Metodi e strumenti per l'osservazione del cielo

L'orientamento e le coordinate celesti

Tutti dovremmo saperci orientare usando il sistema dei punti cardinali, sono cognizioni che abbiamo appreso dalla scuola e riferendoci al suolo terrestre sappiamo cosa significhi orientarsi a Nord, Est, Sud, Ovest. Queste stesse nozioni possono essere trasferite anche per l’orientamento nel cielo, anzi i punti cardinali hanno una definizione mista terrestre-astronomica, l’Est ad esempio è il punto in cui sorge il Sole all’equinozio di primavera (21 Marzo).
Volendo definire un sistema di coordinate anche per la volta celeste, vengono definiti due poli celesti in analogia con quelli sulla Terra: il Polo Nord celeste si trova su quel punto della sfera immaginaria identificato dal prolungamento dell’asse terrestre che esce dal polo Nord. Esso si trova vicinissimo, alla Stella Polare. Dalla parte opposta del globo possiamo definire un polo Sud celeste con lo stesso criterio.

I poli Nord e Sud celesti si trovano agli antipodi di una sfera immaginaria, su cui si proiettano le stelle. Oltre ai poli celesti, si può definire l’Equatore celeste, cioè un cerchio massimo che circonda la sfera celeste e che è equidistante dai poli.
Sulla sfera celeste poi si costruisce idealmente tutta una serie di cerchi massimi passanti per i poli celesti e dei circoli paralleli all'equatore celeste. Otteniamo così meridiani e paralleli celesti che formano un vero e proprio reticolato di coordinate, del tutto analogo a quello definito sulla Terra.
Questo sistema di coordinate è detto Sistema Equatoriale di coordinate celesti. È da notare però che i meridiani ed i paralleli celesti non sono solidali con quelli terrestri, poiché il moto di rotazione terrestre nelle 24 ore lo impedisce.

Se vogliamo definire la posizione di una stella o di un qualsiasi oggetto celeste (una galassia per esempio) sulla sfera celeste, applichiamo gli stessi metodi che si usano per definire un punto sulla superficie terrestre, anche se le misure hanno nomi e modalità differenti.

Sistema di coordinate equatoriali
La "latitudine" viene chiamata declinazione (Decl. detta anche Delta), cioé il valore in gradi che esprime la distanza angolare dell’ oggetto celeste dall’Equatore celeste, positivo verso Nord e negativo verso Sud.

La "longitudine" viene sostituita, dall’Ascensione Retta (A.R. detta anche Alpha) che viene misurata in ore anzichè in gradi ed è il valore in ore, minuti e secondi esprimente la distanza (detta angolo orario) dell’oggetto dal meridiano celeste fondamentale. Tale meridiano passa per un punto nella costellazione dei Pesci (detto punto gamma, ), dove si proietta il Sole durante l’Equinozio di Primavera, il 21 Marzo.
L’Ascensione Retta viene contata con valori crescenti verso Est da 0 a 24 ore, facendo un giro completo, ed è quindi differente dalla longitudine terrestre, che invece viene contata in gradi sia verso Est che verso Ovest dal meridiano di Greenwich.

Ogni ora di Ascensione Retta (A.R.) corrisponde ad un angolo sessagesimale di 15 gradi. Si è scelto di esprimere l’A. R. in ore semplicemente perchè la Terra ruota attorrno a se stessa in 24 ore, e dopo questo lasso di tempo le stelle dovrebbero apparire nella stessa posizione del giorno precedente. In realtà ciò è un po’ più complicato, perchè al moto di rotazione si sovrappone il moto orbitale terrestre attorno al Sole, che giorno per giorno fa anticipare di 4 minuti il passaggio delle stelle al meridiano. Ciò vuol dire che una stella che abbiamo visto passare esattamente al meridiano Sud alle 24 della notte precedente, questa notte passerà a Sud alle ore 23:56.

Un’altro sistema di coordinate astronomiche è rappresentato dalle coordinate altazimutali.
È un sistema di riferimento relativo, le coordinate cioè valgono solo per la postazione in cui ci troviamo e per quell’istante preciso che prendiamo in considerazione; quelle equatoriali sono invece assolute, ovvero valgono per ogni luogo ed istante.

Sistema di coordinate altazimutali
Nelle coordinate altazimutali vengono definiti un'Altezza ed un Azimuth. La prima si definisce come la distanza angolare, in gradi, di un astro dall’orizzonte locale, la misura va fatta lungo una linea meridiana che passa per un punto proprio sulla nostra verticale, chiamato zenith, per l’astro stesso e va a intersecare un punto dell’orizzonte.
l’Azimuth invece è definito come la distanza angolare in gradi dell’intersezione della linea meridiana appena vista (congiungente la stella e passante per lo Zenith) dal punto cardinale Nord sull’orizzonte; esso va contato in senso orario cioè partendo da Nord nella direzione Est - Sud - Ovest.

