LA MISURA DEL TEMPO · L’ASTRONOMIA E LA MISURA DEL TEMPO CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 25 Apod 08/12/2007 Per misurare la distanza in termini di tempo tra due eventi,

1. Movimento delle stelle

2. Transiti al meridiano

4. Tempo siderale e Tempo Solare

5. Tempo Medio

6. Orari e Fusi

7. Rivoluzione, Precessione e misura dell’anno

LA MISURA DEL TEMPO

CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 – LA MISURA DEL TEMPO 1

CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 2

• Stelle fisse «poco fisse»: il moto proprio

• I movimenti indotti e lo spostamento della sfera celeste

• Movimenti ai poli, all’equatore e alle medie latitudini terrestri

1. MOVIMENTO DELLE STELLE

Abbiamo visto che i «pianeti» sono «stelle erranti» che si differenziano dalle stelle per il loro movimento nella volta celeste.

Sappiamo anche che ci sono «stelle fisse» che fisse non sono sulla sfera celeste e le strisciate visibili in molte foto artistiche ne rendono evidenza.

Le stelle sorgono e tramontano.

Tramontano tutte? No.

Sorgono tutte? No.

ANCHE LE STELLE SI MUOVONO


Apod 20/10/2010

PERCHÉ LE STELLE SI MUOVONO?


Apod 08/12/2007

In prima approssimazione, le stelle si muovono per due classi di motivazioni:

1. MOTO PROPRIO

2. MOTI INDOTTI DAI MOVIMENTI TERRESTRI E DEL SISTEMA SOLARE

1. Rotazione terrestre

2. Rivoluzione terrestre

3. Moto del Sistema Solare nella Galassia

4. Moto galattico

IL «MOTO PROPRIO»: LA STELLA DI BARNARD


Apod 08/12/2007

Le stelle si muovono nello spazio, ma ovviamente sono talmente lontane che il loro movimento è

percepibile in tempi geologicamente lunghissimi,

anche se in realtà si muovono con grandi velocità.

Ce ne accorgiamo in pochi anni, invece, se le

stelle sono molto veloci e molto vicine, perché

in tal caso il loro spostamento nel cielo può

essere scorto anche ad occhio.

E’ il caso della Stella di Barnard, distante

6 anni luce e con un moto proprio che la

porta a notevoli variazioni annue.

Le variazioni sono di 798 mas/yr in A.R.

e di 10337 mas/yr in declinazione.

IL «MOTO PROPRIO»: RHO AQUILAE


Apod 08/12/2007

A volte il movimento stellare porta

addirittura a cambiare

costellazione.

E’ l’esempio di Rho Aquilae, che

nel 1992 passò dall’Aquila al

Delfino sebbene il suo

spostamento sia solo di 0,06

arcosecondi annui.

IL «MOTO PROPRIO»: LE STELLE PIÙ VELOCI


Apod 08/12/2007

Stella Magn. Parallasse Distanza

(anni luce)

Moto proprio

(arc/anno)

Stella di Barnard 9,53 0,547’’ 5,96 10,31

Stella di Kapteyn 8,84 0,255’’ 12,77 8,706

Gliese 451 A 6,42 0,109’’ 29,7 7,053

Lacaille 9352 7,34 0,304’’ 10,74 6,896

Gliese 1 8,55 0,229’’ 14,22 6,097

I MOTI MILLENARI: SISTEMA SOLARE E GALASSIA


Apod 08/12/2007

Il Sistema Solare si muove intorno al

centro galattico alla velocità di 830.000

km/h in un tempo di circa 230 milioni di

anni.

Ovviamente è un movimento troppo lento

per comportare un movimento apparente

del cielo in un periodo geologicamente

rilevante.

LA ROTAZIONE TERRESTRE


Apod 08/12/2007

La Terra ruota intorno al proprio asse in

un movimento chiamato ROTAZIONE.

Impiega circa 24 ore per compiere un

intero giro su sé stessa, come vedremo a

breve e, ruotando da ovest verso est, fa

sì che a noi dell’emisfero boreale il cielo

appaia ruotare in senso antiorario da est

verso ovest.

