In astronomia, si definiscono equinozi i due istanti nel corso dell'anno in cui il Sole si presenta all'intersezione tra l'eclittica e l'equatore celeste, (il Sole si trova perpendicolare all'equatore e la separazione tra zona illuminata e zona in ombra della Terra passa per i poli).
La parola "equinozio" deriva dal latino"equi -noctis" e significa "notte uguale" al dì. La definizione puramente teorica di lunghezza del dì si riferisce all'intervallo di tempo compreso fra due intersezioni temporalmente consecutive del centro apparente del disco solare con l'orizzonte del luogo geografico. Usando questa definizione, la lunghezza del dì risulterebbe di 12 ore. In realtà, gli effetti di rifrazione atmosferica, il semidiametro e la parallasse solare fanno sì che negli equinozi la lunghezza del dì ecceda quella della notte. Gli equinozi di marzo e settembre sono i due giorni dell'anno nei quali hanno inizio primavera e autunno. Agli equinozi, intesi come giorni di calendario, il Sole sorge quasi esattamente ad est e tramonta quasi esattamente ad ovest; ma non esattamente, in quanto (per definizione) l'equinozio è un preciso istante che quindi può, al massimo, coincidere con uno dei due eventi, ma non prodursi due volte nell'arco di 12 ore. Nell'emisfero settentrionale, l'equinozio di marzo (che cade il 20 o 21 marzo) è l'equinozio di primavera, e l'equinozio di settembre (che cade il 22 o il 23 settembre) è l'equinozio d'autunno; nell'emisfero meridionale, questi termini sono invertiti. Gli equinozi possono essere considerati anche come punti nel cielo. Anche se la luce diurna nasconde le altre stelle, rendendo difficile vedere la posizione del sole rispetto agli altri corpi celesti, il Sole ha una posizione definita relativa alle altre stelle. Mentre la Terra gira attorno al Sole, l'apparente posizione del Sole si sposta di un intero cerchio nel periodo di un anno. Questo cerchio è chiamato eclittica, ed è anche il piano dell'orbita della Terra proiettato sulla sfera celeste. Gli altri pianeti visibili ad occhio nudo (Mercurio, Venere, Marte, Giove e Saturno) sembrano muoversi lungo l'eclittica poiché le loro orbite sono su un piano simile a quello della Terra. L'altro cerchio nel cielo è l'equatore celeste, ovvero la proiezione dell'equatore terrestre sulla sfera celeste. Poiché l'asse di rotazione della Terra è inclinato rispetto al piano dell'orbita, l'equatore celeste è inclinato rispetto all'eclittica. Due volte l'anno, il Sole incrocia il piano dell'equatore terrestre. Questi due punti sono gli equinozi. Il punto dell'equinozio di primavera dell'emisfero settentrionale è anche chiamato punto vernale, punto dell'Ariete o punto gamma (γ). Mentre quello dell'equinozio d'autunno è anche chiamato punto della Bilancia (ω). Tuttavia, a causa della precessione degli equinozi, questi punti non si trovano più nella costellazione da cui prendono il nome. L'istante nel quale il Sole passa attraverso ogni punto di equinozio può essere calcolato accuratamente, così l'equinozio è sempre e solo un particolare istante, piuttosto che un giorno intero. Il percorso del Sole nell'equinozio a 50° di latitudine
Il percorso del Sole nell'equinozio a 90° di latitudine (al Polo) Comportamento del Sole Agli equinozi il Sole sorge precisamente ad est e tramonta precisamente ad ovest, ovunque. Equinozio di marzo • All'equatore il Sole sorge in linea verticale dall'orizzonte est fino allo zenit, e poi tramonta in linea verticale dallo zenit all'orizzonte ovest. Equinozio di settembre • All'equatore il Sole sorge in circolo verticale dall'orizzonte est fino allo zenit, e poi tramonta in circolo verticale dallo zenit all'orizzonte ovest. Nella lista che segue i termini equinozio di marzo e settembre riguardano le celebrazioni legate al mese (e quindi indipendenti dall'emisfero), i termini primavera e autunno riguardano quelle feste che dipendono dalla stagione (e dunque dall'emisfero). |
