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IL PUNTO NAVE ASTRONOMICO
Corso online di Astronomia Nautica
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LE COORDINATE URANOGRAFICHE EQUATORIALI
Concludiamo questa parte relativa alle coordinate astronomiche completando il percorso ideale che dalle coordinate prettamente locali ci porta a quelle universali (uranografiche), cioè valide per qualunque osservatore, qualunque sia la sua posizione sulla Terra.
Abbiamo visto nella parte precedente che il sistema orario nonostante assuma come riferimento l’Equatore Celeste deve considerarsi solo in parte locale. La declinazione, cioè la distanza sferica di un astro dall’Equatore C. è un elemento assoluto, svincolato dalla posizione dell’osservatore, mentre l‘angolo orario lo si conta a partire dal meridiano locale.
Bene se anzichè prendere come punto di riferimento sull’Equatore il meridiano astronomico prendessimo un punto fisso, facilmente individuabile e che metta d’accordo tutti gli astronomi, potremmo a partire da esso misurare l’arco di Equatore che lo separa dall’astro, individuando così la seconda coordinata universale da associare alla declinazione.
Fin dall’antichità gli astronomi hanno individuato tale punto origine nel punto della Sfera Celeste in cui il Sole, nel suo moto apparente annuale, transita sull’Equatore; e poichè di tali punti se ne hanno due, uno per il transito primaverile e l’altro per quello autunnale è stato scelto il primo assegnandogli il nome di Punto Gamma.
Anticamente tale punto cadeva, sullo sfondo del cielo stellato, nei pressi della costellazione dell’Ariete (la lettera greca gamma nè è infatti il suo simbolo), così esso è anche noto come Primo Punto d’Ariete o Punto Vernale (dal latino ver=primavera).
Questa seconda coordinata prende il nome di Ascensione Retta e si conta, a partire dal Punto Gamma, in senso antiorario da 0° a 360°, esattamente come è il movimento apparente annuo del Sole sulla S.C.
La figura sotto rappresenta le due coordinate sulla S.C. di un qualunque osservatore.
Fig.1 - L'Ascensione Retta e la Declinazione sulla Sfera Celeste
Per una banale semplicità in alcuni calcoli, il Navigante utilizza la co-ascensione retta.
Essa è l'arco di Equatore misurato sempre a partire dal Punto Gamma ma in senso orario ed è pari a 360°-ascensione retta.
Le Effemeridi Nautiche, per accondiscendere a questa abitudine di calcolo, riporta per le stelle la co-ascensione retta, mentre le effemeridi astronomiche ed i cataloghi riportano l'ascensione retta.
Con questo nuovo sistema è ora possibile scambiare i dati e le informazioni relative agli astri e tutti i cataloghi astronomici forniscono la posizione dei corpi celesti sotto forma di declinazione e ascensione retta.
Se ad esempio qualcuno scopre una nuova cometa, è sufficiente fornire la sua declinazione e ascensione retta per poterla individuare sulla S.C. da parte di chiunque ne abbia interesse, sia che abiti in Australia, Giappone, America ecc.
Il guaio è che queste due coordinate non sono immediatamente fruibili; noi viviamo comunque sul nostro orizzonte e vediamo il cielo sempre in modalità “altazimutale” per cui per ritrovare la cometa nel nostro cielo dobbiamo trasformare, con delle formule apposite, le coordinate uranografiche in uno dei due sistemi locali; declinazione e angolo orario, o meglio ancora altezza e azimuth.
Ovviamente è possibile anche il contrario, cioè da coordinate locali si può passare a quelle uranografiche.
Abbiamo detto che le coordinate uranografiche equatoriali sono invariabili con il tempo ma ecco che ci smentiamo subito. L’affermazione infatti è vera solo in prima approssimazione. Diverse sono le ragioni per cui mutano le coordinate equatotriali degli astri; citeremo solo le due principali: primo, è che tutti gli astri hanno un loro moto proprio.
Non sono cioè fermi nello spazio ma vagano seguendo una propria traiettoria. Per quello che riguarda le stelle esse sono talmente lontane dalla Terra che il loro moto è difficilmente apprezzabile, per lo meno nel breve periodo, tanto è vero che gli antichi le ritenevano fisse, ed anche oggi talvolta le appelliamo con tale aggettivo.
Le variazioni di ascensione e declinazione sono molto piccole e diverse da stella a stella, però ci sono e di esse occorre tener conto.
Questo significa che le costellazioni (essendo le stelle che le compongono slegate una dall’altra) sono destinate, nel tempo, a cambiare forma. Occorreranno però molte decine di migliaia di anni affinchè diventino completamente irriconoscibili. Si stima che negli ultimi cinque-semila anni, le piccole variazioni che ci sono state hanno lasciato praticamente inalterata la loro forma.
Insomma gli antichi astronomi vedevano le costellazioni esattamente come le vediamo ancora oggi noi.
Gli astri a noi più vicini, Sole, Luna, pianeti e comete, hanno invece variazioni macroscopiche di coordinate tanto che rispetto allo sfondo delle stelle cosiddette fisse vagano con molta disinvoltura attraversando costellazioni e vaste zone del cielo nell’arco di pochi mesi o settimane.
Se in particolare prendiamo il caso del nostro Sole, tali variazioni sono regolarmente legate al ciclo annuale per cui è possibile tabellare, con una relativa semplicità, le sue coordinate in funzione del giorno.
Secondo motivo, è la ormai più che famosa e ovunque citata Precessione degli Equinozi. E’ un argomento questo un po‘ complesso da affrontare e che richiederebbe più spazio di quanto ne abbiamo a disposizione pertanto ci limiteremo al minimo indipensabile per capire in che modo influenzi la variabilità delle coordinate.
Il succo del discorso è che l’asse di rotazione terrestre e quindi l’Equatore Celeste non è fisso ma si muove lentissimamente secondo un ciclo che ha la durata di circa 26.000 anni. Muovendosi l’Equatore si sposta ovviamente anche il Punto Gamma e dunque mutano sia le ascensioni rette che le declinazioni degli astri.
Poiché l’andamento di questo movimento è perfettamente noto, non è sufficiente fornire di un corpo celeste le sue coordinate equatoriali per fissarne la posizione, ma occorre anche stabilire la simultanea posizione dell’Equatore.
Le coordinate così date sono valide solo per tale istante (comunemente chiamato epoca), le quali vanno poi aggiornate, con procedure matematiche abbastanza complesse, per la data che interessa.
La variazione anche in questo caso non è molto spinta, ma comunque tale da generare variazioni nel cielo riscontrabili nel corso della storia umana. Così il cielo di 1000 anni fa non è lo stesso di quello che vediamo oggi con i nostri occhi. Il cambiamento però è tale che interessa tutte le stelle nella identica misura (si ha di fatto uno slittamento di tutto il cielo stellato) per cui i rapporti tra stella e stella, costellazione e costellazione restano inalterati.
La Precessione fa sì che alcune stelle visibili da un certo orizzonte in un dato periodo storico non lo siano più qualche secolo o millennio dopo, e viceversa.
I due aspetti più evidenti legati alla Precessione sono lo spostamento della Stella Polare e la discrepanza tra segno zodiacale e costellazione.precedente Inizio pagina seguente
