Distanza e indicatori di distanza

1. Distanza e indicatori di distanza In astronomia, la misura diretta della distanza ral generico corpo celeste P è di solito impossibile, eccetto per pochi e particolari casi (corpi del sistema Solare, stelle vicine), mediante la misura delle parallassi trigonometriche diurne (linea di base: raggio equatoriale terrestre) e annue (linea di base: raggio dell'orbita terrestre), che qui esponiamo ma di cui parleremo in dettaglio più avanti. Nella stragrande maggioranza dei casi ci dobbiamo accontentare di indicatori di distanza, soggetti a una varietà di errori sistematici. Dunque, l'astronomo non può ottenere direttamente (x, y, z), mentre gli è possibile misurare con grandissima precisione i due angoli ().Noi vediamo infatti tutti i corpi celesti come sorgenti di luce (puntiformi nel caso delle stelle, estesi per Sole, Luna, nebulose etc.) proiettate su una sfera celeste bidimensionale con l'osservatore al centro; il raggio della sfera è arbitrario, lo considereremo infinito quando guardiamo la sfera dal centro, oppure unitario quando la guardiamo dall'esterno. C. Barbieri Elementi_AA_Parte I AA 2004/05

2. Parallassi (trigonometriche) diurne Per gli oggetti del sistema solare, il raggio terrestre è una base sufficientemente lunga, mediante la quale si definisce la parallasse orizzontale diurna (cioè l’angolo sotto cui dal pianeta o cometa o asteroide si vede perpendicolarmente il raggio equatoriale terrestre): - la parallasse orizzontale diurna del Sole vale circa 8”.9, e la distanza corrispondente, cioè circa 206264.8x6380 = 1.5x108 km, si dice Unità Astronomica (che per ora possiamo identificare con la distanza media Terra-Sole). - La parallasse orizzontale della Luna e’ di circa 1 grado. - Quella dei pianeti cambia con la loro posizione lungo l’orbita, ad es. per Venere varia tra 5" e 34". C. Barbieri Elementi_AA_Parte I AA 2004/05

3. Parallassi (trigonometriche) annue Al di fuori del sistema solare, la parallasse trigonometrica annua, cioè l’angolo sotto cui dalla stella si vede perpendicolarmente l’Unità Astronomica,, è in pratica l’unico indicatore di distanza di alta precisione. La distanza da cui l’UA sottende un angolo di 1” si dice parsec; evidentemente: 1 pc = 206264.8 UA  2x106x1.5x108 km  3.1x1013 km Se misuriamo parallassi con un errore   0”.001 (come con Hipparcos), l’orizzonte di Universo misurabile direttamente è di appena 1/3  300 parsec. Al di là, dobbiamo usare indicatori di distanza opportunamente calibrati sulle stelle più vicine. C. Barbieri Elementi_AA_Parte I AA 2004/05

4. Alcuni indicatori di distanza Luminosità assoluta (parallassi fotometriche) Variabilità fotometrica (es. Stelle RR-Lyr, Cefeidi, etc., relazione periodo-luminosità assoluta) Diametro apparente (ad es. delle nebulose planetarie) Moti propri (parallassi secolari, statistiche) Classificazione spettrale (raggio e luminosità, parallassi spettroscopiche) Assorbimento interstellare Curva di rotazione galattica Velocità radiale (in Cosmologia: espansione dell’Universo) …. Alcuni di questi indicatori sono di carattere statistico, si applicano cioè a particolari gruppi di oggetti, ma non dicono molto sul singolo oggetto. C. Barbieri Elementi_AA_Parte I AA 2004/05

5. La sfera celeste - 1 Rimandando a successive lezioni lo sviluppo dell’argomento ‘parallasse’, ritorniamo ora al modello di sfera celeste di raggio indeterminato. Ciò significa anche implicitamente che il centro della sfera celeste, a tutto rigore passante per l'osservatore (sfera topocentrica, sistemi di riferimento topocentrici), all'atto pratico può essere trasferito nel centro della Terra, o del Sole, o del baricentro del sistema solare (sfera geocentrica, eliocentrica, baricentrica) senza che ci si debba preoccupare di tale traslazione a meno che la distanza al corpo celeste in esame sia piccola. Dovremo pertanto fare attenzione per la Luna, i pianeti, il Sole, gli asteroidi, le comete, le stelle vicine, ma per la gran parte delle stelle, per le galassie e i corpi a distanza cosmologica l'origine del riferimento di coordinate è irrilevante, almeno sin che ci si limita alle posizioni apparenti in ambito prerelativistico. Sulla sfera celeste, possiamo misurare distanze angolari relative (ad es. tra due stelle) ancor prima di aver istituito un vero sistema di riferimento, e dunque possiamo usare cerchi massimi e angoli al centro. La Luna e il Sole forniscono un grossolano indicatore per osservazioni visuali, avendo entrambi i corpi diametro angolare apparente di circa mezzo grado. C. Barbieri Elementi_AA_Parte I AA 2004/05

