Losservazione del nostro universo Sebbene il concetto moderno
L'osservazione del nostro universo Sebbene il concetto moderno di Universo e il suo studio siano stati introdotti dai Greci, i cambiamenti che avvengono in cielo (moto diurno e annuale del Sole, fasi lunari etc) furono notati già in epoca preistorica e risalgono a circa 30000 anni fa le prime registazioni sistematiche dell’alternarsi delle fasi lunari. Secondo Cassini (1625 -1712) “. . non fu solo la curiosità, che trasportò gli uomini ad applicarsi alle osservazioni astronomiche; si può dire che vi furono costretti dalla necessità. Perché se non si osservano le stagioni, che si distinguono dal moto del Sole, è impossibile di riuscire nell’Agricoltura”. Saper quantificare il tempo è stata sempre una necessità primaria dell’uomo. Il famoso sito megalitico di Stonehenge (2500 AC), serviva anche a questo. L’allinementi delle pietre segnano i punti in cui sorge e tramonta il Sole nei solstizi. Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - gino. tosti@fisica. unipg. it
L'osservazione del nostro universo 6000 anni fa i babilonesi costruivano già enormi piramidi “ziggurat” per osservare il cielo. Per loro il cielo era una volta solida le cui fondamenta poggiano sul vasto oceano “l’abisso” (apsu), che sostiene anche la Terra. Già 4000 anni fa ad Ur viene registrata la prima eclissi di Luna della storia. Dal 1300 a. C. , e per più di 2600 anni i Cinesi hanno registato circa 900 eclissi di Luna e 600 eclissi di Sole. Intorno al 700 a. C. I Babilonesi sapevano prevedere le eclissi di Luna ed Esiodo nel suo libro “Le opere e i giorni”, espone le principali nozioni di astronomia pratica utili alla navigazione e all’Agricoltura. Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - gino. tosti@fisica. unipg. it
L'osservazione del nostro universo Nel VI secolo a. C iniziano, con la scuola di Mileto (Talete, Anassimene e Anassimandro), le prime riflessioni sull’Universo. Talete: • La Terra è rotonda • La Luna è illuminata dal Sole • Predizione dell’eclissi di Sole del 585 a. C. Pitagora e la sua scuola (VI sec a. C) • Sfericità di Terra, Sole, Luna • Rotazione Terrestre • Moto di rivoluzione di Venere e Mercurio Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - gino. tosti@fisica. unipg. it
L'osservazione del nostro universo Eudosso di Cnido (408 -355 a. C. ) fu il primo a elaborare matematicamente un sistema del mondo in cui gli astri sono distribuiti su 27 sfere ideali. Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - gino. tosti@fisica. unipg. it
L'osservazione del nostro universo Aristarco di Samo (IV-III sec a. C) • Sistema Eliocentrico – Moto di rotazione della Terra • Prime misure di dimensioni e distanze di Sole e Luna Eratostane • Misura della lunghezza del meridiano Terrestre Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - gino. tosti@fisica. unipg. it
L'osservazione del nostro universo Ipparco di Nicea (185 - 125 a. C. ) diede un contributo fondamentale all’Astronomia: • Scoprì le irregolarità del moto della Luna • L'eccentricità dell'orbita solare e la variabilità della durata delle stagioni che correttamente attribuì a variazioni della distanza della Terra dal Sole. • Calcolò anche la distanza dalla Terra alla Luna, ottenendo un risultato molto vicino al vero mentre una misura analoga per il Sole gli diede un valore molto più incerto. • Compilò un catalogo di oltre 800 stelle, che ripartì in sei classi di grandezza apparenti (magnitudine), e dedusse l'esistenza del fenomeno della precessione. • Rappresentò i moti del Sole e della Luna e si avvalse della teoria degli epicicli che costituì la base per il sistema tolemaico. Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - gino. tosti@fisica. unipg. it
L'osservazione del nostro universo Claudio Tolomeo (100 -170 d. C. ) visse ad Alessandria d'Egitto. La sua principale opera fu l’Almagesto che fu per secoli il testo fondamentale dell’astronomia. L’universo tolemaico è finito, sferico e geocentrico: il sole, la luna e i cinque pianeti (Mercurio, Venere, Marte, Giove e Saturno) ruotano attorno alla Terra compiendo un’orbita circolare verso occidente facendo ogni giorno un giro. Dopo Saturno c’è la Sfera delle stelle fisse. I pianeti, oltre a compiere un movimento di rivoluzione intorno alla Terra, ruotano anche intorno ad un punto, l’epiciclo, in modo che la somma del movimento dell’epiciclo con il moto di rivoluzione danno al pianeta un movimento a forma di spirale. Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - gino. tosti@fisica. unipg. it
L'osservazione del nostro universo Copernico Niccolò (Thor 1473 Frauenburg, odierna Fronbork, 1543), è noto per la teoria astronomica detta "teoria eliocentrica" o "teoria eliostatica", in base alla quale il sole è immobile al centro dell’universo e la terra, ruotando quotidianamente sul suo asse, gira nell’arco dell’anno intorno al sole. Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - gino. tosti@fisica. unipg. it
