Le coordinate celesti

Quando osserviamo il cielo abbiamo la sensazione che le stelle, i pianeti e gli altri oggetti celesti appartengano a una sfera immaginaria, di raggio arbitrario, ma molto grande, che ha per centro l’osservatore: è la sfera celeste o volta celeste. A causa del moto di rotazione della Terra intorno al proprio asse, la sfera sembra ruotare da est verso ovest assieme a tutte le stelle, che appaiono “fissate” ad essa e mantengono quindi inalterate le distanze reciproche: per questo vengono dette “stelle fisse”. I popoli antichi, infatti, avevano collocato le stelle su una sfera che ruotava attorno alla Terra, fissa al centro, mentre i pianeti, che si muovono rispetto alle stelle, venivano collocati su sfere differenti, concentriche alla prima.

Nell’articolo su Marte avevamo descritto la traiettoria apparente del pianeta prendendo come riferimento le stelle fisse. Dovremo ora fare un ulteriore passo e definire la posizione del pianeta mediante un sistema condiviso di coordinate. Vediamo come si può fare.

Le coordinate geografiche

Prima di trattare le coordinate celesti, richiamiamo il ben noto sistema delle coordinate geografiche, che permette di individuare la posizione di un punto qualsiasi sulla superficie terrestre.

Il globo terrestre è stato suddiviso con un reticolo di linee immaginarie: i paralleli e i meridiani. I paralleli sono circonferenze ideali, di lunghezza variabile, che si ottengono intersecando la superficie terrestre con un piano perpendicolare all’asse di rotazione della Terra; il cerchio massimo, equidistante dai poli, è l’equatore

I meridiani sono semicirconferenze, tutte della stessa lunghezza, che congiungono il Polo Nord con il Polo Sud, ottenuti dalle intersezioni della superficie terrestre con i piani passanti per l’asse di rotazione terrestre.

Le intersezioni di queste due linee danno le coordinate geografiche di ogni punto della superficie terrestre, e si chiamano rispettivamente latitudinelongitudine. La latitudine è la distanza angolare del punto (P) dall’equatore; la longitudine è la distanza angolare dal meridiano di riferimento, che, dal 1884, è quello che passa per Greenwich, nei pressi di Londra. La latitudine e la longitudine sono grandezze angolari e sono misurate in gradi.

Le coordinate celesti

Ma torniamo all’argomento dell’articolo. Le coordinate celesti servono per identificare la posizione degli astri sulla sfera celeste. In realtà, gli oggetti celesti (le stelle, i pianeti ed altro) hanno distanze dalla Terra differenti tra di loro: quella che noi percepiamo è la loro proiezione sulla sfera celeste. Quindi le coordinate celesti individuano la direzione lungo la quale si trova l’oggetto. In altre parole, l’oggetto si trova sulla semiretta che ha origine dall’osservatore e passa per il punto della sfera celeste che lo individua, ad una distanza che all’osservatore non è nota. 

Esistono diversi sistemi di coordinate celesti, ma qui esamineremo i due più comuni: le coordinate celesti equatoriali e le coordinate altazimutali.

Le coordinate celesti equatoriali

Se la sfera celeste sembra ruotare da est verso ovest, come è possibile creare un sistema di coordinate che ci dia la posizione di un astro rispetto ad un riferimento (quello delle stelle fisse) che ruota? La risposta è apparentemente abbastanza semplice: facciamo in modo che anche il sistema di coordinate ruoti allo stesso modo della volta celeste! È quello che è stato fatto con le coordinate celesti equatoriali.

Con un po’ di fantasia, proiettiamo sulla sfera celeste i paralleli e i meridiani che abbiamo individuato sulla Terra: otterremo sulla sfera celeste un reticolo del tutto simile a quello che abbiamo tracciato sul nostro pianeta.La proiezione sulla volta celeste dell’equatore terrestre diventa l’equatore celeste; le proiezioni dei meridiani e dei poli sono i meridiani celesti e i poli celesti

Richiamiamo qui la definizione di eclittica, già riportata nell’articolo Il cielo di primavera”. L’eclittica è il percorso apparente del Sole sulla volta celeste nel corso dell’anno. Il piano dell’eclittica è il piano geometrico su cui giace l’eclittica.

Come ho scritto nell’articolo citato, per tracciare l’eclittica dobbiamo munirci di una mappa del cielo ed osservare verso est le stelle appena prima del sorgere del Sole; in questo modo potremo anticipare la posizione che assumerà il Sole rispetto alle stelle e segnarla sulla nostra mappa. Si dice, ad esempio, che il Sole “entra nel Cancro” quando, all’alba, il Sole sorge proprio nella posizione in cui si trova la costellazione del Cancro.