6. La sfera celeste - 2 Con dispositivi puramente meccanici, ad es. l'occhio più traguardi e livelle (i soli mezzi disponibili fino agli inizi del XVII secolo), si potevano raggiungere precisioni di 1 o 2 primi d'arco (una avvertenza, la visione fornisce impressioni associate con archi, non con angoli; per questa ragione per esempio la Luna all'orizzonte sembra molto più grande che allo Zenit). Con dispositivi ottici, la precisione sulla distanza e/o posizione relativa può raggiungere il millesimo di secondo d'arco; con la tecnica radio della VLBI si arriva a meglio del decimillesimo di secondo d'arco. Molto più delicato è il problema di definire e mantenere un sistema di riferimento assoluto, coerente su tutta la sfera celeste, in modo da operare con angoli e direzioni dal centro. Il satellite europeo Hipparcos, i cui dati divennero disponibili dal 1997, ha portato a sostanziali miglioramenti rispetto ai cataloghi precedenti, grazie a due crucialivantaggi, cioè l'assenza di orizzonte e l'assenza di rifrazione atmosferica. C. Barbieri Elementi_AA_Parte I AA 2004/05

7. Zenit e Polo Celeste Da ogni località sulla terra, la volta celeste appare ruotare attorno a una direzione che definisce i poli celesti, di cui solo uno è visibile sopra all’orizzonte. Si noti lalocalità della costruzione, ciascun luogo ha associato un sistema di cerchi verticali rispetto ai quali la volta celeste ruota in continuazione. Le stelle sorgono a Est e tramontano a Ovest. Una stella come X, il cui cerchio parallelo non va mai sotto l’orizzonte, si dice circumpolare (per quella località), ed è visibile tutta la notte. V’è comunque tutta una calotta sferica che non sorge mai sopra l’orizzonte, ed è invisibile da quella data località (tranne che all'equatore). C. Barbieri Elementi_AA_Parte I AA 2004/05

8. Il sistema Alt-Azimutale Il sistema Alt- Azimutale (o orizzontale) si basa sul piano orizzontale e sulla retta ad esso perpendicolare, cioe’ la verticale. Almeno in linea di principio, questo sistema si puo’ realizzare immediatamente con dispositivi semplici, quali il filo a piombo e la livella. I punti in cui la verticale taglia la sfera celeste si chiamano rispettivamente Zenit Z (sopra alla testa), e Nadir (sotto i piedi, inosservabile) Z’. Il piano passante per l’osservatore e perpendicolare alla verticale (ad es. la superficie libera di un liquido) si chiama orizzonte astronomico, da non confondere con l'orizzonte visibile ad es. da un aereo. Consideriamo ora il polo celeste P, e conduciamo il grande cerchio per P e Z; questo cerchio e’ il meridianodell’osservatore, e ovviamente deve contenere anche Z’ e l’altro polo S. Il meridiano taglia l’orizzonte in due punti, cioè il vero Nord (dal lato di P rispetto a Z) e vero Sud.Ogni altro circolo passante per Z, Z’ (cioè contenente la verticale) si chiama appunto circolo verticale. In particolare quello a 90° dal meridiano si chiama primo verticale; esso definisce sull’orizzonte i punti di vero Est (E) e vero Ovest (W). Questi quattro punti sull’orizzonte N,S,E,W sono i punti cardinali. C. Barbieri Elementi_AA_Parte I AA 2004/05

9. La sfera altazimutale L’altezza del Polo celeste visibile sopra all’orizzonte si dice latitudine astronomica del luogo. Con termine arabo, si dicono almucantarat, o almucantar, i paralleli di altezza. Data la stella X diremo azimut Al'arco SX' o l'angolo al centro SOX', e altezza hl'arco X'X ovvero l'angolo X'OX. La coppia (A, h) dipende dalla località e cambia con il passare dei minuti causa la rotazione della volta celeste. Se h < 0 l'oggetto è invisibile (sotto all'orizzonte). 0h A 24h, 0° A 360° 0° h 90° Due avvertenze: 1- in molte applicazioni l'azimut si conta da N e non da S, e in alcuni sistemi il verso dell'angolo è antiorario. 2 - talvolta conviene usare l'angolo z = 90-h, detto distanza zenitale. Per passare dalla sfera topocentrica a quella geocentrica si deve conoscere la posizione della località sull’ellissoide, con il metodo visto in precedenza. Questo passaggio è necessario quando si osservano corpi a piccola distanza dall’osservatore, ad es. quelli del Sistema Solare (pianeti, asteroidi, comete). C. Barbieri Elementi_AA_Parte I AA 2004/05