L'osservazione del nostro universo L’Astronomia moderna studia l’Universo e il suo contenuto di materia ed energia a partire dalle particelle elementari (m = 10 -30 kg) fino ai superammassi di galassie (m = 1050 kg) I corpi celesti oggetto dello studio sono: • I corpi del Sistema Solare • Il Sole e le Stelle • Il Mezzo Interstellare (ISM) • Gli Ammassi Stellari • La Galassia (Via Lattea) e le Galassie • Gli ammassi e i superammassi di Galassie • I quasar • L’Universo (Cosmologia) Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - gino. tosti@fisica. unipg. it
L'osservazione del nostro universo I Corpi del Sistema Solare • Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - gino. tosti@fisica. unipg. it
L'osservazione del nostro universo Il Sole • Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - gino. tosti@fisica. unipg. it
March 6, 2012 http: //sdo. gsfc. nasa. gov/
http: //www. spaceweather. com/archive. php? month=03& day=07&year=2012&view=view
March 6, 2012 Vela Galactic Plane March 7, 2012 The Sun On March 7, the bright X 5. 4 solar flare was detected by the Fermi Large Area Telescope in gamma-rays. For almost one day, the Sun became 1000 times brighter than its usual gamma-ray flux. It exceeded by a factor of 100 the brightest point source in the gamma ray sky (Vela). On March 7, Fermi LAT detected approximately 10000 events above 100 Me. V coming from the Sun, some of them exceeding 1 Ge. V in energy, equivalent to a billion times the energy of the visible light. The image on the top shows the gamma-ray full sky as viewed by the LAT on March 6. The Sun during March 6 was not visible in gamma-rays while on March 7 (bottom figure) the Sun exceeded all other sources in the sky. The Fermi LAT is a pair conversion telescope designed to cover the energy band from 20 Me. V to greater than 300 Ge. V. It is the product of an international collaboration between NASA and DOE in the U. S. and many scientific institutions across France, Italy, Japan and Sweden. Credit: Fermi Large Area Telescope Collaboration
L'osservazione del nostro universo Le Stelle • Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - gino. tosti@fisica. unipg. it
L'osservazione del nostro universo Le Protostelle • Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - gino. tosti@fisica. unipg. it
L'osservazione del nostro universo Le Nebulose Planetarie • Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - gino. tosti@fisica. unipg. it
L'osservazione del nostro universo Supernovae • Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - gino. tosti@fisica. unipg. it
L'osservazione del nostro universo Stelle di Neutroni CRAB NEBULA • Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - gino. tosti@fisica. unipg. it
L'osservazione del nostro universo Buchi Neri • Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - gino. tosti@fisica. unipg. it
L'osservazione del nostro universo Ammassi Aperti • Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - gino. tosti@fisica. unipg. it
L'osservazione del nostro universo Ammassi Globulari • Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - gino. tosti@fisica. unipg. it
L'osservazione del nostro universo Mezzo Interstellare • Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - gino. tosti@fisica. unipg. it
L'osservazione del nostro universo La Via Lattea • Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - gino. tosti@fisica. unipg. it
L'osservazione del nostro universo Le Galassie • Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - gino. tosti@fisica. unipg. it
L'osservazione del nostro universo I Nuclei Galattici Attivi • Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - gino. tosti@fisica. unipg. it
L'osservazione del nostro universo Gli Ammassi di Galassie • Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - gino. tosti@fisica. unipg. it
L'osservazione del nostro universo Tutti questi oggetti possono essere studiati da diverse angolazioni: • L’ASTRONOMIA SFERICA studia i sistemi di riferimento delle coordinate con cui si esprime la posisione di un’oggetto sulla volta celeste. • La MECCANICA CELESTE studia i movimenti dei corpi celesti, siano essi pianeti, sistemi stellari o galassie. • L’ASTROFISICA studia i corpi celesti con i metodi della Fisica Moderna, cioè cerca di scoprire la composizione chimica e le condizioni fisiche (densità, temperatura ecc. ) dei corpi celesti. Affrontantando anche i problemi relativi alla loro origine, evoluzione e fine. Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - gino. tosti@fisica. unipg. it
LA SFERA CELESTE Quando si osserva il cielo si ha l'impressione di essere al centro di una grande sfera su cui sembrano fissate tutte le stella visibili ad occhio nudo, cioè tutte quelle che si trovano al disopra dell'orizzonte.