EFFETTI DELLA ROTAZIONE TERRESTRE


Apod 08/12/2007

La conseguenza della rotazione

terrestre è che il cielo SEMBRA

ruotare intorno alla Terra in

maniera diversa in base alla

latitudine del nostro luogo di

osservazione.



Apod 08/12/2007

DAL POLO NORD:

Il cielo ruota in senso antiorario

intorno alla stella Polare, che

indica il PNC.

Nessuna stella sorge o

tramonta, sono visibili ogni

notte sempre le stesse stelle.



Apod 08/12/2007

DAL POLO SUD:

Il cielo ruota in senso orario

intorno alla stella Sigma

Octantis, che indica il PSC.

Nessuna stella sorge o

tramonta, sono visibili ogni

notte sempre le stesse stelle.

COME SI MUOVONO LE STELLE AI POLI


Apod 08/12/2007

Al Polo Nord lo zenit coincide con il PNC e tutte le stelle disegnano cerchi paralleli all’equatore, che coincide con l’orizzonte. Stessa cosa al Polo Sud con il PSC. Le stelle hanno sempre la stessa altezza, non sorgono mai e non tramontano mai. Tutte le stelle sono CIRCUMPOLARI



Apod 08/12/2007

DA MEDIE LATITUDINI: Da latitudini intermedie le stelle percorrono nel cielo dei cerchi inclinati rispetto allo zenit. Alcuni cerchi saranno completamente sopra l’orizzonte, altri invece lo intersecheranno ed altri saranno totalmente sotto l’orizzonte. Alcune stelle non sorgeranno mai, altre non tramonteranno mai.

COME SI MUOVONO LE STELLE A MEDIE LATITUDINI


Apod 08/12/2007

A medie latitudini, ci saranno alcuni cerchi prossimi al PCN talmente piccoli da stare completamente sopra l’orizzonte, risultando CIRCUMPOLARI. Altri cerchi avranno una parte sopra l’orizzonte ed una sotto, quindi gli astri che li disegnano sorgono e tramontano. Altri cerchi sono invece completamente sotto l’orizzonte, e le stelle non saranno mai visibili.



Apod 08/12/2007

DALL’EQUATORE:

Gli astri sorgono da nord a est a

sud e tramontano da nord a ovest

a sud. Tutti gli astri disegnano dei

cerchi paralleli tra loro: i cerchi

delle stelle che sorgono a nord e

sud saranno più piccoli, quindi le

stelle saranno sopra l’orizzonte

meno tempo e raggiungeranno

altezze minori.

COME SI MUOVONO LE STELLE ALL’EQUATORE


Apod 08/12/2007

All’equatore, lo zenit corrisponde

con l’Equatore Celeste mentre

l’orizzonte coincide con l’asse del

mondo. I cerchi saranno quindi

perpendicolari all’orizzonte e le

stelle disegneranno quindi cerchi

perpendicolari all’orizzonte.

Non esistono stelle circumpolari:

tutte sorgono e tutte tramontano,

ma tutte sono visibili.

CONCENTRIAMOCI SULLA NOSTRA LATITUDINE


Apod 08/12/2007

I cerchi totalmente al di sopra dell’orizzonte sono relativi alle stelle CIRCUMPOLARI. I cerchi che si dividono tra sopra l’orizzonte e sotto, danno vita ad una zona visibile chiamata ARCO DIURNO. Queste stelle sorgono e tramontano. Il meridiano del luogo di osservazione viene allora diviso in MERIDIANO SUPERIORE e MERIDIANO INFERIORE.

CONDIZIONI PER LA CIRCUMPOLARITA’


Apod 08/12/2007

Il cerchio deve avere un raggio inferiore all’altezza della Polare per non terminare sotto l’orizzonte. Visto che la Polare si trova ad una altezza pari alla Latitudine del luogo, e che la distanza di una stella dal PNC è data dalla declinazione, ne segue che la declinazione della stella deve essere superiore a 90° (declinazione del PNC) meno la latitudine λ del luogo.