10. Angolo Orario e Declinazione (sistema orario) Sulla sfera celeste, il meridiano taglia l’equatore celeste dalla parte del Sud nel punto M (mezzocielo). Per ogni stella X, si conduca il cerchio massimo passante per il polo visibile P (detto cerchio orario di P), cerchio che evidentemente passa anche per l’altro polo, e che interseca l’equatore in X’. Diremo angolo orario HA e declinazione di X la coppia di coordinate angolari: HA(X) = arco MX’ (X) = arco X’X o i corrispondenti angoli al centro. C. Barbieri Elementi_AA_Parte I AA 2004/05

11. Sistema Orario Ripetendo, sia X’ l’intersezione tra cerchio orario e equatore: si chiamerà angolo orario di X, HA(X), l’arco MX’, usualmente contato verso Ovest da M, e espresso in (h m s) tra 0h e 24h : HA(X) = arco MX’ , 0hHA(X) 24h (sono possibili altre scelte, ad es. è intuitivo misurare HA positivo verso W da 0h a 12h, e negativo verso E da 0h a –12h, così come si possono usare gradi o radianti). Quando HA = 0h , si dice che la stella è in culminazione superiore, quando HA = 12h , la si dice in culminazione inferiore. La seconda coordinata di X, chiamata declinazione , è l’arco X’X, contato in (° ’ ”) da 0° a 90°, positiva verso il Polo celeste Nord, e negativa verso il Polo celeste Sud:  (X) = arco X’X , -90°  (X)  +90° C. Barbieri Elementi_AA_Parte I AA 2004/05

12. L’eclittica Consideriamo il luogo occupato dal Sole durante il suo moto annuale sull’eclittica, cioè il cerchio maggiore descritto in un anno alla velocità angolare di circa 1°/giorno, in senso diretto (verso Est). L’eclittica è inclinata sull’equatore di un angolo  23°27’, angolo detto obliquità dell’eclittica. Equatore e eclittica si intersecano in due punti opposti, detti equinozi; quello vernale è dove il Sole (indicato con ⊙) transita all’inizio della primavera, attorno al 21 marzo; quello autunnale si ha 6 mesi più tardi, attorno al 21 settembre. In entrambi i punti si ha  (⊙) = 0°, ma la derivata of  (⊙) è positiva nel primo caso, negativa nel secondo. Il punto vernale si indica usualmente con il segno astrologico dell’Ariete, graficamente approssimato con la lettera greca  (gamma), il punto di autunno con il segno astrologico della Libra , approssimato con la lettera greca  (Omega). I punti sull’eclittica a 90° dagli equinozi si chiamano solstizi, rispettivamente di estate (circa il 21 giugno) e di inverno (circa al 22 dicembre); la declinazione del Sole in questi punti è ⊙ = . C. Barbieri Elementi_AA_Parte I AA 2004/05

13. Equatore celeste e eclittica I grandi cerchi passanti per i poli e gli equinozi o i solstizi, si dicono coluro degli equinozi (o rispettivamente dei solstizi). I poli dell’eclittica appartengono al coluro dei solstizi. Il Polo eclitticale E e’ nella costellazione del Draco, vicino alla nebulosa gassosa NGC 6543. La stella brillante piu’ vicina a E e’  Draconis, di quarta magnitudine visuale, a circa 3° di distanza. C. Barbieri Elementi_AA_Parte I AA 2004/05

14. Ascensione Retta e Declinazione(sistema equatoriale) Data una stella X, si conduca il grande cerchio per il polo celeste NCP e X, che interseca l’equatore in X’; come origine della prima coordinata angolare si scelga il punto vernale (o equinozio) , e si misuri l’arco X’ in senso diretto: questo arco e’ la Ascensione Rettadi X, indicata di solito con la lettera greca , arco X’ = AR(X) = (X), e misurata in (h m s) da 0h a 24h. Si noti il verso di , opposto a quello di HA. L’ascensione retta può anche essere definita come l’angolo al polo tra l’angolo orario della stella e il coluro vernale. Per il Sole, agli equinozi, ⊙ = 0h and 12h. La declinazione di X e’ definita come prima,  (X) = arco X’X, 0 | (X)| 90°. Il polo nord dell’eclittica E ha  (E) = 18h,  (E) = 90° - . C. Barbieri Elementi_AA_Parte I AA 2004/05