LA SFERA CELESTE: Il Moto Diurno Osservando il cielo ad intervalli di tempo successivi durante la stessa notte si osserva che le stelle si spostano come un corpo solido descrivendo dei cerchi i cui centri si trovano lungo l'asse apparente di rotazione della volta celeste. Questo asse, detto asse del mondo, non è altro che il prolungamento dell'asse di rotazione della Terra che incontra la volta celeste in due punti detti Polo Nord celeste e Polo Sud celeste. Il moto apparente delle stelle sulla volta celeste avviene da Est verso Ovest e si chiama moto diurno. Questo moto è solo apparente e riflette il moto di rotazione della Terra che avviene da Ovest verso Est.
La Sfera Celeste: LE COSTELLAZIONI Sia per motivi pratici che per scopi di culto, gli antichi popoli della Terra, identificarono in cielo figure simboliche legate alle attività quotidiane: le Costellazioni. Le costellazioni rappresentano uomini, animali o cose ma non hanno una consistenza fisica reale. Le stelle che le formano non si trovano tutte alla stessa distanza dalla Terra, ma le figure che noi chiamiamo costellazioni sono dovute alla proiezione di gruppi di stelle nella stessa regione della sfera celeste.
La Sfera Celeste: LE COSTELLAZIONI Sebbene siano all'incirca 6000 le stelle visibili, ogni osservatore ne può osservare circa 3000.
La Sfera Celeste: LE COSTELLAZIONI Dal 1992 il cielo è diviso in 88 settori, che portano il nome delle costellazioni che sono all'interno di ciascuno di essi. La denominazione delle prime costellazioni risale alle popolazioni mesopotamiche, altre sono state aggiunte in epoche più recenti. Nei cataloghi moderni alcune costellazioni sono state introdotte per coprire alcune zone del cielo che ancora non avevano una denominazione. Le costellazioni si dividono in: 18 costellazioni boreali (settentrionali); 34 costellazioni equatoriali; 36 costellazioni australi (meridionali).
LA SFERA CELESTE: Il Moto Diurno • • La stella più vicina al Polo Nord celeste è a Ursae Minoris: la Stella Polare. La sua distanza dal polo è di circa 1°. Sole, Luna, pianeti, seguono il moto diurno. Tuttavia le loro posizioni rispetto alle stelle fisse cambia di notte in notte: – La Luna da Ovest Est (moto diretto) compiendo un giro completo in 27. 32 giorni (ca. 13°/giorno); – Il Sole da Ovest Est (moto diretto) compiendo un giro completo in 365 giorni (ca. 1°/giorno) – I pianeti con periodi più o meno lunghi talvolta da Ovest Est (moto diretto) talvolta da Est Ovest (moto retrogrado)
La Sfera Celeste: Il moto apparente del Sole Equinozi e solstizi Punto Gamma
Il Moto del Sole 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 (ca. il 21 giugno) e di inverno (ca. il 22 dicembre); la declinazione del Sole in questi punti è ʘ = .
La Sfera Celeste: LE COSTELLAZIONI ZODIACALI Le costellazioni attraversate dall‘eclittica formano la fascia degli animali o zodiaco. La fascia dello zodiaco contiene anche il moto dei pianeti. Fin dall'antichità la fascia dello zodiaco veniva divisa in dodici parti uguali, a partire dal punto gamma. Ogni casella costituiva un segno zodiacale. A causa del moto di precessione dell’asse di rotazione terrestre il punto gamma scorre con moto lentissimo rispetto alla stella fisse. Questo moto, detto precessione degli equinozi ha come conseguenza un cambiamento delle coordinate di tutti gli astri con un ciclo di 26000 anni.
La Sfera Celeste: LE COSTELLAZIONI ZODIACALI Il moto di precessione degli equinozi fu scoperto da Ipparco nel I sec. a. C. In 2000 anni il punto gamma si è già spostato di molto per cui quando il 20/21 Marzo il Sole entra nel segno dell’Ariete in effetti esso è già da una decina di giorni nella costellazione dei Pesci. Inoltre le costellazioni dello zodiaco sono 13 in quanto rispetto ai segni zodiacali occorre aggiungere la costellazione dell’Ofiuco Costellazione Ariete Toro Gemelli Cancro Leone Vergine Bilancia Scorpione Ofiuco Sagittario Capricorno Acquario Pesci Periodo 18 aprile - 13 maggio 14 maggio - 19 giugno 20 giugno - 17 luglio 18 luglio - 7 agosto 8 agosto - 12 settembre 13 settembre - 27 ottobre 28 ottobre - 19 novembre 20 novembre - 27 novembre 28 novembre - 15 dicembre 16 dicembre - 18 gennaio 19 gennaio - 16 febbraio 17 febbraio - 11 marzo 12 marzo - 18 aprile
La Sfera Celeste: COORDINATE SFERICHE Ciascun punto sulla sfera può essere individuato da due coordinate: • La latitudine che da la distanza angolare tra il parallelo per il punto dato e il cerchio massimo di riferimento; • La longitudine distanza angolare tra il meridiano di riferimento e il meridiano passante per il punto. Coordinate Terrestri
NOTA – Stime di distanze angolari ad occhio nudo
LA SFERA CELESTE: Orizzonte Astronomico Si definisce Orizzonte Astronomico il circolo formato dall’intersezione della sfera celeste con il piano tangente al punto, sulla Terra, in cui ci si trova. Lo Zenit è invece il punto ideale in cui il prolungamento del filo a piombo, posto nel luogo di osservazione, interseca la sfera celeste.