CONDIZIONI PER LA CIRCUMPOLARITA’


Apod 08/12/2007

Esempio: Vega ha declinazione 38°36’, quindi per vedere Vega circumpolare occorre spostarsi

ad una latitudine minima di 90° – 38°36’ = 51° 24’

CONDIZIONE PER LA «NON LEVATA» DELLE STELLE


Apod 08/12/2007

Oltre certe declinazioni, le

stelle non sorgeranno

mai. Da una latitudine di

40°, ad esempio,

l’Equatore celeste si trova

a 50° in direzione Sud. Le

stelle poste a

declinazione minore di

50° Sud non saranno mai

visibili.

E’ VERO? I CASI LIMITE


Apod 08/12/2007

Ai Poli, abbiamo detto, nessuna stella sorge o tramonta ma sono tutte parallele all’orizzonte. L’orizzonte coincide con l’equatore celeste. Per la visibilità circumpolare, la declinazione deve essere maggiore di 90° - λ, e λ vale 90. Quindi sono circumpolari tutte le stelle la cui declinazione è superiore a 0°, tutte le stelle dell’emisfero boreale! Sono invisibili tutte le stelle la cui declinazione è minore di 90° - 90° = 0°, quindi tutte le stelle dell’emisfero australe.

All’equatore, sono circumpolari tutte le stelle che hanno declinazione superiore a 90° - 0°, e

declinazione superiore a 90° non esiste. Nessuna stella è circumpolare!

Sono invisibili tutte le stelle con declinazione minore di -90°, il che è impossibile. Non esistono stelle

invisibili.

A CHE ALTEZZA TRANSITANO GLI ASTRI?


Apod 08/12/2007

Il momento migliore alle medie latitudini per

osservare un corpo celeste si ha nel

momento della massima altezza, che si

verifica al transito in meridiano Sud (a parte

gli astri circumpolari).

A che altezza transita un astro? Dal momento

che l’Equatore Celeste al meridiano ha una

altezza pari a 90° - λ, l’altezza di un astro è

data da:

Con la declinazione sommata algebricamente (con il segno)


• Moto diurno

• Tempo siderale e tempo solare

• Equazione del tempo e analemma

• Fusi orari

• Rivoluzione terrestre e precessione

• L’anno

2. LA MISURAZIONE DEL TEMPO

L’ASTRONOMIA E LA MISURA DEL TEMPO


Apod 08/12/2007

Per misurare la distanza in termini di tempo tra due eventi, è necessario avere un flusso costante e regolare al quale rapportare gli eventi stessi per capire quale si è verificato prima e, soprattutto, di quanto. Siamo soliti ragionare con il nostro orologio e il nostro calendario, ma da dove derivano questi due modi di misurare il tempo? Il cielo, come sempre, fornisce le risposte grazie ai moti di ROTAZIONE e RIVOLUZIONE.

ROTAZIONE E MOTO DIURNO


Apod 08/12/2007

Il MOTO DIURNO è il movimento della sfera

celeste osservata da Terra nell'arco delle 24

ore.

La Terra ruota, vedendola dal Polo Nord, da

ovest verso est, e per questo il cielo sembra

ruotare da est verso ovest.

MOTO DIURNO: LA SCELTA DEL RIFERIMENTO


Apod 08/12/2007

Come sempre occorre scegliere una origine per capire quando è stato compiuto un giro

completo intorno al proprio asse, e le soluzioni sono due:

SOLE:

TEMPO SOLARE

STELLE FISSE:

TEMPO SIDERALE

TEMPO SIDERALE


Apod 08/12/2007

Il tempo siderale si misura dal passaggio del PUNTO GAMMA al meridiano locale. In quel momento, l’orologio siderale segna le «nostre» 00:00:00 ed inizia un nuovo giorno siderale. Quando il punto gamma torna in meridiano, termina un giorno siderale e ne inizia un altro.

