A. L. S. A.

 

Associazione Livornese Scienze Astronomiche

 


DISPENSA N. 33
CULMINAZIONE DELLA LUNA
SUL NOSTRO ORIZZONTE

(a cura di Dino Orsucci)

La linea ideale percorsa dal Sole nel nostro cielo è come un grande cerchio che prende il nome di 'eclittica', ed il piano determinato da questo cerchio è detto appunto piano dell'eclittica. La Terra ovviamente, a motivo di quanto detto, ruota su questo piano, ma Luna ed altri pianeti ruotano su piani leggermente inclinati rispetto al piano stesso, perciò si parla di orbite "inclinate rispetto all'eclittica". Ebbene, l'orbita della Luna è inclinata di 5° 8' 30". Quindi se noi immaginiamo l'eclittica disegnata nel cielo, potremo vedere la Luna posizionata sopra o sotto quella linea, più o meno vicina, comunque in una fascia non più ampia del doppio dei circa 5° suddetti e cioè di 10° 17'.

Alla latitudine media d'Italia di 42°, l'elevazione dell'eclittica sull'orizzonte in corrispondenza del meridiano (direzione Sud) può variare (a seconda delle stagioni e dell'ora del giorno) da:
90° - latitudine +/- inclinazione asse terrestre e cioè
90° - 42 +/- 23° 27' = 71° 27' o 24° 33'

Se a questi valori estremi (che corrispondono all'altezza massima e minima che il Sole raggiunge sul nostro orizzonte) aggiungiamo o sottraiamo rispettivamente lo scostamento della Luna dall'eclittica, abbiamo:

  • altezza massima della Luna al meridiano: 71° 27' 00" + 5° 8' 30" = 76° 35' 30"
  • altezza minima della Luna al meridiano: 24° 33' 00" - 5° 8' 30" = 19° 24' 30"

Cosa significa tutto questo? Significa che, a seconda della stagione e della posizione della Luna rispetto all'eclittica, potremmo vedere il nostro satellite culminare quasi allo zenit (oltre 76°) o molto basso sull'orizzonte (circa 20°). Ricordiamo che è uso dire che un astro "culmina" quando nel suo moto apparente giornaliero si trova esattamente in direzione sud e quindi nel punto più alto della sua parabola.

Livorno, Marzo 2002

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DISPENSA N. 34
LE DISTANZE ASTRONOMICHE
(a cura di Dino Orsucci)

Sulla Terra, come tutti sanno, per misurare le distanze si usa il "chilometro".

Questa unità di misura in astronomia va ancora bene per esprimere le distanze dei pianeti più vicini, ma quando ci si allontana ulteriormente le cifre diventano troppo lunghe e difficili da gestire. Talvolta allora si ricorre alla forma esponenziale: per esempio 250 miliardi, normalmente scritto 250.000.000.000, diventa

250 x 109
(cioè 250 moltiplicato 10 alla nona potenza; in altre parole 250 seguito da 9 zeri)

In passato, via via che gli orizzonti dell'universo conosciuto si allargavano sempre di più, si sono adottate altre unità di misura che riepiloghiamo nel seguente elenco:

  • Km = 1000 metri, usato sulla Terra, dimensioni e distanze Pianeti
  • U.A. = 'Unità Astronomica' = 149.600.000 Km (più esattamente è pari a 149.597.870 Km), pari alla distanza media Terra - Sole, usata per le più lunghe distanze del Sistema Solare
  • Anno luce = 63.240 U.A. = 63.240 x 149.600.000 Km. = 9.461.000 milioni di Km. circa (più esattamente è pari a 9.460.716 milioni di Km.), usato in genere per distanze stellari e galattiche
  • Parsec = 3,262 anni luce. Distanza dalla quale un ipotetico osservatore vedrebbe Sole e Terra separati da un secondo d'arco. Si usa per le più grandi misure galattiche e intergalattiche. Esistono anche dei multipli quali Kiloparsec (mille parsec), Megaparsec (1 milione di parsec), Gigaparsec (1 miliardo di parsec).