LA SFERA CELESTE: Orizzonte Astronomico L’orizzonte astronomico non coincide generalmente con l’orizzonte sensibile, che è la linea che separa il cielo dalla terra o dall’acqua.
I Sistemi di Coordinate: Sistema Orizzontale La perpendicolare al piano orizzontale (detta verticale ed è individuata dalla direzione di un filo a piombo), interseca la sfera celeste in due punti: uno sopra la testa dell’osservatore, detto zenit, ed uno in direzione opposta, detto nadìr Il cerchio massimo contenente i poli celesti, lo zenit ed il nadìr prende il nome di cerchio meridiano (o anche, semplicemente, meridiano). La sua intersezione con l’orizzonte astronomico individua le direzioni Nord e Sud. La distanza angolare di un punto dall’orizzonte astronomico misurata su un arco di cerchio massimo perpendicolare all’orizzonte stesso, detto cerchio verticale - è chiamata N altezza (a). Q Asse del mondo La distanza angolare dalla direzione Nord di un punto situato sull’orizzonte prende il nome di azimut (A). Essendo l’azimut contato in senso orario, i punti Est, Sud, Ovest e Nord hanno rispettivamente A = +90°, +180°, +270° (o anche -90°) e +360° (equivalente a 0°).
I Sistemi di Coordinate-Sistema Orizzontale N. B. Il sistema orizzontale (alt-azimutale) è un sistema di riferimento locale, cioè l’altezza e l’azimut di un astro cambiano se si cambia il punto di osservazione. Ciò costituisce uno svantaggio, perché le stesse coordinate individuano punti diversi della sfera celeste a seconda della località di osservazione. Inoltre altezza ed azimut di un astro dipendono dal tempo a causa del moto di rotazione della Terra intorno al suo asse. Telescopio W. Hershel 4. 2 m – Montatura Alt-Az
I Sistemi di Coordinate-Sistema Orario (o Equatoriale I) Z (Zenit) M Meridiano locale P Cerchio di declinazione celeste E N Orizzonte celeste S W Q Equatore Celeste Na (Nadir) Il piano perpendicolare all’asse del mondo è detto piano equatoriale, poiché contiene l’equatore terrestre L’intersezione tra detto piano e la volta celeste è un cerchio massimo della che prende il nome di equatore celeste. Il cerchi massimi passanti per i Poli del Mondo (P e Q) si chiamano Meridiani o Cerchi Orari. Il meridiano locale passante per i punti Z, S, P, Q incontra l'equatore celeste nel punto M detto Mezzocielo. I cerchi piccoli sono chiamti Cerchi di declinazione.
I Sistemi di Coordinate-Sistema Orario (o Equatoriale I) Le coordinate sferiche di questo sistema sono: Angolo orario (H): è la distanza angolare tra il cerchio orario che passa per il punto (T) e il meridiano astronomico. Si misura in ore e frazioni di ora lungo l'equatore celeste, partendo dal meridiano astronomico, in senso orario per un osservatore boreale. H = arco MB = arco BT 0 h H 24 h -90° +90° Declinazione ( ): rappresenta la distanza angolare tra un punto della sfera celeste e l'equatore celeste, misurata lungo il cerchio orario che passa per tale punto. Si misura in gradi e frazioni di grado con segno positivo verso il polo nord celeste e negativo verso il polo sud.
I Sistemi di Coordinate-Sistema Equatoriale II La distanza angolare di un punto della sfera celeste dall’equatore celeste, misurata sul cerchio orario passante per l’astro, è detta declinazione ( ), Per definire l’altra coordinata, occorre definire un meridiano di riferimento. Sulla Terra si è scelto arbitrariamente il meridiano di Greenwich come meridiano zero. Sulla volta celeste si è scelto come meridiano zero della sfera celeste il meridiano passante per il punto d’intersezione tra l’equatore celeste e l’eclittica, (punto d’Ariete o punto gamma). La distanza angolare di un punto situato sull’equatore celeste dal punto d’Ariete, misurata in senso antiorario (da Ovest verso Est), è detta ascensione retta (ed indicata con a o A. R. ) ed è misurata da da 0 h a 24 h.