Il solstizio in astronomia è definito come il momento in cui il Sole raggiunge, nel suo moto apparente lungo l'eclittica, il punto di declinazione massima o minima. Il fenomeno è dovuto alla inclinazione dell'asse di rotazione terrestre rispetto all'eclittica; il valore di declinazione raggiunta coincide con l'angolo di inclinazione terrestre e varia con un periodo di 41000 anni tra 22.1° e 24.5°. Attualmente è di 23°27' e l'angolo è in diminuzione. Dal punto di vista astronomico, il raggiungimento del solstizio causa una serie di fenomeni osservabili tra i quali: Sole allo zenit ai tropici Nella fascia di latitudini comprese tra il tropico del Cancro e il tropico del Capricorno, il Sole raggiunge lo zenit due volte l'anno. In altre parole, in ogni luogo compreso tra i tropici, per due giorni all'anno, il Sole è a perpendicolo al mezzogiorno locale (una meridiana non proietta ombra); all'equatore questo accade durante gli equinozi. Massima o minima altezza sull'orizzonte Ogni giorno, il Sole compie un cammino apparente nel cielo che lo porta alla massima altezza rispetto all'orizzonte in un istante che prende il nome di mezzogiorno locale. Il giorno del solstizio di estate, al mezzogiorno locale, il Sole nei luoghi non compresi tra i tropici raggiunge la massima altezza sull'orizzonte possibile per quella latitudine. Il Sole di mezzanotte Durata del dì e della notte I giorni del solstizio sono quelli in cui si ha il massimo o il minimo di ore di luce. A causa di vari fenomeni valutati tramite l'equazione del tempo, quali l'eccentricità dell'orbita terrestre e altri, il solstizio non è il giorno in cui si ha l'alba o il tramonto più anticipati o ritardati e non coincide con i giorni nei quali la Terra è all'afelio o al perielio. |
Questi video spiegano i principali movimenti del pianeta Terra,
Non e' in scala ma rende l'idea di come ci muoviamo nell' universo.
Rotazione - Rivoluzione
Precesione - Nutazione
La precessione astronomica impiega circa 26000 anni a fare un giro completo.
In astronomia, l'afelio (dal greco αφήλιον, da από, apò = "lontano" e ήλιος, èlios = "sole") è il punto di massima distanza di un corpo del sistema Solare (pianeta, asteroide, cometa, satellite artificiale, ecc.) dal Sole. La Terra raggiunge il proprio afelio il 4 luglio circa. La distanza della terra dal sole in questo punto è di 152,1 milioni di Km (2,5 milioni di Km più della sua distanza media). |
In astronomia, il perielio (dal greco peri = intorno, helios = sole) è il punto di minima distanza di un corpo del Sistema solare (pianeta, asteroide, cometa, satellite artificiale, ecc.) dal Sole. È pertanto un apside. Nel caso della Terra, il perielio dista circa 147 milioni di chilometri dal Sole, 2.5 milioni di chilometri meno della distanza media. La Terra vi transita nel mese di gennaio, mediamente 13 giorni dopo il solstizio d'inverno. Nell'anno 2010 il perielio è stato raggiunto il 3 gennaio (00 UT). |
La precessione degli equinozi
Il moto di precessione dell'asse terrestre ha diverse conseguenze: lo spostamento dei poli celesti, lo spostamento dei punti equinoziali lungo l'eclittica (da cui deriva il nome di precessione degli equinozi), la diversa durata del ciclo delle stagioni (anno tropico) rispetto all'anno siderale. Scoperta della precessione Spiegazione della precessione
Come si vede in figura 3, per ogni punto P della sfera, sul quale il Sole esercita una forza F (più propriamente P è un piccolo volumetto dV che contiene la massa dm = ρdV), è possibile prendere un punto Q, simmetrico rispetto alla congiungente Terra-Sole, posto alla stessa distanza dal Sole e sul quale quindi agisce la stessa forza F. La forza agente su P tende a causare sia una traslazione che una rotazione della Terra, rispettivamente verso il Sole e intorno al centro di massa terrestre; la forza agente su Q tende a causare una uguale traslazione verso il Sole ma una rotazione uguale ed opposta. La conseguenza dell'applicazione simultanea di entrambe le forze è una forza risultante applicata nel centro di massa, che causa soltanto una traslazione, mentre non induce alcuna rotazione. Ragionando alla stessa maniera per tutti i punti che compongono la sfera, prendendoli cioè opportunamente a coppie, si avrà che la risultante delle forze di attrazione esercitate dal Sole sui volumetti di materia che compongono la Terra sarà una forza applicata nel centro di massa, che causa il moto di rivoluzione, senza alcuna rotazione. La forza esercitata dal Sole non altera quindi in alcun modo la rotazione propria della Terra, che continua indisturbata con la stessa velocità ed orientazione dell'asse. La situazione è diversa se si considera la Terra non perfettamente sferica; in questo caso l'ellissoide di rotazione si può schematizzare come composto da una sfera interna più un rigonfiamento equatoriale.