L’ANGOLO ORARIO è la distanza

angolare tra il meridiano locale e il

meridiano dell’Ascensione Retta del

punto celeste.

Quindi ci dice da quanto tempo

l’astro è passato sul meridiano

locale.

TEMPO SIDERALE


Apod 08/12/2007

Il GIORNO SIDERALE dura 24 ore, durante le quali la Terra percorre un giro di 360°

Ne deriva che 1 ora = 15° di rotazione.

Dal momento che c’è corrispondenza tra ANGOLO ORARIO e ASCENSIONE RETTA, ne deriva che dopo un’ora dal passaggio in meridiano locale del Punto Gamma, passeranno le stelle con Ascensione Retta pari a 1 ora, corrispondenti ad una distanza angolare di 15° dal meridiano locale. Visto che la distanza tra Punto Gamma e Meridiano Locale è l’Angolo Orario del punto gamma, questa distanza è pari proprio al Tempo Siderale del momento.

Angoli Tempo

360° 24 h

15° 1 h

5° 20 m

1° 4 m

15’ 1 m

1’ 4 s

TEMPO SIDERALE


Apod 08/12/2007

Ogni ora di Ascensione Retta corrisponde a 15° di rotazione terrestre.

COSA SIGNIFICA TEMPO SIDERALE = X?


Apod 08/12/2007

Significa che:

1. Il Punto Gamma è passato in meridiano locale da X ore;

2. In questo momento in meridiano locale stanno passando le

stelle con Ascensione Retta X.

quindi:

1. L’Ascensione Retta è una coordinata, ma anche un tempo

2. La differenza tra A.R. di due oggetti ci dicono con quanto tempo di

distacco passano in meridiano

3. L’Ascensione Retta della stella in meridiano ci dice il Tempo Siderale

TEMPO SOLARE


Apod 08/12/2007

Basarsi sul Sole comporta qualche problema perché:

1. La Terra in 24 ore compie una piccola parte del suo giro intorno al Sole;

2. La Terra si muove a velocità non costante intorno al Sole a causa delle Leggi

di Keplero

Il percorso del Sole

durante l’anno è molto

incostante!

TEMPO SOLARE LOCALE


Apod 08/12/2007

Il TEMPO SOLARE LOCALE è il tempo che intercorre tra due passaggi in meridiano locale del Sole, e non è quasi mai di 24 ore! Serve un artificio: una stella che abbia le caratteristiche medie del Sole in termini perlomeno di velocità nel percorrere l’orbita!

IL SOLE MEDIO


Apod 08/12/2007

Il SOLE MEDIO è una stella che non

esiste e che ha i parametri medi del

nostro Sole.

Si muove a velocità costante lungo

l’eclittica;

Torna al suo posto dopo 24 ore

precise.

RELAZIONE TRA SOLE MEDIO E TEMPO SIDERALE


Apod 08/12/2007

Partendo da una situazione in cui Sole e una stella lontana siano entrambi in meridiano, quando la stella torna a sud sono passate le 24 ore del Tempo Siderale, ma sono passate soltanto 23h 56m 04s di Tempo Solare Medio, visto che il Sole non si trova ancora a Sud. PERCHE’? Perché nel frattempo la Terra si è spostata di 1/365 circa della sua orbita, corrispondente quasi ad 1 grado, cioè 4 minuti. Servono altri 4 minuti per riportare il Sole in meridiano, mentre la stella lo avrà già lasciato. Tra Tempo Medio Solare e Tempo Siderale, quindi, ci sono 4 minuti di differenza!

IMPLICAZIONI DELLE DIFFERENZE SOLARE-SIDERALE


Apod 08/12/2007

1. Le stelle sorgono ogni giorno 4 minuti prima sul nostro orologio, che segue il Tempo Solare Medio. Se spostiamo il disegno all’alba, infatti, notiamo una stella che precede sempre di più il Sole, sorgendo quindi ogni giorno 4 minuti prima della nostra stella.