Le unità di misura in astronomia

 Con l'espressione "cifre astronomiche" ci si riferisce a numeri dai valori estremamente grandi, a volte oltre ogni immaginazione. In Astronomia in effetti è così, se vogliamo misurare l’immensità ci rendiamo subito conto che le misure usate sulla Terra, per i nostri scopi quotidiani, sono totalmente inadeguate nella scala cosmica, pertanto è necessario definirne altre.

La prima unità di misura lineare che si usa in Astronomia è proprio il chilometro (km), utile solo in un numero limitato di casi, come la distanza dei pianeti dal Sole, il diametro dei corpi celesti, dei pianeti, delle stelle ecc. Per i diametri planetari l’ordine di grandezza è dato dalle migliaia di Km, per le distanze di questi si va sulle centinaia di milioni o anche miliardi di km.
Per non ricorrere a troppi zeri è stata definita l’Unità Astronomica, applicabile però solo all’interno del nostro sistema solare o di eventuali sistemi planetari di altre stelle. L’Unità Astronomica (U.A.) è quella distanza definita dal raggio medio dell’orbita terrestre: equivale quindi a 149.600.000 Km , se allora diciamo che il pianeta Giove ha una distanza dal Sole di 5 Unità Astronomiche vuol dire che è 5 volte più distante dal Sole rispetto a noi, cioé si trova a 748 milioni di Km dal Sole.

Ora, se vogliamo misurare le distanze stellari, oppure addirittura le distanze tra le galassie, non possiamo usare l’Unità Astronomica, perchè diviene essa stessa troppo piccola. Si ricorre allora ad un'unità di cui tutti abbiamo sentito parlare e che usiamo in alcuni casi anche nel linguaggio comune, si tratta dell’Anno Luce (A.L. o in inglese Light Year, L. Y.).
La luce ha una velocità finita, essa riesce a coprire quasi 300.000 km (299792) per ogni secondo. Se invece di un secondo consideriamo un anno (che corrisponde a 31.5 milioni di secondi), essa farà un tragitto lunghissimo denominato Anno Luce, il che sfiora i 10.000 miliardi di Km (10.000.000.000.000), ovvero è uguale a 63.240 U.A.
Potrà sorprendere il fatto che anche l’anno luce può risultare a sua volta inadeguato, dato che la distanza degli oggetti cosmici più lontani raggiunge valori esprimibili con le decine di miliardi.

Esiste un’altra unità di misura delle distanze stellari che ha però lo stesso ordine di grandezza dell’Anno Luce: è il Parsec (pc), esso deriva dalla contrazione dei due termini parallasse e secondo. 1 pc corrisponde a 3,263 A. L. Per darne la definizione bisogna sapere cos’è la parallasse: se dalla nostra visuale osserviamo due oggetti, uno vicino ed uno lontano, non appena ci spostiamo vediamo che l’oggetto più vicino ha cambiato posizione relativa, cioè lo vediamo disposto diversamente (spostato) rispetto all’oggetto lontano. Questo è l’effetto di parallasse.
Ebbene, la Terra compie attorno al Sole un’orbita della durata di un anno; se prendiamo in considerazione il nostro pianeta in un punto qualsiasi della sua orbita, esso si troverà nella posizione orbitale opposta a quella che aveva esattamente 6 mesi prima. Questo spostamento corrisponde a circa 300 milioni di Km ossia 2 U. A., ed osserveremo le stelle più vicine spostarsi nel cielo rispetto a quelle lontane, che invece sembreranno fisse.
Possiamo allora definire il Parsec come quella distanza dalla quale metà orbita della Terra, ossia 1 U.A., è vista sotto un angolo di 1 secondo d’arco. Se alla distanza di 1 pc ci fosse una stella , noi la vedremmo spostarsi sulla volta celeste di 2 secondi d’arco in 6 mesi. Naturalmente le stelle che vediamo spostarsi nel cielo per l’effetto di parallasse sono le più vicine, diciamo entro i primi 700-800 pc, ovvero 2200-2600 A.L. e sono poche, ma resta comunque definita l'unità di misura, che è largamente usata parallelamente all'anno luce.
Per indicare distanze enormi, il parsec risulta essere più pratico perchè di esso vengono definiti anche i multipli con i classici prefissi, cioè chiloparsec (kpc), megaparsec (Mpc), ecc.. Il diametro della Via Lattea, ad esempio, si aggira sui 30 kpc (=100.000 A.L.), e la galassia di Andromeda M31 è distante da noi circa 760 kpc ovvero 2,5 milioni di A.L.