Per quanto riguarda i punti interni alla sfera, valgono le considerazioni svolte precedentemente: essi contribuiscono solo al moto di rivoluzione. Sia P invece un punto del rigonfiamento equatoriale: come si vede nella figura, in questo caso il punto simmetrico rispetto all'asse Terra-Sole non appartiene al rigonfiamento, per cui non si ha la compensazione osservata in precedenza. Consideriamo il punto Q, simmetrico rispetto al centro della Terra, e valutiamo le forze agenti su P e Q. Il punto P è più vicino al sole, e quindi la forza F1 esercitata su di esso sarà maggiore rispetto alla forza F2 agente su Q. Le due forze in questo caso sono equivalenti ad una forza applicata nel centro di massa più una coppia di forze che tende a far ruotare la Terra. Sommando i contributi di tutti i punti del rigonfiamento equatoriale, il risultato complessivo è una forza risultante che contribuisce al moto di rivoluzione più una coppia il cui momento giace sul piano equatoriale. Nelle figure sono riportate le posizioni relative di Terra e Sole nei giorni dei solstizi; come si vede, in entrambi i casi la coppia di forze tende a riportare il piano dell'equatore sul piano dell'orbita, ovvero a ridurre l'inclinazione dell'asse terrestre.
La coppia di forze non è però sempre uguale nel tempo: il suo momento è massimo ai solstizi e nullo agli equinozi, assumendo valori intermedi negli altri periodi. Ma perché l'asse terrestre precede, invece di orientarsi semplicemente nella direzione ortogonale al piano dell'orbita? A questo proposito paragoniamo nuovamente il moto della Terra a quello di una comune trottola: se sulla trottola agisce la forza di gravità, notiamo che tale forza tende a farla cadere ed essa effettivamente cade, a meno che non sia in rapida rotazione. E' la rotazione, dunque, che impedisce alla trottola di cadere ed alla Terra di disporsi con l'equatore parallelo al piano dell'orbita. Precessione e nutazione
Precessione Luni-solare
Conseguenze della precessione cambiamento della Stella Polare
Per esempio nel 3000 a.C. la stella polare era la debole Thuban, nella costellazione del Dragone; con una magnitudine di 3.67 era cinque volte più debole della polare di oggi. Nel 14000 d.C. l'asse terrestre punterà in direzione di Vega, che con la sua magnitudine di 0.03 sarà la stella più brillante ad assumere il ruolo di stella polare, anche se la sua distanza minima dal PCN non sarà inferiore ai 5°. In altre epoche il PCN cadrà in regioni di cielo povere di stelle brillanti, così come accade ai nostri giorni per il Polo Sud celeste, cosicché non ci sarà un'unica stella a servire da riferimento per individuare il Nord. Ma cosa vedrebbe un ipotetico osservatore capace di scrutare il cielo per millenni? La sfera delle stelle fisse, oltre a ruotare intorno ai poli celesti (per effetto della rotazione terrestre), gli apparirebbe compiere una lenta rotazione intorno ai poli dell'eclittica, per tornare dopo 25700 anni nella posizione iniziale. Spostamento dei punti equinoziali
Poiché il punto Gamma è usato ancora oggi come punto di riferimento per la misura delle coordinate degli oggetti celesti, il suo spostamento causa la variazione delle coordinate, sia eclittiche che equatoriali; per questa ragione i cataloghi stellari riportano l'epoca alla quale le coordinate si riferiscono. Attualmente l'epoca standard utilizzata è la J2000.0, che corrisponde all'1 Gennaio 2000. Lo spostamento dei punti equinoziali ha conseguenze anche nel campo dell'astrologia. Ai tempi di Tolomeo il punto Gamma si trovava al principio della costellazione dell'Ariete, al confine fra Toro e Ariete, da cui la denominazione di "primo punto d'Ariete"; risale a quel tempo la divisione della regione di cielo intorno all'eclittica nelle 12 costellazioni zodiacali così come le conosciamo oggi, che il sole attraverserebbe in un mese ciascuna (ignorando del tutto la tredicesima costellazione