I Sistemi di Coordinate-Sistema Equatoriale Si definisce tempo siderale ST l'angolo orario del punto : ST = H (punto ) 0 h≤ST≤ 24 h Considerando che H (angolo orario) è opposto a quello di , data una stella T si trova la relazione : a= TS -H Questa relazione ci dice che se conosciamo 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 ST misurando i transiti di tali stelle.
Il Tempo – Il Tempo Siderale TS-a=H
Il Tempo – Il Tempo Siderale Giorno Solare e Giorno Siderale hanno durate differenti a causa del moto di rivoluzione della Terra intorno al Sole. 1 giorno siderale medio = 23 h 56 m 04 s, 09054 = 0, 9972695664 giorni solari medi
I Sistemi di Coordinate-Sistema Equatoriale Sebbene più complesso nella definizione, il sistema equatoriale non presenta gli svantaggi dei sistemi visti precedentemente. Infatti, al ruotare della sfera celeste: -la declinazione non cambia nel tempo perché la traiettoria della stella nel suo moto diurno è un arco di cerchio parallelo all’equatore celeste; e nemmeno la sua ascensione retta varia, perché sia la stella che il punto d’Ariete ruotano insieme alla sfera celeste. - 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. Telescopio Anglo-Australiano 3. 9 m – Montatura Equatoriale
I Sistemi di Coordinate-Note L’equatore celeste coincide con l’orizzonte astronomico per osservatori situati ai poli Per un osservatore situato all’equatore geografico, invece, i poli celesti giacciono sull’orizzonte ed individuano le direzioni Nord e Sud, mentre l’equatore celeste passa per lo zenit ed il nadìr, ed interseca l’orizzonte nei punti che individuano le direzioni Est ed Ovest Nelle località poste tra l’equatore e i poli geografici, i poli celesti e l’equatore celeste avranno altezze intermedie.
I Sistemi di Coordinate-Note Per un osservatore posto nell’emisfero boreale: 1. l’altezza del polo Nord celeste è pari alla latitudine f del luogo d’osservazione; 2. l’altezza massima dell’equatore celeste è pari al complementare della latitudine del luogo d’osservazione (colatitudine).
I Sistemi di Coordinate-Note Gli astri più vicini al polo celeste (P) e precisamente quelli la cui distanza dal polo (distanza polare) è minore della latitudine (f ) non tramontano mai e vengono detti circumpolari. culminazione La latitudine astronomica può essere determinata dall'osservazione di una stella circumpolare.
I Sistemi di Coordinate-Precessione
I Sistemi di Coordinate-Moto Proprio Vr = velocità radiale Vq = Moto proprio
I Sistemi di Coordinate- Puntamento telescopio
I Sistemi di Coordinate-Distanza Angolare DEG_RAD=math. pi/180
I Sistemi di Coordinate – Coordinate Eclittiche E' un sistema di coordinate astronomiche in cui il piano e la direzione fondamentale sono rispettivamente il piano dell'eclittica e la sua perpendicolare la quale individua, sulla sfera celeste, i poli dell'eclittica. Le coordinate eclitticali sono: Longitudine celeste o eclitticale (l) di un punto (T) è la distanza angolare tra il punto gamma e il cerchio ausiliario che passa per quel punto; si misura da 0° a 360° lungo l‘eclittica partendo dal punto gamma e procedendo in senso antiorario (angolo OB). Il piano dell’equatore celeste e quello dell’eclittica formano un angolo di ca. 23° 27’ Latitudine celeste o eclitticale (b) di un punto è la distanza angolare tra il punto (T) e il piano dell'eclittica, misurata lungo il cerchio ausiliario che passa per tale punto. Ha valore positivo (da 0° a +90°) nell'emisfero nord dell'eclittica e negativo (da 0° a -90°) in quello sud.
I Sistemi di Coordinate – Coordinate Galattiche Si assumono come piano e direzione fondamentali rispettivamente il piano galattico (determinato con osservazioni radio) e l'asse perpendicolare ad esso. Il piano galattico individua sulla sfera celeste un cerchio massimo chiamato equatore galattico. L'asse interseca la sfera celeste nei poli galattici nord e sud. La longitudine (l) viene misurata sull'equatore galattico partendo dalla direzione del centro galattico e procedendo in senso antiorario per un osservatore che ha la testa in direzione del polo nord galattico. La latitudine (b), cioè la distanza angolare di un astro dall'equatore galattico.