Tanto per fare un esempio, la stella più vicina al Sole è Proxima Centauri con una parallasse [Disp. 40] di 3",75 corrispondente ad anni luce 4,35. Se avessimo voluto utilizzare il chilometro la distanza sarebbe stata: 4,35 x 9.461.000.000.000 o se più vi piace

circa Km. 4.120  x  1013

Comunque si scrivano queste cifre, le distanze astronomiche sono così grandi, da non renderci evidenti le reali proporzioni della collocazione degli astri nello spazio. Per dare un'idea di queste proporzioni vogliamo fare una specie di giochetto: ridurremo il sistema solare in una scala più piccola, come un architetto farebbe con il plastico di un complesso edilizio. Proviamoci e vediamo cosa ne viene fuori.

La Terra ha in realtà un diametro di 12.756 Km. e noi la riduciamo ad una sferetta di 1 centimetro; abbiamo ridotto cioè le sue dimensioni di 1.275.600.000 volte. Se facciamo la stessa cosa con altre misure costruiremo con facilità il nostro plastico.

Dunque: la Terra è una biglia di 1 cm. di diametro e la Luna un pallino di 2,7 mm. distante 30 cm., mentre il Sole diventa una bella sfera di poco più di 1 metro lontano 117 metri.

Possiamo fissare su una tabella alcuni dati per poterli consultare agevolmente.

SISTEMA TERRA - LUNA

 
Diametro reale
Diametro in scala
Distanza reale
Distanza in scala

 TERRA

Km 12.756
cm. 1
Km. 384.400
cm. 30.13

 LUNA

Km 3.476
cm. 0.2725

 

SISTEMA SOLARE

 
Diametro
reale Km
Diametro
in scala cm.
Distanza reale
dal Sole U.A
Distanza in scala
dal Sole metri
SOLE
1.394.000
109.28
=
=
MERCURIO
4.878
0.38
0,387
45
VENERE
12.104
0.95
0,723
85
TERRA
12.756
1.00
1,000
117
MARTE
6.794
0.53
1,524
178
GIOVE
142.984
11.21
5,203
610
SATURNO
120.536
9.45
9,555
1.120
URANO
51.118
4.00
19,218
2.254
NETTUNO
49.528
3.88
30,110
3.531
PLUTONE
2.302
0.18
39,482
4.630

Uscendo dal Sistema Solare la stella più vicina, Proxima Centauri, la dovremmo mettere lontana 32.600 Km, quasi un decimo della distanza reale da noi alla Luna. La stella Erakis, µ Mu Cephei, stimata la più grande di quelle conosciute, avrebbe il diametro di 1,3 chilometri, mentre la Via Lattea sarebbe una bella spirale larga 1,1 miliardi di Km .

Come potete costatare, pur avendo ridotto le reali dimensioni di 1.275.600.000 volte, siamo di nuovo di fronte a numeri grandissimi.

Livorno, Novembre 2002

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DISPENSA N. 35
LA MAGNITUDINE
(a cura di Dino Orsucci)

Guardando di notte il cielo sereno, si nota subito che le stelle appaiono più o meno grandi, o esprimendoci in modo diverso, più o meno brillanti. E' più corretto, infatti, parlare di brillantezza (e non di grandezza), perché esse sono così lontane da noi, da apparirci sempre puntiformi anche se osservate con potenti telescopi.

Fin dai tempi più remoti gli astronomi hanno cercato di dare una classificazione alle stelle in base alla loro brillantezza. Già Claudio Tolomeo, astronomo matematico e geografo vissuto, si dice, nel secondo secolo d.C. in Egitto, catalogava le più luminose di 1a grandezza (o magnitudine) e quelle appena visibili ad occhio nudo di 6a grandezza.