15. Il Tempo Siderale Si definisca ora tempo sideraleST l'angolo orario del punto : che è quantità continuamente variabile tra 0h e 24h, a causa della rotazione della Terra. Prendendo in considerazione il verso opposto di HA rispetto a quello di , per una qualunque stella X abbiamo la relazione fondamentale : che fissa la trasformazione tra il sistema orario e quello equatoriale. L'applicazione pratica della formula richiede che si consideri la convenzione adottata per HA, perché per definizione 0h 24h. Ad ogni modo, quando la stella transita nel meridiano superiore (HA = 0h), la sua ascensione retta coincide con il tempo siderale. Questa importantissima relazione può essere letta in entrambi i versi: se conosciamo bene ST allora determiniamo la  delle stelle che transitano in meridiano; se invece abbiamo un catalogo di stelle fondamentali per le quali conosciamo bene la , allora determiniamo bene ST misurando i transiti di tali stelle. C. Barbieri Elementi_AA_Parte I AA 2004/05

16. Il Tempo Siderale e la rotazione della Terra ST è quantità variabile nel tempo, causa la rotazione della Terra, in modo abbastanza regolare; anzi, per ora ignoriamo qualunque deviazione dalla uniformità. Potremmo allora costruirci un orologio speciale la cui lettura coincida ad ogni istante con ST. Per tutte le applicazioni pratiche potremmo allora legittimamente identificare ST con un tempo, purché ci rimanga ben presente la definizione rigorosa di ST come angolo istantaneo sull'equatore celeste tra il meridiano e il punto . Questo è il metodo usato negli ultimi secoli per costruire i cataloghi fondamentali di stelle. Le osservazioni mostrano tuttavia che la rotazione della Terra non è così uniforme come si poteva supporre nel passato. Sia la direzione che il modulo del vettore rotazione diurna mostrano andamenti secolari e fluttuazioni a corto periodo (precessione, nutazione, nutazione euleriana, irregolarità varie) che sono ben misurabili. Si deve dunque fare molta attenzione nell'uso di ST come unità di tempo. C. Barbieri Elementi_AA_Parte I AA 2004/05

17. I moti dell’equinozio - 1 L'ascensione retta rimarrà costante tanto quanto il punto vernale  rimane fisso rispetto alle stelle. In realtà,  è soggetto a moti secolari e periodici dovuti all'osservatore, e le coordinate stesse avranno piccole e lente variazionia causa del moto delle stelle rispetto al Sole (moti propri). Anche l'obliquità dell'eclittica non è proprio costante. Tuttavia, su corte scale temporali (ad es. 1 anno), la coppia ordinata (, ) rimarrà quasicostante, e per periodi più lunghi si possono derivare formule di correzione accurate. Dunque, il sistema equatoriale è quello fondamentale per ogni accurata descrizione della volta celeste, ed è quello usato dai maggiori cataloghi stellari. Alcuni cataloghi: AGK3 e FK4, SAO PPM, FK5, USNO, HIPPARCOS, TYCHO, GSC (HST). Tali cataloghi danno la coppia (, ) a un’epoca iniziale (oggi J2000.0, nel passato recente B1950.0), e talvolta anche i moti propri, oltre alla magnitudine e (non sempre) il tipo spettrale. C. Barbieri Elementi_AA_Parte I AA 2004/05

18. I moti dell’equinozio - 2 • Il punto vernale ha tre tipi di moto: • La precessione lunisolare, che lo fa scivolare sull’eclittica incontro al Sole di circa 52”.3 all’anno; è dunque un moto periodico con lunghissimo periodo (circa 26.000 anni, per cui lo si può considerare un effetto secolare) • La precessione planetaria, che altera  a livello di –0”.47/anno, anche in questo caso con lunghissimo periodo (oltre 100.000 anni) • La nutazione, un insieme di fenomeni a corto periodo dovuti alla variabile distanza Terra-Luna (periodo 1 mese lunare), alla retrogradazione dei nodi dell’orbita lunare (18.6 anni), alla variabile distanza Terra-Sole (periodo 1 anno), a un insieme di cause geofisiche. Servono oltre 110 termini per esprimere la nutazione con sufficiente precisione! • Le coordinate equatoriali osservate a una certa data vanno pertanto corrette a una certa epoca (ad es. al J2000.0) con opportune formule; se si tiene conto solo dei fenomeni secolari (precessione luni-solare + precessione planetaria = precessione generale) si hanno le cosiddette coordinate medie. C. Barbieri Elementi_AA_Parte I AA 2004/05

