi la lettura finale della declinazione è 56° 45'.
Per la declinazione lo zero cade tra 17h 50m e 18h; come nel caso precedente si cerca la tacca del cerchio che coincide con quella del nonio e si legge 3m.
Questi minuti vanno sommati a quelli della lettura precedente e si ha quindi 17h 53m.


© Paolo B.
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