In tempi più moderni si è voluto conservare questa antica impostazione, ma evidentemente l'ausilio degli strumenti ottici ha ampliato la gamma degli astri da classificare rendendo necessario allungare la scala delle grandezze. Non solo: precise misurazioni hanno permesso di accertare differenze di brillantezza fra gli astri già classificati di 1a magnitudine, perciò per quelli più luminosi la scala è stata ampliata verso lo Zero e valori negativi. Da notare che ai nostri giorni la 'Magnitudine' riguarda non solo le stelle, ma ogni oggetto osservabile.

Nella seconda metà del 1800 si costatava che una differenza di 5 vecchie magnitudini comportava un rapporto di brillantezza di 100:1 circa. In altre parole sarebbero occorse 100 stelle di 6a per uguagliare la luminosità di una stella di 1a. Questo ha permesso di definire la differenza di luminosità fra una magnitudine e l'altra che matematicamente è uguale a:

La magnitudine descritta (m) è detta magnitudine apparente o visuale: essa è l'intensità della luce che ci arriva, direttamente proporzionale all'energia luminosa emessa e inversamente proporzionale al quadrato della distanza.
Esiste anche una magnitudine assoluta (M) che serve a misurare la luminosità intrinseca di un astro, indipendente dalla sua distanza, definita la luminosità che presenterebbe se si trovasse alla distanza di 10 Parsec.

Si ricordi che a numeri più alti delle scale di magnitudine corrispondono astri meno luminosi, a valori vicini allo Zero o addirittura negativi astri brillantissimi. Fra tutte le stelle del cielo, sia boreale che australe, quattro sono quelle che hanno valori negativi

SIRIO . . . . . . . . . . . . . . . . . a CMa   -1,47
CANOPO. . . . . . . . . . . . . .
a Car     -0,63
ARTURO . . . . . . . . . . . . . .
a Boo    -0,07
RIGEL KENTAURUS . . . .
a Cen   -0,04

Tra gli oggetti non stellari si riportano:

SOLE . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . - 27,98
LUNA PIENA. . . . . . . . . . . . . .  -12,78
LUNA AL QUARTO. . . . . . . . . -10,29
VENERE AL MASSIMO. . . . .   -4,47

Livorno, Novembre 2002

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DISPENSA N. 36
LA LEGGE DI TITIUS - BODE
(a cura di Dino Orsucci)

Keplero (1571-1630) enunciò le sue famose tre leggi sui moti dei pianeti. In particolar modo con la terza legge si mette in evidenza come le distanze dei pianeti dal Sole siano in relazione ai rispettivi periodi orbitali, a prescindere dalla massa (la dispensa n. 30 illustra più diffusamente il concetto, precisando che questa legge può ritenersi vera nell'ambito del sistema solare, ma non ha valenza universale).

Ciò nonostante, alcuni astronomi del 1700 volevano ricercare una qualche 'regolarità' nella disposizione dei pianeti, tentando di trovare una formula che desse per ogni pianeta la sua distanza dal Sole.

Tietz Johann Daniel, latinizzato Titius (Konitz, Prussia 1729 - Wittenberg 1796) aveva formulato a tal proposito una sua 'legge', che Johann Bode (Amburgo 1747 - Berlino 1826) riesumò nel 1778 e che poi è passata ai posteri con il nome di legge di Titius-Bode.

La 'legge', che non ha alcun fondamento scientifico, stabilirebbe quindi con una certa approssimazione le distanze dei pianeti dal Sole (fino ad Urano ed inclusi gli asteroidi) espresse in U.A.