19. Cataloghi fondamentali La costruzione di un catalogo fondamentale è una operazione molto complessa. Molti cataloghi stellari hanno infatti una natura differenziale, cioè danno posizioni relative a un insieme di stelle fondamentali. Dal 1964 si usò il catalogo detto FK4, contenente circa 1500 stelle brillanti. La sua revisione, FK5, pubblicata nel 1988 (Fricke et al.) dà le posizioni e moti propri di 1535 stelle brillanti, con una nuova determinazione della posizione di , con l'adozione delle nuove costanti di precessione raccomandate dalla International Astronomical Union (IAU) nel 1976, e l'eliminazione della aberrazione ellittica dalle coordinate medie. Fu pubblicata anche una estensione of the FK5 contenente altre 3117 stelle secondarie più deboli, fino alla mag. 9.5. Dal 1997, è disponibile un nuovo riferimento fondamentale, chiamato International Celestial Reference Frame (ICRF), basato sulle posizioni di un piccolo numero di radiosorgenti extragalattiche. Il catalogo basato su questo riferimento, la cui origine è stata traslata nel baricentro del Sistema Solare, è chiamato International Celestial Reference System (ICRS). Il catalogo del satellite astrometrico europeo Hipparcos è stato riferito a questo sistema, e così lo sono le effemeridi dei corpi del Sistema Solare System pubblicate dal Jet Propulsion Laboratory. C. Barbieri Elementi_AA_Parte I AA 2004/05

20. Coordinate eclitticali Il sistema di coordinate eclitticali ha l'eclittica come piano fondamentale, piano che è inclinato su quello dell'equatore celeste dell'angolo  (obliquità dell'eclittica). L'origine del sistema di coordinate è lo stesso punto vernale  origine delle coordinate equatoriali. Le longitudini eclitticali lsi danno di solito in (° ’ ”) tra 0° and 360°, nello stesso verso diretto delle Ascensioni Rette. Le latitudini eclitticali bsi danno in (° ’ ”) tra 0° e 90°, come le declinazioni. C. Barbieri Elementi_AA_Parte I AA 2004/05

21. Coordinate galattiche Nel sistema galattico, il piano fondamentale è determinato dalla distribuzione nello spazio della materia cosmica. Dunque la costruzione pratica del riferimento non dipende da misure di direzione ma da conteggi di stelle (nel vecchio sistema detto ( lI,bI)), oppure dalla determinazione della brillanza superficiale dell'Idrogeno interstellare, cioè della intensità della riga 21-cm (1420 MHz) nel nuovo sistem (lII,bII), che ora viene indicato con (l,b). Le coordinate equatoriali del Polo Nord Galattico G, l'angolo di posizione GC e le coordinate equatoriali del centro galattico da tale polo sono (B1950.0) : G = 12h49m, G= +27°.4, GC = 123°, GC = 17h45m, GC= -28°.6 Le coordinate galattiche non sono mai usate per dare posizioni di alta precisione. C. Barbieri Elementi_AA_Parte I AA 2004/05

22. Coordinate galattocentriche Non si confondano le coordinate galattiche, il cui centro è sempre l'osservatore (o il Sole all'atto pratico), con le coordinate galattocentriche (X, Y, Z), che hanno lo stesso piano fondamentale, ma la cui origine è il centro della Via Lattea. La distanza del Sole da tale centro, situato nella costellazione del Sagittario, si stima a circa 8 kiloparsec. La direzione del CG è individuata da una forte radiosorgente. Probabilmente al centro c'è un buco nero di massa di qualche milione di masse solari. Foto del Centro della Via Lattea (Anglo Australian Observatory) C. Barbieri Elementi_AA_Parte I AA 2004/05

23. La rotazione della Via Lattea Il Sole, e così tutto il Sistema Solare, orbita attorno al Centro Galattico su un'orbita quasi circolare (e quasi piana) alla velocità di circa 250 km/sec. La durata di una rivoluzione completa è di circa 220 milioni di anni. Dunque, se il Sistema Solare si è formato circa 4.6 miliardi di anni orsono, il Sole ha compiuto una ventina di rivoluzioni complete. In aggiunta a questa rivoluzione galattica, il Sole si muove rispetto alle stelle vicine (moto peculiare del Sole) in direzione del cosidetto 'apice del moto solare' (posizione approssimata = 18:01,  = +26 al 2000.0) con una velocità di circa 20 km/s. Questo moto fu scoperto da William Herschel nel 1783. Si faccia attenzione che il verso della rotazione della Galassia fa sì che in effetti quello che noi chiamiamo Polo Nord Galattico (situato nella costellazione della Coma) sia il polo sud nella usuale definizione collegata con il verso del vettore 'momento angolare'. C. Barbieri Elementi_AA_Parte I AA 2004/05

24. Alcune galassie a spirale M31 (sopra), M33 (a lato). Foto Prese con i telescopi di Asiago C. Barbieri Elementi_AA_Parte I AA 2004/05