Apod 08/12/2007

2. In un mese, le stelle anticipano il proprio sorgere di ben 2 ore

4 minuti * 30 giorni = 120 minuti di anticipo al mese = 2 ore



Apod 08/12/2007

2. In sei mesi, le stelle sorgono 12 ore prima

Questo spiega il motivo per il quale le costellazioni che vediamo di notte ad aprile non sono le stesse che vediamo di notte a ottobre: la Terra si è spostata di molto lungo la sua orbita, e quando dà le spalle al Sole vede oramai un altro universo rispetto a quello di sei mesi prima



Apod 08/12/2007

3. In un anno le stelle «girano» una volta in più del Sole

In un Anno Solare ci sono 24*60 * 365 minuti = 525.600 minuti

In un Giorno Siderale ci sono 23*60 + 54 minuti = 1.434 minuti

Un Anno Siderale si compone di (525.600 / 1.434) = 366 giorni

In pratica, nel tempo in cui il Sole fa 365 giri (apparenti), le stelle ne compiono 366.

EQUAZIONE DEL TEMPO


Apod 08/12/2007

Il Sole Vero non si muove sull’equatore ma sull’eclittica, e non ha velocità costante bensì accelera e decelera in base alla Gravitazione Universale, secondo la seconda Legge di Keplero. Il Sole Medio trascura l’obliquità dell’orbita terrestre e la sua ellitticità. Le differenze sono mostrate da una equazione che mostra le differenze tra i due «Soli»: il Sole Vero a volte anticipa ed a volte ritarda rispetto a quello medio.

EQUAZIONE DEL TEMPO


Apod 08/12/2007

ANALEMMA DEL TEMPO


Apod 08/12/2007

Su un piano cartesiano, mettiamo sulle

ordinate la declinazione del Sole in un anno,

che varia da +23,5° a -23,5° (dal Tropico del

Cancro al Tropico del Capricorno) e sulle

ascisse il valore dell’equazione del tempo

ottenuto dalla formula precedente.

Otteniamo una forma a «otto» chiamata

ANALEMMA.

ANALEMMA DEL TEMPO


Apod 08/12/2007

A parte i grafici, un modo più artistico

ce lo offre il cielo, se fotografiamo il

Sole ogni dieci giorni sempre dallo

stesso posto.

FUSI ORARI


Apod 08/12/2007

Finora abbiamo parlato di TEMPO SIDERALE LOCALE e di TEMPO SOLARE

LOCALE.

Ma non è possibile che ciascun meridiano abbia la propria ora, sarebbero infiniti orari.

TIME ZONE (FUSI) 24 Fasce da 15° ognuna. Stesso orario all’interno di una stessa Time Zone. Partendo da Greenwich che esprime il Tempo Universale (TU), si aumenta di +1 verso EST e si decrementa di -1 verso Ovest per ciascuna zona.

IL MEZZOGIORNO VERO


Apod 08/12/2007

Tutto il territorio di una fascia ha lo stesso TEMPO CIVILE, ma non lo stesso tempo

solare. Ciascuna fascia possiede un MERIDIANO CENTRALE. Nella nostra fascia

(T.U.+1) il Meridiano Centrale passa per l’Etna.

IL MEZZOGIORNO VERO

Per trovare il vero mezzogiorno (Sole che transita al meridiano), senza approssimarlo

con quello del fuso di zona, occorre tener presente la distanza dal Meridiano Centrale

del fuso e l’equazione del tempo.

IL MEZZOGIORNO VERO


Apod 08/12/2007

ESEMPIO Esempio: Roma (Lat. 42° 52’ 48’’ Long. 12° 30’ 00’’ E) il giorno 15/11/2012. Il Meridiano Centrale si trova a 15° di longitudine, con differenza pari a 15° – 12°30’ = 2° 30’. Un grado vale 4’, quindi la differenza è di 10’ e in prima approssimazione abbiamo il mezzogiorno vero alle ore 12:10 locali. Da un almanacco ricaviamo l’equazione del tempo per il giorno, pari a +15’33’’ e otteniamo: TEMPO SOLARE MEDIO = 12:10:00 – 00:15:33 = 11:54:27 dal momento che EQ. TEMPO = Tempo Solare Vero – Tempo Solare Medio e quindi Tempo Solare Medio = Tempo Solare Vero – Equazione del tempo

LA RIVOLUZIONE TERRESTRE


Apod 08/12/2007

La Terra orbita intorno al Sole disegnando un cerchio quasi perfetto, con una

eccentricità pari a 0.0167. Il perielio si trova a 147M di chilometri, mentre l’afelio a

152M.