Il Moto della Luna, con i suoi 3476 km di diametro, è il quinto satellite del sistema solare (più grandi sono solo Ganimede, Callisto ed Io (Giove) e Titano (Saturno)), ed è anche più grande del pianeta Plutone. A seconda della sua posizione rispetto al Sole e alla Terra, la Luna presenta una superficie illuminata più o meno vasta e si dice età della Luna l’intervallo di tempo, in giorni, trascorso dal novilunio precedente. Il periodo delle fasi lunari è detto mese sinodio ed è pari a 29. 5306 giorni. In generale il periodo sinodico È il tempo che passa tra due congiunzioni successive col Sole
Il Moto della Luna La Luna descrive un’orbita ellittica intorno alla Terra (inclinata di circa 5° rispetto al piano dell’eclittica e avente un’eccentricità e= 0. 055) da Ovest Est (moto diretto). La minina distanza dalla Terra (perigeo) è di 363296 Km mentre la massima distanza (apogeo) è pari a 405503 km. La distanza media del sistema Terra-Luna è 384400 km. Rispetto alle stelle fisse, compie una rivoluzione completa intorno alla Terra in 27. 326 giorni (mese siderale). Ogni giorno, quindi, la Luna si sposta sulla sfera celeste di circa 53 m. La differenza tra mese sinodico e mese siderale è dovuto al moto di rivoluzione della terra intorno al Sole. La linea absidale, congiungente apogeo e perigeo, non è fissa nello spazio con moto diretto compiendo un giro in 8, 85 anni circa. Il mese anomalistico, cioè l’intervallo di tempo tra due successivi passaggi della Luna al perigeo è pari a 27. 5542 giorni è quindi più lungo del mese siderale. L’orbita della Luna non è chiusa (orbita a rosetta)
Il Tempo – Il tempo solare La misura del tempo si può effettuare ricorrendo a qualsiasi fenomeno fisico che si ripete in modo regolare (oscillazioni del pendolo, fenomeno astronomico ecc. ). Ciò che si misura è in la durata di un fenomeno. Fin dall’antichità la misura del tempo che regola le attività umane si è basato sul moto di rotazione della Terra intorno al suo asse e sul suo moto si rivoluzione intorno al Sole. Il tempo Solare Vero - Per millenni si e' misurato il tempo, misurando in gradi orari (un angolo giro = 24 ore) la posizione angolare del Sole rispetto al punto piu' alto raggiunto dal Sole sopra l'orizzonte, definito come corrispondente alle ore 12 o mezzogiorno. Questa misura di tempo fornisce il cosiddetto tempo solare vero. Il tempo Solare Medio - Purtroppo il moto apparente del Sole e' tutt'altro che uniforme nel corso dell'anno. Infatti, il Sole si presenta al punto piu' alto sopra l'orizzonte con un ritardo o un anticipo rispetto all'istante di mezzogiorno che varia ogni giorno con un ciclo annuale e puo' arrivare fino ad un massimo di circa un quarto d'ora. Questo fenomeno e' dovuto in parte all'inclinazione dell'asse di rotazione terrestre rispetto al piano dell'orbita della Terra intorno al Sole ed in parte al fatto che, essendo l'orbita leggermente ellittica, la velocita' di rivoluzione della Terra intorno al Sole non e' costante.
Il Tempo-Equazione del Tempo Per ovviare a questo inconveniente si e' definito il tempo solare medio che ha come unita' di misura il giorno solare medio di durata pari alla durata media di tutti i giorni dell'anno. Alla definizione di questo tempo viene associato un Sole ideale, detto Sole medio, con un moto apparente uniforme. n = 3548". 3/giorno velocità angolare SM
Il Tempo-Equazione del Tempo La differenza tra il tempo solare vero e quello medio varia continuamente di giorno in giorno con un ciclo annuale. Questa quantita' e' nota come equazione del tempo. E= 0 quattro volte all'anno, cioè agli inizi di aprile, a metà di giugno, ai primi di settembre, verso Natale. Il massimo valore di circa +16 m si raggiunge ai primi di novembre, il minimo di – 14 m a metà febbraio
Il Tempo – L’Unità di misura Nel 1925 fu introdotto il TU e l’unità di misura del tempo, il secondo fu definito come la 1/84600 parte del giorno solare medio. Questa definizione si rivelò insufficiente poiché anche il giorno solare medio mostra delle irregolarità dovute al moro di rotazione della Terra. Nel 1960 si definì il secondo come la 1/31556925. 5477 parte dell’anno tropico 1900. Tempo delle Effemeridi (TE) Nel 1968 anche il TE venne abbandonato per problemi con la sua determinazione e la misura del tempo venne sostituita dal Tempo Atomico Internazionale(TAI): “il secondo è la durata di 9192631770 periodi della radiazione corrispondente alla transizione fra due livelli iperfini dello stato fondamentale dell’atomo di Cesio-133”. È questo il tempo distribuito tramite la diffusione dei segnali orari. Per conciliare le esigenze della vita quotidiana e quelle della navigazione nel 1975 si è introdotto il Tempo Universale Coordinato (UTC) che ha come unità di scala il secondo del TAI ed è mantenuto in accordo con la scala di tempo definita dalla rotazione della Terra e corretto dalle irregolarità delle moto di rotazione e rivoluzione della Terra attraverso l’introduzione di secondi intercalanti in modo che TAI-UTC sia sempre un numero intero di secondi.