Il piano a cui appartiene l’equatore celeste è inclinato rispetto al piano dell’eclittica di 23° 26’ 32”, che corrispondono all’inclinazione dell’asse terrestre rispetto alla perpendicolare al piano dell’eclittica. Quindi i due piani, quello equatoriale e quello dell’eclittica, si intersecano lungo una linea; i due punti in cui questa linea interseca la sfera celeste sono detti nodi e individuano la posizione del Sole ai due equinozi. La posizione occupata dal Sole all’equinozio di primavera è detta punto vernale o primo punto d’Ariete o punto γ (gamma). La posizione occupata dal Sole all’equinozio d’autunno è detta nodo autunnale o punto Ω (omega).

Dopo queste premesse possiamo finalmente definire le coordinate equatoriali.

La declinazione (DEC) è la distanza angolare che separa l’astro (A) dall’equatore celeste, misurata in gradi (da -90° al polo sud celeste a +90° al polo nord celeste).

L’ascensione retta (AR) è la distanza angolare tra il meridiano celeste passante per l’astro e il meridiano celeste che passa per il punto d’ariete, misurata a partire dal punto d’ariete in senso antiorario (visto dal polo nord celeste) in gradi (0°- 360°) o in ore (0-24, 1h = 15°).

La griglia di coordinate definite da ascensione retta e declinazione è solidale con le stelle fisse e quindi ruota insieme alla volta celeste nel corso della giornata. Di conseguenza, una stella fissa ha una posizione sulla volta celeste che è identificata in modo univoco dalle coordinate equatoriali, indipendentemente dal luogo di osservazione e dal tempo, almeno per periodi non troppo lunghi.

Infatti, la precessione degli equinozi fa scorrere l’equinozio di primavera (il punto γ)lungo l’eclittica e sposta i poli celesti con un ciclo di circa 26.000 anni. Il fenomeno modifica molto lentamente entrambe le coordinate equatoriali: per questa ragione gli atlanti del cielo e i planetari digitali indicano sempre l’anno a cui si riferiscono le coordinate (generalmente l’anno 2000).

Possiamo, infine, concludere che le coordinate equatoriali non dipendono dal luogo di osservazione e cambiano molto lentamente nel tempo.

Le coordinate altazimutali

Le coordinate altazimutalicostituiscono un riferimento locale, cioè strettamente legato al luogo di osservazione, e permettono di individuare la posizione di un oggetto qualunque sopra l’orizzonte.

Per osservare il cielo scegliamo un luogo aperto, ove l’orizzonte sia il più possibile libero da ostacoli; sopra di noi si stende l’emisfero celeste a noi visibile, sotto l’orizzonte l’emisfero non visibile. Conosciamo la posizione geografica del luogo di osservazione, la posizione del sud e del nord ed abbiamo un orologio per annotare il tempo. Nel cielo scorgiamo una stella, di cui vogliamo determinare le coordinate. 

Per cominciare, individuiamo sulla sfera celeste alcuni riferimenti.

L’ orizzonte astronomico è la linea di intersezione fra la sfera celeste e il piano orizzontale che passa per l’occhio dell’osservatore; esso separa l’emisfero celeste visibile da quello non visibile (quello posto al di sotto dell’orizzonte).

Lo zenit è il punto immaginario dell’emisfero celeste visibile che sta esattamente sulla verticale dell’osservatore; il punto diametralmente opposto allo zenit è detto nadir

Intersecando la sfera celeste con dei piani verticali passanti per lo zenit e il nadir, otteniamo sulla sfera celeste un sistema di cerchi verticali, che costituiscono, nel loro insieme, i meridiani della sfera celeste per il sistema altazimutale.

Il meridiano locale: è quello che incontra l’orizzonte nei punti Nord e Sud, passando anche per il polo celeste (nord nel nostro caso).

Ciò premesso, le coordinate utilizzate dal sistema altazimutale sono l’altezza e l’azimut.

L’altezza è la distanza angolare dell’astro dall’orizzonte, e varia tra 0°e +90° per le stelle del nostro emisfero (quello a noi visibile), e tra 0° e -90° per l’emisfero opposto.

L’azimut è la distanza angolare tra il meridiano locale e il meridiano passante per l’astro, misurata in senso orario (visto dallo zenit) a partire dal Nord e varia tra 0° e 360°.

Poiché il nord e lo zenit di una posizione geografica non cambiano nel tempo, il meridiano locale ha una posizione che dipende solo dal luogo di osservazione. Ma, se ci spostiamo in un luogo di osservazione diverso, cambiano sia la posizione dello zenit che quella del meridiano locale a cui fare riferimento. Ne consegue che le coordinate altazimutali dipendono dalla posizione dell’osservatore.

La stella che stiamo osservando, inoltre, si sposta, col trascorrere del tempo, da est verso ovest, a causa della rotazione terrestre, e cambia sia la sua altezza sull’orizzonte che la sua distanza angolare dal meridiano locale: quindi le coordinate altazimutali variano continuamente nel tempo. In conclusione, le coordinate altazimutali sono prive di significato se non si specificano anche la latitudine e la longitudine del luogo di osservazione e l’ora esatta in cui si compie l’osservazione.Nel prossimo articolo vedremo come i due sistemi di coordinate citati abbiano trovato applicazione pratica nell’uso dei telescopi, sia amatoriali che professionali.