Percorre un giro completo (360°) in 365 giorni e 6 ore circa, quindi il Sole si sposta

nel nostro cielo di circa 1° al giorno.

LA RIVOLUZIONE TERRESTRE E L’INCLINAZIONE


Apod 08/12/2007

Sappiamo che l’asse terrestre ha una inclinazione rispetto al piano orbitale (eclittica)

pari a 23°27’ e questo, unitamente all’eccentricità dell’orbita terrestre, è in grado di

portare a fenomeni quali:

1. Solstizi, Equinozi e alternanza delle stagioni;

2. Diversa durata delle stagioni;

3. Declinazione del Sole compresa tra +23°27’ e -23°27’

In base alla declinazione, il Sole apparirà più o meno alto proprio come tutti gli altri

corpi celesti, regalandoci molte sorprese.

SOLSTIZI, EQUINOZI E STAGIONI


Apod 08/12/2007

Se il Sole passa da un minimo di

declinazione pari a -23°27’ fino

ad un massimo di +23°27’, ci

sarà per forza un momento in cui

ha la massima declinazione

negativa, un momento in cui ha

la massima declinazione positiva

ed un momento in cui passa per

la declinazione zero.

A questi momenti corrispondono

differenti configurazioni

particolari e da questi momenti

partono le diverse stagioni

terrestri.

QUANTO E’ ALTO IL SOLE SULL’ORIZZONTE?


Apod 08/12/2007

Il Sole è un astro come un altro, quindi la sua altezza al transito in meridiano deriva

sempre dalla stessa formula:

dove (90° - Latitudine) esprime l’altezza dell’Equatore Celeste. Se ci troviamo a

Roma, a 42° di latitudine, e il Sole si trova nel punto più alto della sua parabola e

quindi a 23°27’ di declinazione, ha una altezza di (90° – 42°) + 23°27’ = 71°27’. In

inverno invece, nel giorno in cui il Sole ha la minima declinazione, l’altezza raggiunta

sull’orizzonte romano sarà (90° – 42°) – 23°27’, quindi 24° 33’.

Questo ci sarà molto utile a breve…

EQUINOZIO DI PRIMAVERA – 21 MARZO


Apod 08/12/2007

Il Sole si trova al Punto Gamma, quindi ha Declinazione pari a 0 e

longitudine eclittica pari a 0°.

Le ore di luce e le ore di buio sono uguali su tutta la Terra.

Ha inizio la Primavera Boreale (Autunno Australe).

Il Sole sorge precisamente a Est e tramonta precisamente a

Ovest.

Per i prossimi sei mesi il Sole avrà sempre declinazione positiva.

SOLSTIZIO DI ESTATE– 21 GIUGNO


Apod 08/12/2007

Il Sole si trova alla massima declinazione nord, quindi ha

Declinazione pari a 23°27’ e longitudine eclittica pari a 90°.

Compiendo un arco più ampio nel cielo, il Sole resta sopra

l’orizzonte boreale a lungo e per il nostro emisfero si ha il

giorno più lungo in termini di ore di luce.

Ha inizio l’Estate Boreale (Inverno Australe).

EQUINOZIO DI AUTUNNO – 23 SETTEMBRE


Apod 08/12/2007

Il Sole si trova a declinazione 0 e longitudine eclittica pari a

180°, passa al Punto Omega.

Il giorno e la notte hanno la stessa durata in tutto il globo.