25. Trasformazioni di coordinate Questo Capitolo considera varie regole per trasformare le coordinate da un sistema a un altro. Verranno usate due tecniche, quella della rotazione di matrici e quelle della trigonometria sferica. E' utile ricordare che nella gran parte dei casi le trasformazioni saranno rotazioni rigide attorno all'origine, con in più talvolta una traslazione da un'origine all'altra. Più avanti tuttavia incontreremo fenomeni che distorcono (beninteso, lievemente) l'aspetto della volta celeste, ad es. l'aberrazione, o la deflessione gravitazionale della luce. C. Barbieri Elementi_AA_Parte I AA 2004/05

26. Trasformazioni mediante rotazione di matrici Dati due riferimenti Cartesiani ortogonali (x, y, z) e (X, Y, Z) aventi la stessa origine O, per trasformare l'uno nell'altro si possono usare le seguenti relazioni o anche, con notazione matriciale: C. Barbieri Elementi_AA_Parte I AA 2004/05

27. Da cartesiane a polari Dato il punto P(x, y ,z) = P(X, Y, Z) a distanza r da O, si introduca il sistema polare (r, , ), e il sistema ruotato (sempre per O) (R, , B) ( si è detto che alcuni autori preferiscono usare il complemento di  come angolo polare): dove la matrice di rotazione R deve essere specificata di volta in volta. Si noti la scomparsa di ogni dipendenza da r, cosicché queste relazioni si applicano anche alla sfera unitaria. La trasformazione inversa si ottiene scambiando il ruolo di (x, y, z) con (X, Y, Z), facendo attenzione a mantenere il verso positivo degli angoli. Cio' implica che la matrice della rotazione inversa è la trasposta di R: C. Barbieri Elementi_AA_Parte I AA 2004/05

28. Successione di rotazioni In generale, una qualunque rotazione si può sempre supporre come risultato di tre diverse rotazioni successive, R1 attorno all'asse x, R2 attorno all'asse y, R3 attorno all'asse z, R=R1R2R3, con: C. Barbieri Elementi_AA_Parte I AA 2004/05

29. Da equatoriali a eclittiche - 1 Come primo esempio, consideriamo la trasformazione da equatoriale (, ) a eclittica (, ), orientando gli assi x e X da O verso il punto , e dirigendo l'asse z verso il polo nord celeste P, e l'asse Z verso il polo eclittico Nord E. I valori degli angoli sono: I due sistemi sono dunque connessi da una rotazione di  (l'obliquità dell'eclittica) attorno all'asse x, R1(), o inversamente di -attorno all'asse X: C. Barbieri Elementi_AA_Parte I AA 2004/05

30. Da equatoriali a eclittiche - 2 La trasformazione diretta è: e quella inversa è (attenzione ai segni): Si noti che sono necessarie tre equazioni per determinare due angoli e i loro segni (quadranti). Abbiamo anche già rilevato che ci vuole estrema cura nel fare i conti in prossimità dei poli. C. Barbieri Elementi_AA_Parte I AA 2004/05

31. Da Alt-Az a orarie e equatoriali -1 Con la stessa tecnica possiamo trasformare le coordinate Alt-Az (A, h) (con la nostra origine dal Sud; si faccia attenzione anche al fatto che vari autori usano la distanza zenitale z in luogo della altezza h) in Angolo Orario e Declinazione, (HA, ), e poi dalla conoscenza del tempo siderale TS, in equatoriali (, ). In questo caso gli assi x e X punteranno entrambi verso W, l'asse y a S, l'asse z verso lo zenit Z, l'asse Y a M sull'equatore celeste e l'asse Z verso il polo celeste Nord. Chiaramente si deve conoscere la latitudine astronomica  del sito. La matrice di rotazione sarà in tal caso: Tuttavia, per convenzione il verso degli angoli cartesiani è opposto a quello di HA e A, entrambi crescenti in verso retrogrado, e dunque: C. Barbieri Elementi_AA_Parte I AA 2004/05

32. Da Alt-Az a orarie e equatoriali -2 Supponiamo ora di conoscere le coordinate equatoriali (, ) della stella X e il tempo siderale ST, cosicché HA è anche immediatamente noto. Per puntare un telescopio avente montatura Alt-Azimutale, dobbiamo calcolare (A, h) dalle precedenti relazioni; la terza equazione ci dirà se la stella è visibile sopra all'orizzonte. Il limite di visibilità h = 0° si raggiunge quando: (relazione che dà l'angolo orario del sorgere e del tramontare).Allo stesso modo, l'Azimut del sorgere e del tramontare è dato da: C. Barbieri Elementi_AA_Parte I AA 2004/05

33. Da Alt-Az a orarie e equatoriali -3 Si trovano facilmente anche le due seguenti relazioni: la cui applicazione pratica esige la solita cautela sul quadrante di arrivo. Come utile esercizio si applichino tali relazioni a stelle circumpolari, provando l'esistenza di una massima e una minima digressione dal meridiano. C. Barbieri Elementi_AA_Parte I AA 2004/05