Il Tempo – L’anno Si definisce anno siderale il tempo necessario alla Terra per compiere una rivoluzione completa intorno al Sole rispetto alle stelle fisse. In altre parole, dopo un anno siderale il Sole torna ad essere visto dalla Terra nella stessa posizione rispetto alle stelle fisse. Un anno siderale dura, in giorni solari medi, 365 d 06 h 09 m 09 s, 5 circa. Si definisce anno tropico l’intervallo di tempo tra due successivi equinozi di primavera. Dal punto di vista dell’osservatore terrestre, dopo un anno tropico il Sole si ritrova al punto d’Ariete. L’anno tropico coinciderebbe con quello siderale se non esistessero delle irregolarità del moto della Terra, la più importante delle quali è il moto di precessione. La sua durata in giorni solari medi è di 365 d 05 h 48 m 45 s, 2 circa. Si definisce allora anno anomalistico l’intervallo tra due successivi passaggi della Terra al perielio. Esso ha una durata di circa 365 d 06 h 13 m 53 s. Il nome anomalistico deriva dal fatto che l’angolo n tra il raggio vettore e la direzione del perielio si chiama anomalia, e quindi l’anno anomalistico è il tempo che occorre alla Terra per avere nuovamente la stessa anomalia. A causa delle azioni perturbative degli altri pianeti del Sistema Solare l’orbita terrestre non è chiusa e la linea degli absidi, congiungente afelio e perielio ruota lentamente sul piano dell’eclittica in senso concorde con il moto della Terra facendo spostare questi punti di circa n 0 = 11", 3 ogni anno. Perciò, per tornare al perielio, la Terra dovrà percorrere quest’ulteriore arco di orbita, cosa che fa in circa 4 m 43 s, 5.
Il Tempo- Il Calendario Per la misura dei lunghi periodi di tempo si usa il Calendario Solare : basato sull’Anno Tropico. Il nostro Calendario (Calendario Gregoriano) è basato sull’anno tropico. L’anno civile è di 365. 2425 giorni solari medi e prevede un anno bisestile, dopo 3 anni (tutti gli anni divisibili per 4), di 366 giorni ad eccezione degli anni di inizio secolo non divisibili per 400. L’anno 2000 sarà bisestile. Lo sfasamento tra anno tropico e anno civile sarà di 1 giorno ogni 3300 anni. Calendario Lunare : basato sulla Lunazione ( ritorno della Luna alla stessa Fase = 29. 53 giorni solari medi) Es. calendario musulmano Calendario Lunisolare: basato su entrambi i periodi. Es. Calendario ebraico, calendario degli antichi greci.
Il Tempo- Il Calendario Il Giorno Giuliano : Quando si calcolano gli intervalli di tempo lunghi è utile utilizzare il Periodo Giuliano introdotto nel XVI secolo da Giuseppe Scaligero. Il periodo giuliano è un periodo di 7980 anni che inizia il 1 gennaio 4713 a. C. Il periodo giuliano si usa contando progressivamente i giorni (giorni giuliani J. D. ) a partire da mezzogiorno di Greenwich.
Cataloghi Astronomici e Internet A partire da Ipparco, la catalogazione degli oggetti celesti ha sempre avuto notevole importanza.
Moti Apparenti dei Pianeti Il moto della Terra e quello degli altri corpi del Sistema solare si combinano in modo tale che un’osservatore terrestre vedrà gli altri oggeti seguire traiettorie apparenti piuttosto complesse e differenti dagli effettivi moti di rivoluzione. Pertanto gli spostamenti celesti, del Sole, dei pianeti e di ogni altro corpo del sistema solare vengono definiti "moti apparenti". Come già accennato descrivendo il moto della Luna, per convenzione, si assume che un pianeta si muove, rispetto alle stelle fisse, da Ovest verso Est di "moto diretto", anche se vi sono dei momenti in cui appare invertire la rotta, per effetto della combinazione fra il proprio moto di rivoluzione e quello della Terra, spostandosi perciò in senso contrario di "moto retrogrado".