Ha inizio l’Autunno Boreale (Primavera Australe).

Per i prossimi sei mesi il Sole avrà sempre declinazione

negativa.

SOLSTIZIO DI INVERNO – 22 DICEMBRE


Apod 08/12/2007

Il Sole si trova a declinazione -23°27’ e longitudine eclittica pari

a 270°.

Nell’emisfero boreale si verifica il giorno più corto, mentre in

quello australe il giorno più lungo in termini di ore di luce.

Ha inizio l’Inverno Boreale (Estate Australe).

IL SOLE DI MEZZANOTTE


Apod 08/12/2007

Abbiamo detto che il Sole si trova sei mesi circa a declinazioni positive e sei mesi circa a declinazioni negative. Sappiamo che l’orizzonte dei Poli coincide con l’equatore celeste, quindi: Per sei mesi il Sole sarà sempre sopra l’orizzonte, circumpolare; Per sei mesi il Sole sarà sempre sotto l’orizzonte. Il Circolo Polare Artico ha latitudine 66°33’ quindi il Sole, a questa latitudine, sarà circumpolare soltanto il giorno del solstizio d’estate quando il Sole ha declinazione 23°27’ visto che:

solo il giorno del solstizio d’estate.

IL SOLE DI MEZZANOTTE


Apod 08/12/2007

LA DURATA DELLE STAGIONI


Apod 08/12/2007

Se l’orbita terrestre fosse circolare ogni stagione durerebbe 4 mesi, ma in realtà è ellittica

(Legge 1 di Keplero) e la velocità di rivoluzione aumenta al perielio e diminuisce all’afelio

(Legge 2 di Keplero e Gravitazione Universale).

La Terra è al perielio a Gennaio, quindi è più veloce a gennaio e più lenta sei mesi dopo,

in afelio.

.

LE COSTELLAZIONI ZODIACALI E I SEGNI ZODIACALI


Apod 08/12/2007

L'eclittica si divide convenzionalmente in 12 segni di 30° ciascuno, dei quali il primo segno (Ariete) parte dall'equinozio di primavera (Punto Gamma). Si tratta di una suddivisione aleatoria, da non confondere con le costellazioni zodiacali, che sono 13 e sono quelle attraversate dall’eclittica. NON C’E’ ALCUNA ATTINENZA CON L’ASTROLOGIA!!!

LA MISURA DELL’ANNO


Apod 08/12/2007

La Terra percorre la propria orbita di 360° intorno al baricentro con il Sole in circa 365 giorni ma anche stavolta, come per il giorno, le cose cambiano in base al riferimento. ANNO SIDERALE: Periodo intercorrente tra due passaggi del Sole tra le stesse stelle; Dura 365 giorni, 6 ore, 9 minuti, 9 secondi ANNO TROPICO: Periodo intercorrente tra due passaggi del Sole al Punto Gamma; Dura 365 giorni, 5 ore, 48 minuti. 45 secondi ANNO ANOMALISTICO: Periodo intercorrente tra due passaggi della Terra al perielio; Dura 365 giorni, 6 ore, 13 minuti, 53 secondi ANNO DRACONICO: Periodo intercorrente tra due passaggi del Sole al nodo ascendente lunare Dura 346 giorni, 37 minuti, 12 secondi

DIFFERENZA TRA ANNO SIDERALE E ANNO TROPICO


Apod 08/12/2007

Essendo stelle fisse e Punto Gamma appartenenti alla stessa sfera celeste, il tempo

segnato da anno siderale e anno tropico dovrebbe essere uguale e invece differisce di

0,01417 giorni.

La causa è la PRECESSIONE DEGLI EQUINOZI, rilevata per la prima volta fin dai

tempi di Ipparco.

Il Punto Gamma anticipa le stelle fisse, ogni anno, di 50,26’’.