attraversata dal Sole, ovvero l'Ofiuco). In verità, sebbene ancora oggi si usa dire che i nati dal 21 Marzo al 20 Aprile siano "del segno dell'Ariete", questo non corrisponde più alla posizione del Sole, che transita in quel periodo nella costellazione dei Pesci; soltanto il 19 Aprile il Sole entra effettivamente in Ariete. Lo stesso vale per tutti i segni: il segno "effettivo" attraversato dal Sole è quello che precede il segno riportato negli oroscopi, per cui, ad esempio, il giorno dell'equinozio d'Autunno il Sole non entra nella costellazione della Bilancia ma si trova in quella della Vergine e così via. Anno siderale e anno tropico |
Sistema di coordinate Altazimutali Le coordinate orizzontali, chiamate anche coordinate altazimutali, dipendono dalla posizione relativa dell'osservatore rispetto all'astro e sono riferite all'osservatore, presupposto immobile rispetto alla Terra in movimento; quindi, per ogni astro (in movimento relativo rispetto alla Terra), variano continuamente nel tempo. Si prendono come riferimenti: Le semicirconferenze massime comprendenti i punti di un dato azimut si chiamano verticali. A volte, al posto dell'altezza si usa la distanza zenitale (z), che è la distanza angolare dell'astro dallo zenit dell'osservatore e che varia da 0° a 180°. Pertanto z è l'angolo complementare di h, infatti z + h = 90°. Sistema di coordinate equatoriali orarie Si assume come come piano fondamentale non l'orizzonte ma il piano dell' equatore celeste, che è il paino normale all' asse di rotazione terrestre. Al posto dello ZENIT si individua il POLO CELESTE nei cui pressi è situata la stella Polare (Alfa Ursa Minor). Sistema di coordinate equatoriali celesti Il piano fondamentale di riferimento è sempre l'equatore celeste, ma viene modificato l'origine delle misurazioni. Sistema di coordinate dell' ecclittica Il sistema utilizza come cerchio fondamentale l' eclittica, che giace in un piano inclinato rispetto all'equatore celeste di 23°,5. Si definisce longitudine eclittica (l) la distanza angolare di un astro lungo l'eclittica, dal punto gamma all'intersezione con il meridiano dell'eclittica (circolo massimo passante per il Polo Eclittico e l'astro) Sistema di coordinate galattiche Questo sistema, definito nel 1958, è usato quando occorre definire la posizione di un astro rispetto alla nostra Galassia. Le coordinate galattiche prendono come piano di riferimento quello galattico, che forma un angolo di 62°41' con l'equatore celeste, e come direzione di origine quella del centro galattico e collocato nella costellazione del Sagittario (α=17h 42m 30s, e δ=-28°55'18″). Questo riferimento permette di definire un polo nord ed un polo sud galattico tramite la direzione normale al piano galattico e passante per il Sole. La normale al piano galattico incontra la sfera celeste nei due poli galattici. Il polo Nord galattico all'equinozio 1950 si trovava nella costellazione "Chioma di Berenice" alle coordinate: Si definiscono quindi una longitudine galattica (l) ed una latitudine galattica (b), entrambe misurate in gradi. La latitudine galattica è misurata sui cerchi massimi passanti per i poli e varia da b=-90° (polo sud galattico) a b=+90° (polo nord galattico). La longitudine galattica varia da l = 0° (centro della galassia) a l = 360° ed è crescente nel verso di rotazione della Via Lattea (vista dal polo nord la longitudine cresce in senso antiorario). La sfera celeste |
Coordinate Altazimutali
Coordinate equatoriali
In astronomia l' elongazione di un pianeta è data dall'angolo formato tra il Sole e il pianeta, visto dalla Terra. Dove Te e Tp sono rispettivamente i periodi della Terra e del relativo pianeta, o meglio i loro rispettivi Anni siderali (periodo di rivoluzione attorno al sole). dove sin rappresenta la funzione trigonometrica seno (che naturalmente potrebbe essere tranquillamente sostituita dalla funzione coseno). |