Per misurare altre grandezze, come ad esempio la massa, vale lo stesso discorso fatto per le misure lineari. Si usa in questo caso la massa solare, anche se questa unità di misura non è stata formalizzata da una apposita commissione.
Una massa solare equivale a 1,99 x 1030 kg.

La magnitudine stellare

 I corpi celesti presentano all'occhio luminosità differenti.
Come per ogni altro tipo di grandezza delle scienze sperimentali è utile definire un metodo che sia in grado di misurare e quindi descrivere l'entità della luminosità degli astri.

Il primo tentativo, puramente qualitativo, di misurazione della luminosità stellare si deve ad Ipparco di Nicea (II sec. a.C.); più che misurazione dell'intensità luminosa esso si deve considerare come una classificazione. Le stelle vennero divise in 6 classi o "grandezze", dalle più luminose a quelle appena percepibili ad occhio nudo. Si noti che con il termine "grandezza" non si intendeva la dimensione degli astri, ma solo la loro emissione luminosa percepibile dai nostri occhi.

Tale sistema rimase valido fino al XIX secolo, quando con l'avanzare delle scienze astronomiche si richiedeva una maggiore precisione nella descrizione dei fenomeni, e quindi un metodo sicuro di misurazione della luminosità.
Alla grandezza stellare venne sostituita la magnitudine. Essa è una vera e propria unità di misura che associa un numero tanto più alto quanto più un oggetto celeste è debole in luminosità. Con questo sistema si stabilisce che due oggetti celesti che hanno una differenza di 5 magnitudini hanno tra di loro un rapporto di luminosità, cioé di energia luminosa da noi rilevata, pari a 100 volte: una stella di magnitudine 6 è 100 volte meno luminosa di una stella di magnitudine 1. Ogni gradino o magnitudine ha un rapporto di 2.512 rispetto al gradino che segue o che precede, cioé una stella di magnitudine 2 è 2.512 volte più luminosa rispetto ad una di magnitudine 3.

Queste definizioni e comportamenti complicati sono dovuti a motivi fisiologici.
L'occhio umano percepisce le differenze luminose non in progressione lineare, vale a dire come differenze di luminosità, ma in progressione logaritmica, cioé se noi vediamo tre stelle, e diciamo che esse sono tra di loro distanziate in luminosità in egual misura, magari di 1 e 2 magnitudini rispettivamente, in raltà ciò non è vero: l'energia luminosa che ci arriva tra la più luminosa e la meno luminosa ad esempio è pari a 2.5122 (2.512 x 2.512) volte, cioé 6.31 volte, ma noi vediamo solo una differenza pari a 2 gradini.

Con questo sistema sono possibili 3 cose, che con la semplice definizione qualitativa di grandezza non è possibile.
La prima è quella di poter specificare e misurare con precisione la reale luminosità dei corpi celesti, in sostanza si possono usare numeri con la virgola, ad esempio: la stella polare che con il vecchio sistema era classificata di seconda grandezza ora possiamo dire che ha una magnitudine di 2.19.
La seconda possibilità è data dal fatto che ora possiamo abbracciare oggetti e stelle molto meno luminosi di quelli che con la vecchia classificazione erano annoverati nella VI grandezza (cioé l'ultima), avanzando semplicemente con i numeri, possiamo così considerare anche quegli oggetti deboli visibili al telescopio e quindi di magnitudine 7, 8, 10, 15... fino alla magnitudine 30 e oltre, che è il limite attuale (1997) osservato dall'Hubble Space Telescope.
La terza possibilità è speculare alla seconda: possiamo estendere la scala anche agli oggetti celesti più luminosi della I grandezza: pianeti, meteore luminose, grandi comete, Luna e Sole. Per questi oggetti che sono più luminosi della magnitudine 1 si usano anche il numero 0 ed i numeri negativi, così possiamo misurare la luminosità della stella Sirio, che ha magnitudine (m) - (meno) 1.5, della cometa Hale-Bopp m= - 2.0 di pianeti come Giove m= - 3, Venere al massimo m= - 4.2, della Luna m= - 12.6 ed infine del Sole m= - 26.8.
Il rapporto di luminosità che intercorre tra il Sole ed il più debole oggetto osservato nell'Universo dal telescopio spaziale è di circa 1023, vale a dire 10 miliardi di trilioni, un valore veramente astronomico!

I telescopi astronomici

 L'invenzione del primo telescopio, o meglio del cannocchiale astronomico viene attribuita con certezza a Galileo Galilei.
Il cannocchiale il cui nome deriva dall'unione delle parole cannone e occhiale, permise all’astronomo pisano di scoprire i 4 satelliti di Giove. L’invenzione del telescopio fece crollare tutte le teorie che gli scienziati avevano seguito fino ad allora proiettando l’astronomia in una nuova dimensione: la sperimentazione tramite l’osservazione.