LA PRECESSIONE DEGLI EQUINOZI


Apod 08/12/2007

Moto millenario della Terra dovuto al fatto che la Terra ruota su sé stessa come una trottola, descrivendo un doppio cono in un tempo di 25.800 anni. La conseguenza dello spostamento si avverte ovviamente sull'intersezione tra equatore celeste, che cambia inclinazione, ed eclittica e quindi sulla data degli equinozi, i punti gamma e omega. La precessione si distingue in una parte lunisolare ed in una parte planetaria dal momento che è dovuta a diversi fattori quali l'influenza gravitazionale di Luna e Sole da una parte e anche dei pianeti dall'altra, che agiscono sul rigonfiamento equatoriale terrestre. I due moti producono un effetto totale di 50,256'', corrispondenti a 20 minuti e 23 secondi che comportano uno spostamento di 1° ogni 72 anni.

LA PRECESSIONE DEGLI EQUINOZI E PNC


Apod 08/12/2007

Puntando l’asse del mondo come una trottola, la

prima conseguenza è che varia la stella che

indica il Polo Nord Celeste.

Attualmente è la Polare, ma in passato (e in

futuro) ci sono state altre stelle come, ad

esempio, Vega e Thuban.

Lo spostamento del punto gamma rende anche

necessario un aggiornamento periodico delle

effemeridi, riviste l’ultima volta nel 2000 e per

questo indicate con la sigla J2000.

L’ANNO ANOMALISTICO E LA LINEA DEGLI APSIDI


Apod 08/12/2007

La Linea degli Apsidi lega il perielio e l’afelio.

Il tempo anomalistico si conta tra due passaggi

terrestri al perielio ed i 4 minuti che lo

differenziano dall’Anno Siderale sono legati al

senso rotatorio che la Linea degli Apsidi compie.

Spostandosi nello stesso verso della Terra,

quando la Terra compie un giro ci vogliono altri 4

minuti per «riprendere» il perielio che nel

frattempo si è spostato.

L’ANNO BISESTILE


Apod 08/12/2007 L’anno Tropico dura 365 giorni, 5 ore, 48 minuti e 45 secondi, il che significa che dopo 4 anni «avanzano» circa 24 ore. Sosigene in Egitto e Giulio Cesare a Roma si fecero portatori di questo problema: in Egitto venne così deciso di instaurare l’Anno Bisestile mentre il calendario Giuliano «copiò» stabilendo la presenza di un anno di 366 giorni ogni 3 anni. I mesi furono divisi in 31 e 30 giorni alternati perfettamente ad eccezione di Febbraio che aveva 29 giorni. Fattori «politici» indussero poi a variazioni da agosto in poi, «sottraendo» un giorno a febbraio. Nonostante questo, nel 1582 c’erano ben 10 giorni di differenza tra «equinozio» e posizione reale del Sole, quindi si stabilì di passare direttamente dal 4 ottobre al 15 ottobre

L’ANNO BISESTILE


Apod 08/12/2007

Nello stesso anno fu proclamato che non fossero bisestili gli anni secolari a meno che

non fossero divisibili per 400.

Ogni 400 anni, quindi, ci sarebbero stati 97 anni bisestili anziché 100, approssimando

meglio la lunghezza dell'anno tropico.

Un giorno di differenza attualmente si crea soltanto ogni 3330 anni.

GIORNO GIULIANO


Apod 08/12/2007

Storicamente si passa dall'anno 1 a.C. all'anno 1 d.C., il che crea scompensi dal punto di

vista astronomico dal momento che manca lo zero e quindi manca la continuità nei dati.

In astronomia si usa il Giorno Giuliano, un progressivo che parte da mezzogiorno del 1

gennaio 4713 a.C., con tanto di decimali ad indicare la frazione di giorno.

La sigla JD indica quindi il Giorno Giuliano e viene usata in tutte le effemeridi.


L’universo a diverse frequenze:

Osservare il cielo dalle onde radio ai raggi gamma. Le missioni spaziali a varie frequenze.

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LA MISURA DEL TEMPO · L’ASTRONOMIA E LA MISURA DEL TEMPO CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 3 25 Apod 08/12/2007 Per misurare la distanza in termini di tempo tra due eventi,