Astronomia Capitolo 1

1- altazimutali
2- eclittiche
3- equatoriale
4- orarie
5- galattiche

altezza e azimut

23° 26' 31''.719

1- direzione fondamentale
2- punto zero
3-verso angoli

è un sistema riferito all'osservatore con piano passante per l'origine e normale verticale.
zenit, nadir, sud e nord
altezza h 0-90°
azimut A 0-360° da Sud

Con la latitudine astronomica

57° 17' 44''
3437'.75
206265''

p / 206265''

15° 15' 15''

il piano di riferimento è l'equatore terrestre, il mezzocielo (interseca con il semicircolo dei poli e zenit)
declinazione in 0- +_90°
Angolo orario: HA in 1h ....
indipendente dall'osservatore
l'angolo orario cambia in base al ruotare della Terra

piano equatore celeste, ma il punto zero è dato dal punto gamma individuato dall'intersezione dell'eclittica con l'equatore.
declinazione 0- +-90°
ascensione retta h,min, sec (dal gamma a mezzocielo, senso antiorario)
Il punto gamma non è fisso

ascensione + HA = Tempo siderale

l'angolo orario dal punto gamma nell'istante considerato

diretto

retrogrado

Beta= latitudine eclitticale
lambda = longitudine eclitticale (da gamma in senso diretto)
in gradi
direzione fondamentale è la normale al piano dell'eclittica, ossia la normale del piano di rivoluzione delle Terra attorno al Sole.

Punto fisso
asc.retta: 17h 42m
decl: -28° 55'
equatore galattico
asse di rotazione galassia
poli della galassia

l'intervallo di tempo che trascorre tra due passaggi successivi del punto gamma al meridiano

quando il punto gamma transita in meridiano superiore

circa 1°

3m 56s

- il Sole non si muove di moto uniforme sull'eclittica
- il Sole si muove sull'eclittica che è inclinata rispetto all'equatore

Sole con velocità costante sull'eclittica

Sole con velocità uniforme sull'equatore

Sole medio

l'intervallo tra due successive culminazioni del Sole medio

è l'angolo orario del Sole medio

Hv - Hm= (ts -ascensione retta vero) - (ts - ascensione retta medio) = asc.retta medio - asc.retta vero

Rappresenta la quantità che occorre aggiungere al tempo solare medio per ottener quello vero.
Varia in negativo di 14m e in positivo di 16m, si annulla quattro volta quando il Sole transita in meridiano quando l'ora media locale è 12.

in 24 fusi di 1h=15°

rappresenta il tempo universale

L'intervallo di tempo impiegato dal Sole fittizio per percorrere un arco di 360°

Vale: 365.25636 giorni solari medi

intervallo di tempo impiegato del Sole fittizio per passare due volte di seguito all'equinozio di primavera.

Vale: 345.24220 giorni solari medi
Origine nell'istante in cui la logitudine media del Sole è 280° (anno besseliano) circa 1° gennaio

arrotonda l'anno tropico a 365.25 giorni solari medi

3 anni 365
1 anno 366
successivamente numeri divisibili per 4

365.2425 giorni solari medi

bisestili anni divisibili per 4
tranni gli anni secolari non divisibili per 400

dal 4 ottobre al 15 ottobre del 1582

l'intervallo di tempo tra due passaggi consecutivi del Sole al perigeo
Vale 365.25964

L'intervallo di tempo tra due passaggi del Sole per il nodo ascendente dell'orbita lunare.

Vale: 346.6201

periodi di rivoluzione di un corpo senza massa (no perturbazioni dai pianeti) che rivolva attorno al Sole in orbita circolare di raggio 1 UA

365.25690

nave prima vela e poi lo scafo
l'ombra della Terra proiettata dal Sole sul disco lunare

il meridiano celeste in quel luogo

Senso diretto (antiorario)

moltiplichiamo per 15

6371.23 km

(7310km secondo Eratostene)

attraverso una relazione del tipo
X : 2piR = A : 360° con A arco di meridiano in gradi
2piR è la circonferenza

geoide

(Re - Rp) /Rp = 1/297

con asse equatoriale 6378137.0m
con asse polare 6356752.3m

111.1 km

Consideriamo l'accelerazione g calcolabile con un pendolo semplice
g= (G*M)/ R^2
G= 6.670x10^(-8)

Invertendo otteniamo la massa M= 5.976x10^27 g

5.976x10^27 g

attorno all'asse polare, determina l'apparente moto d'insieme della sfera celeste