34. Velocità Angolari - 1 E' utile derivare le velocità angolari usando il tempo siderale come variabile, e trascurando gli effetti della rifrazione atmosferica (oltre a altri termini molto più piccoli dovuti ai movimenti di equinozio e di polo): Da queste e dalle precedenti relazioni otteniamo: La velocità in altezza è sempre ristretta tra 1 (cioè  15°/(ora siderale), è nulla per un telescopio ai poli geografici, ed è massima per un telescopio all'equatore. Più complesso è il comportamento della velocità azimutale. All'orizzonte vale sin  , e dunque è positiva nell'emisfero Nord e negativa in quello Sud, sia al sorgere che al tramonto (e ovviamente stazionaria sull'equatore terrestre). Ciò si può capire anche ricordando che abbiamo definito il verso apparente di rotazione della volta celeste rivolgendo le spalle al polo visibile. C. Barbieri Elementi_AA_Parte I AA 2004/05

35. Velocità Angolari - 2 Consideriamo un telescopio con montatura Alt-az, e notiamo che il campo di vista è in continua rotazione con variabile velocità angolare, dato che la sfera celeste ruota attorno a una direzione che non coincide con quella degli assi meccanici. Per una data stella X, si chiami angoloparallatticoq l'angolo: La derivata temporale di q è: C. Barbieri Elementi_AA_Parte I AA 2004/05

36. Velocità Angolari - 3 Nel caso particolare di una stella che transiti per lo Zenit ( = ) la velocità azimutale diviene infinitamente grande quando la stella si avvicina al meridiano; per questa ragione un telescopio in montatura Alt-az ha una zona cieca attorno allo Zenit, dunque un cono la cui apertura si può rendere inferiore a 1° con una attenta scelta dei motori e dei controlli. Per una stella circumpolare, alla massima digressione la velocità è tutta in altezza; questo fatto può essere sfruttato per determinare con esattezza il meridiano e la latitudine del luogo. La rotazione di campo si incontra anche nei telescopi in montatura equatoriale se parte della struttura è fissa rispetto al suolo, ad es. nel cosiddetto fuoco Coudè, in cui la luce è portata a un grande spettrografo sul pavimento dell'osservatorio. C. Barbieri Elementi_AA_Parte I AA 2004/05

37. Trasformazioni mediante la trigonometria sferica - 1 La trigonometria sferica è il secondo metodo di trasformazione. Ad esempio, la Figura dà gli elementi necessari per effettuare la trasformazione tra coordinate equatoriali e eclittiche per mezzo dei gruppi di Gauss. Troveremmo facilmente le stesse equazioni già viste prima, e le loro inverse. C. Barbieri Elementi_AA_Parte I AA 2004/05

38. Trasformazioni mediante la trigonometria sferica - 2 Dato che la trasformazione da equatoriali a galattiche è più complicata, è meglio vederla in dettaglio. Sia P il polo celeste Nord, G il centro galattico e CG il piano galattico. Data la stella X, dai triangoli sferici otteniamo: C. Barbieri Elementi_AA_Parte I AA 2004/05

39. Trasformazioni mediante la trigonometria sferica - 3 Se uno preferisse la tecnica della rotazione di matrici, ricordi le coordinate equatoriali dei 3 punti: (0,0), G (192°.3, +27°.4), GC (265°.6,-28°.9) (all'epoca B1950.0, secondo la definizione dell'IAU), e calcoli le distanze angolari: Si noti che le coordinate equatoriali della stella si devono precessare al B1950.0 prima della trasformazione. Benché non siano state definite formalmente dall'IAU, se teniamo conto che le coordinate galattiche non vengono mai usate in lavori di alta precisione astrometrica, possiamo assumere i seguenti valori all'epoca J2000:  G (192°.84, +27°.13) = (12h51m, +27°07’.7), GC (266°.41, -28°.94) = (17h45m.6, -28°56’.2) . C. Barbieri Elementi_AA_Parte I AA 2004/05

40. La distanza angolare tra due stelle Applichiamo le precedenti relazioni al calcolo della distanza angolare (sulla volta celeste) tra due stelle X1 e X2, un numero che è ovviamente indipendente dal particolare sistema di coordinate. Per essere specifici, consideriamo coordinate equatoriali, e conduciamo il grande circolo per le due stelle (vedi Figura): Si chiami angolo di posizionep l'angolo contato dal Nord verso Est, che è anche l'angolo al vertice X1 del triangolo sferico X1PX2. Dunque: C. Barbieri Elementi_AA_Parte I AA 2004/05