I Pianeti – Moti Apparenti e Reali Fasi di Venere Configurazioni Planetrie A causa del proprio moto orbitale, anche i pianeti interni (Mercurio, Venere) mostrano le "fasi" come la Luna. PIANETA Mercurio Venere Marte Giove Saturno Urano Nettuno Plutone Periodo sid. 88 224 686 4346 10738 30571 59791 90582 Periodo Sin. 115 583 780 398 378 369 367 366
Leggi di Keplero 1 - I pianeti si muovono attorno al Sole su un'orbita ellittica; il Sole si trova in uno dei fuochi dell'ellisse (1609) 2 - Il raggio che unisce il Sole al pianeta copre aree uguali in tempi uguali. (1609) 3 - I periodi orbitali elevati al quadrato sono proporzionali ai semiassi maggiori dell'orbita, elevati al cubo. (1619) P 2 = k a 3 http: //astro. unl. edu/naap/pos/animations/kepler. html
Gli Ordini di Grandezza
L'osservazione del nostro universo Circa il 95% delle informazioni che noi riceviamo dagli oggetti celesti vengono ricavate dalla misura della loro radiazione. E = Eo sin(kx-wt) B = Bo sin(kx-wt) k=2 p/l [rad/m] w=2 pn [rad/s] Le onde elettromagnetiche, secondo la teoria di Maxwell, sono fenomeni oscillatori, generalmente di tipo sinusoidale, dovute alla variazione periodica nel tempo del campo elettrico e del campo magnetico.
L'osservazione del nostro universo La caratteristica fondamentale che distingue i vari campi elettromagnetici e ne determina le proprietà è la FREQUENZA, che rappresenta il numero di oscillazioni effettuate dall’onda in un secondo (unità di tempo). La frequenza si misura in Hertz (Hz). Strettamente connessa con la frequenza è la LUNGHEZZA D’ONDA, che è la distanza percorsa dall’onda durante un tempo di oscillazione e corrisponde alla distanza tra due massimi o due minimi dell’onda. Queste due grandezze, oltre ad essere tra loro legate, sono a loro volta connesse con l’ENERGIA trasportata dall’onda: l’energia associata alla radiazione elettromagnetica è infatti direttamente proporzionale alla frequenza dell’onda stessa. Relazione frequenza lunghezza d’onda n = c/l. Energia del fotoni: E = h×n, h = 6. 63 × 10 -34 J·sec
L'osservazione del nostro universo • La direzione di propagazione di un’onda elettromagnetica è parallela al vettore: Vettore di Poynting Energia elettromagnetica che fluisce nell’unità di tempo attraverso qualunque area. Intensità (energia media trasportata dall’onda per unità di area e per unità di tempo)
L'osservazione del nostro universo Lo spettro elettromagnetico Gino Tosti - Dipartimento di Fisica Università di Perugia - gino. tosti@fisica. unipg. it
L'osservazione del nostro universo Le regioni dello spettro elettromagnetico Regione dello spettro Lunghezza d'onda (Angstroms) Lunghezza d'onda (centimetri) Frequenza (Hz) Energia (e. V) Radio > 109 > 10 < 3 x 109 < 10 -5 Microonde 109 - 106 10 - 0. 01 3 x 109 - 3 x 1012 10 -5 - 0. 01 Infrarosso 106 - 7000 0. 01 - 7 x 10 -5 3 x 1012 - 4. 3 x 1014 0. 01 - 2 Visibile 7000 - 4000 7 x 10 -5 - 4 x 10 -5 4. 3 x 1014 - 7. 5 x 1014 2 -3 Ultravioletto 4000 - 10 4 x 10 -5 - 10 -7 7. 5 x 1014 - 3 x 1017 3 - 103 Raggi X 10 - 0. 1 10 -7 - 10 -9 3 x 1017 - 3 x 1019 103 - 105 Raggi Gamma < 0. 1 < 10 -9 > 3 x 1019 > 105 E=4. 135 10 -15 n [e. V]
L'osservazione del nostro universo colore l� (Å) n (*1014 Hz) Energia (*10 -19 J) violetto 4000 4600 7. 5 6. 5 5. 0 4. 3 indaco 4600 4750 6. 5 6. 3 4. 2 blu 4750 4900 6. 3 6. 1 4. 2 4. 1 verde 4900 5650 6. 1 5. 3 4. 1 3. 5 giallo 5650 5750 5. 3 5. 2 3. 5 3. 45 arancione 5750 6000 5. 2 5. 0 3. 45 3. 3 rosso 6000 8000 5. 0 3. 7 3. 3 2. 5
L'osservazione del nostro universo L’osservazione di dei corpi celesti comporta lo studio di tre grandezze fondamentali legate alla radiazione elettromagnetica: • DIREZIONE di arrivo della radiazione. (posizione dell’oggetto nello spazio) • INTENSITA’ del segnale ricevuto. (flusso di energia della radiazione (W/m 2)) • DISTRIBUZIONE SPETTRALE della radiazione.
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