-Pendolo di Foucault (c'è un cambio di piano di oscillazione ma questo non può accadere a meno che non ci sia una rotazione)
-proiettili ( la traiettoria da S-N deviata verso E)
-caduta dei gravi ( è deviato a est per effetto del trascinamento essendo la velocità più alta alla sommità della base della Torre)
-alisei e controalisei (venti)
-esperimento di Compton

----

è l'effetto che si avrebbe su una Terra rigida da una coppia luni-solare costante. L'effetto sarebbe una rotazione rigorsamente periodica del polo celeste attorno a quello eclitticale con velocità angolare e obliquità costante.
Con le longitudini che crescono diΨ= +50''.37 (per anno tropico)

da 1/3 dal Sole
da 2/3 dalla Luna

e dipende da elementi orbitali, dall'obliquità dell'eclittica, dai momenti di inerzia della Terra

dJ /sin (epsilon)

dovuta dallo spostamento del punto gamma sull'eclittica in senso retrogrado (senso orario)
Variano la longitudine eclitticale e l'ascensione retta

è dovuta a un moto conico dell'asse di rotazione della Terra attorno ala normale al piano dell'eclittica (moto provocato dall'attrazione lunisolare sul rigonfiamento equatoriale)

25 788 anni in senso retrogrado

alfa Umi (stella polare)

Vega

La stella sigma-Octanctis
(magnitudine 5.5)

L'asse equatoriale deve essere più lungo di quello polare .....

I pianeti influenzano la posizione del piano dell'eclittica rispetto alle stelle

tremolio, oscillazione periodica dell'asse di rotazione terrestre
18.6 anni
(periodo di retrogradazione dei nodi dell'orbita lunare sull'eclittica)

sposamento apparente delle stelle sulla sfera celeste, a causa dello movimento dell'osservatore sulla Terra
Infatti il tempo che impiega la luce per arrivare sulla terra, la stella in questione si sarà già spostata, per cui la posizione non è quella effettiva della Stella

dipende solo dalla posizione della stella
formula

dipende dalla posizione della stella dalla distanza dal baricentro
formula

-aberrazione luce
-parallasse
-Gravitazione universale (Newton) e leggi di Keplero

20 km/h

angolo dovuto allo spostamento dell'osservatore sulla terra rispetto ad una stella (corpo celeste)

l'angolo p'' sotto cui da P è visto perpedicolarmente il raggio equatoriale terrestre

54' e 61' con media pi: 57'2''.44 (54'-61')

alla parallasse orizzontale equatoriale diurna

distanza da cui 1 UA sottende perpendicolarmente un angolo1"

1pc = 206264.8 UA= 3x 10^13 km

d(pc) = 1/ parallasse"

distanza percorsa dalla luce in un anno
1/3.26 pc

-Terra ha un'orbita leggermente ellittica
- osservatore baricentrico e non eliocentrico
-deflessione relativistica cambia nel corso dell'anno , introducendo una incertezzadell'ordine 0".001

è l'angolo p'' sotto cui dalla stella è visto perpendicolarmente il raggio medio dell'orbita terrestre, ossia l'Unità Astronomica (149.6x10^6)
[Sono minori di 1°]

- determinare la posizione degl astri in cielo
-studiare il moto apparente sopra la sfera celeste
-stabilire i convenienti coordinate sferiche

1852 m corrisponde all'arco sulla sfera a un angolo al centro di 1'

civile
nautico
astronomico

11.891239E

45.411073N

circolo massimo passante per PNC e per lo Zenit

è il semicircolo massimo che comprende lo Zenit ed il PNC

stella che non sorge nè tramonta mai

è la rappresentazione piana dell'equazione del tempo

1 gennaio 2000 alle ore 12 UT
J2000= JD 2451545.0

1858 novembre 17
il JD=240000.5
MJD= JD -240000.5

= anno tropico - 0s.148*T'
T' secoli tropici dal 1900.0

Sole sull'eclittica
in base alla sue longitudine
0 primavera
estate 90°
180° autunno
270 inverno

ogni 21000 anni

150 milioni di km

Bisogna far passare un cerhio massimo attraverso i punti in questione (questo è l'intersezione della sfera con il piano che attraversa il centro della sfera e i due punti)
La minima distanza tra due punti sulla sfera è la lunghezza del minnimo tra i due archi di cerchio massimo che congiungono i due punti

Geodetica

positiva

negativa

la linea corrispondente alla distanza minima tra due punti sulla superficie

40 000 km

6356.91 km

6378.39 km

5° 9'