41. Da equatoriali a eclittiche per il Sole Applichiamo le trasformazioni tra coordinate equatoriali e eclittiche al Sole (assumendo che ⊙= 0°, una approssimazione valida per gli scopi presenti): cosicché, con dovuta considerazione alla data (cioè al quadrante in cui si situa il Sole), la misura di ⊙dà ad ogni istante l'origine delle Ascensioni Rette, cioè del punto. Questa considerazione sottolinea il ruolo fondamentale giocato dal Sole (e non dalle stelle!) nel definire il Tempo Siderale. Si faccia attenzione che dopo il solstizio d'estate, l'arco tra il Sole e  diventa maggiore di 180°. C. Barbieri Elementi_AA_Parte I AA 2004/05

42. Il CAMC, Roque de los Muchachos I telescopi di passaggio - 1 Costruiamo un telescopio avente una montatura meccanica con un solo grado di libertà, quello in elevazione, con l'asse ottico giacente per quanto possibile nel piano meridiano. Il piano focale è equipaggiato con un reticolo di alta precisione in modo da determinare accuratamente l'istante del passaggio della stella in meridiano. Un tale telescopio prende nomi come cerchio meridiano, o strumento dei passaggi, o di transito, a seconda delle diverse realizzazioni pratiche possibili. C. Barbieri Elementi_AA_Parte I AA 2004/05

43. I telescopi di passaggio - 2 Se potessimo identificare l'istante del passaggio di e far partire in quell'istante l'orologio a TS da zero, misurando la distanza Zenitale e il TS del passaggio di una stella, ne deriveremmo subito la sua Ascensione Retta e Declinazione alla data di osservazione. Alternativamente, se conoscessimo un insieme di stelle fondamentali, cioè di cui è conosciuta con grande precisione la Ascensione Retta, dall'istante della loro culminazione superiore deriveremmo subito il TS, dato che in tale istante AR = TS. Gli stessi concetti si applicano al campo radio. C. Barbieri Elementi_AA_Parte I AA 2004/05

44. La Croce del Nord di Medicina Un telescopio di transito si può realizzare anche a radiofrequenza, ad es. la Croce del Nord di Medicina. Un grande vantaggio dei radiotelescopi però è la possibilità di muovere i fasci d'antenna anche senza muovere fisicamente gli assi, grazie al controllo sulla fase dell'onda. C. Barbieri Elementi_AA_Parte I AA 2004/05

45. I telescopi equatoriali - Il 122cm di Asiago Per l’osservazione normale, la montatura meccanica più adatta è quella equatoriale. Come dimostra il 122cm di Asiago, un asse è parallelo a quello di rotazione della Terra (asse orario), l’altro è perpendicolare e assicura il puntamento in declinazione. Durante le osservazioni, l’asse orario si muove con velocità angolare costante di 15”/secondo (TS), l’asse di declinazione rimane fisso (a parte le piccole correzioni dovute alla variabile rifrazione atmosferica e alle variabili flessioni della struttura). C. Barbieri Elementi_AA_Parte I AA 2004/05

46. I telescopi equatoriali - Il 182 cm a Cima Ekar C. Barbieri Elementi_AA_Parte I AA 2004/05

47. Il 5m del Palomar La montatura equatoriale ha diverse realizzazioni pratiche, e può crescere fino a grandi dimensioni. Qui vediamo il 5m Hale (1950). C. Barbieri Elementi_AA_Parte I AA 2004/05

48. I telescopi Alt-Azimutali • Sui grandi telescopi moderni si è tuttavia adottata una montatura Alt-Az. I vantaggi sono tutti ingegneristici: • Un asse orizzontale e uno verticale permettono un migliore controllo delle flessioni • La cupola è più piccola • La massa complessiva (telescopio + cupola) è minore, per cui un miglior controllo termico • Svantaggi: • Necessità di controllare 3 assi (azimut, altezza, rotazione di campo) con velocità variabile • Area cieca allo Zenit • Polarizzazione variabile • La montatura Alt-Az è anche usata su telescopi con finalità geodetica e sui radiotelescopi e antenne di trasmissione/ricezione. C. Barbieri Elementi_AA_Parte I AA 2004/05

49. Il Telescopio Nazionale Galileo Questa foto (Ansaldo Milano) evidenzia la struttura alt-az del TNG. La rotazione in Azimut è assicurata da pattini idrostatici con scorrimento su velo di olio (INNSE) La rotazione in elevazione da cuscinetti a sfera Gli assi sono controllati con motori brushless e con encoder (assoluti) Heidenhein con risoluzione di 28 bit. C. Barbieri Elementi_AA_Parte I AA 2004/05

50. I 4 VLT ESO C. Barbieri Elementi_AA_Parte I AA 2004/05