Essa è così formulata:

si prende la seguente sequenza di numeri, basata sul numero 3
0 - 3 - 6 - 12 - 24 - 48 - 96 - 192

Aggiungendo 4 ad ogni numero, si ottiene
4 - 7 - 10 - 16 - 28 - 52 - 100 - 196

Ogni nuovo numero si divide per 10 e si ottiene:
0,4 - 0,7 - 1 - 1,6 - 2,8 - 5,2 - 10 - 19,6

Infatti le reali distanze dal Sole espresse in UA sono:

Mercurio

Venere

Terra

Marte

Asteroidi

Giove

Saturno

Urano

0,38

0,72

1,00

1,52

2,80

5,20

9,53

19,2

Peccato che, come nel caso dell'influenza della Luna piena sui 'lupi mannari' o quella delle costellazioni dello zodiaco sul carattere della gente, non si riesca a dimostrare il perché.

Livorno, Settembre 2002

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DISPENSA N. 37
STELLE E COSTELLAZIONI
(a cura di Dino Orsucci)

Tutte le più antiche civiltà, affascinate dal mistero del cielo stellato, hanno creato intorno agli astri miti e leggende che ne giustificassero la creazione e l'esistenza. Hanno inoltre creduto di individuare, dalla disposizione delle stelle nel cielo, asterismi e figure ai quali hanno imposto nomi d'eroi, d'oggetti, d'animali. Lo studio del firmamento, seppure appannaggio d'astrologi-sacerdoti-astronomi (in una parola ai 'Saggi' del tempo), aveva anche, e soprattutto, connotazioni pratiche quali la determinazione di calendari, l'orientamento, i lavori agricoli ecc. Ovviamente ogni civiltà si è 'inventata' le sue costellazioni, perciò lo stesso raggruppamento di stelle ha assunto asterismi e nomi diversi, rimaneggiati per di più nel corso dei secoli.

In tempi moderni si è posto ordine nella materia attraverso convenzioni internazionali, stabilendo in numero di 88 le Costellazioni, comprese quelle del cielo meridionale. Moltissime di esse conservano le antiche denominazioni, tramandateci dai greci, romani, arabi ecc. Con il termine di costellazione oggi si intende una certa porzione di volta celeste, delimitata da confini ben definiti. Tutti sanno in ogni modo che le figure che le stelle sembrano disegnare nel cielo secondo la loro disposizione, sono frutto di un effetto prospettico e non costituiscono un'entità fisica vera e propria. Basti pensare che dal nostro punto d'osservazione possiamo vedere due stelle vicinissime, quando in realtà tra esse ci possono essere migliaia d'anni luce di distanza. Da aggiungere poi che, seppure a buon ragione definite 'fisse', anche le stelle nel loro veloce (ma a noi impercettibile) ruotare intorno al centro galattico, nel corso dei millenni distorgono la prospettiva sotto la quale noi le osserviamo dalla Terra.

Anche alle stelle più luminose fin dall'antichità sono stati attribuiti nomi propri, dei quali sono giunti fino a noi cataloghi (Ipparco, Tolomeo ecc.) con elencate centinaia di stelle. Molti di questi nomi vengono comunemente ancora usati, almeno per gli astri più famosi.

Nel 1603 Johann Bayer pubblicò 'Uranometria nova', una serie di mappe illustrate con circa 1600 stelle visibili ad occhio nudo, ideando un nuovo sistema di classificazione. Ogni stella viene identificata con la sigla della costellazione (es. Cyg per Cigno) preceduta da una lettera minuscola dell'alfabeto greco partendo dalla a (alfa) per Deneb del Cigno che è la più luminosa, b (beta) per Albireo la seconda per brillantezza, che assumono rispettivamente, quindi, il nome di a Cyg, b Cyg ecc.

Esistono peraltro molti altri cataloghi. Per esempio all'inizio del 1700 John Flamsteed (fondatore della specola di Greenwich) elencò circa 3000 stelle, suddivise per costellazione e in ordine crescente di numero da Ovest ad Est (es. 29 Virginis, 58 Orionis). In pratica oggi la stessa stella può essere citata con molte sigle diverse, anche se la più familiare (comunemente usata dagli astrofili) è quella di Bayer.

Livorno, dicembre 2001

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