Se prendiamo una lente convessa, questa tenderà a concentrare verso un punto chiamato fuoco i raggi di luce formando un immagine. I telescopi a lenti o rifrattori o cannocchiali astronomici hanno il difetto di dare immagini stellari con aloni colorati, la cosiddetta aberrazione cromatica, Il difetto è dovuto al fatto che la lente semplice non converge tutti i raggi lunminosi di diversa lunghezza d'onda alla stessa distanza focale.

Telescopio rifrattore
Nei moderni telescopi rifrattori, invece di una lente semplice troviamo un doppietto, cioé due lenti accostate. Tutte e due convergono la luce ma ognuna di esse si comporta in modo da contrastare l’aberrazione cromatica dell’altra, il risultato sarà di avere una immagine incisa sul piano focale priva di colorazioni parassite.

Nel corso dei secoli si cercò di realizzare telescopi a lente di dimensioni sempre maggiori ma l’enorme il costo dei vetri e l'ingombro delle lunghezze focali che essi davano ne rese proibitivo l’impiego pratico. Al di là di certe dimensioni lo stesso peso della lente farebbe frantumare il vetro di cui è composta.
Il telescopio riflettore ebbe il suo sviluppo grazie ad un progetto che Newton sviluppò intorno al 1650. La lente obiettivo è sostituita da uno specchio che converge la luce su un altro specchio chiamato secondario, il quale devia i raggi a 45 gradi verso il sistema focheggiatore-oculare.

Telescopio riflettore Newton
Si comprese subito che il riflettore poteva essere costruito con relativa facilità, gli specchi, infatti, potevano essere realizzati di grandi dimensioni e con spesa più contenuta. Lo specchio, a differenza dalla lente che è sostenuta solo lungo la circonferenza esterna, poggia su un supporto chiamato cella, il quale oltre a svolgere la funzione di sostegno, blocca tutte le deformazioni del vetro. L’unica difficoltà che si presenta nella costruzione di uno specchio per uso astronomico è di lavorarlo in modo da dargli una curvatura parabolica.
Un’altra caratteristica vincente, dovuta al fatto che lo specchio non è un elemento rifrangente, è la totale eliminazione della aberrazione cromatica.
Ciò non toglie che i telescopi riflettori abbiano a loro volta dei difetti.
Quello più considerevole è l’ostruzione che lo specchio secondario opera sul principale che a volte può raggiungere anche il 30 % del diametro. Esso provoca un relaitivo peggioramento dell’immagine e conseguentemente uno scadimento nel potere risolvente del telescopio oltre ad una diminuzione di contrasto.
Il rapporto costo/diametro molto contenuto è il vero punto di forza del riflettore che si è imposto anche all’attenzione degli amatori che lo preferiscono al rifrattore anche per le sue doti di versatilità, potendo essere impiegato più o meno bene in tutti i campi dell’astronomia osservativa, cosa invece preclusa ai rifrattori classici, che sono molto più adatti per l’osservazione dei corpi del Sistema Solare.

Il riflettore ha avuto un enorme sviluppo anche per l’enorme facilità con la quale si possono inventare nuove configurazioni ottiche.
La più classica è quella che Cassegrain inventò sostituendo il secondario di un riflettore Newton a 45 gradi con uno specchio iperbolico (convesso), con lo scopo di allungare la focale del principale e di rimandare la luce dietro lo stesso. Con questo tipo di strumento di lunga focale è possibile osservare i pianeti in quanto si ottengono forti ingrandimenti.

Riflettore Cassegrain
Il grande pregio del Cassegrain è di avere lunghezze focali a volte anche di qualche decina di metri con ingombri ridottissimi e lunghezze dei tubi di sostegno dell’ottica di qualche metro.

Il Cassegrain fu un banco di prova per altre configurazioni ottiche che uniscono le proprietà dei rifrattori e dei riflettori, sono i cosidetti catadiottrici.
Lo scopo è di ridurre ulteriormente i costi di realizzazione degli specchi di grandi dimensioni, che per dare immagini accettabili dovevano essere parabolici.
Nei telescopi catadiottrici di tipo "Schmidt" ad esempio al posto dello specchio di forma parabolica se ne pone uno a sezione sferica, più semplice da lavorare, All'imboccatura del tubo del telescopio si pone un vetro opportunamente sagomato: la lastra correttrice che ha il potere di correggere tutti i difetti ottici dello specchio primario.
Questa particolare configurazione è di gran lunga la più diffusa tra i telescopi commerciali per astrofili: i cosiddetti "Schimidt-Cassegrain", anche grazie al loro minimo ingombro e quindi alla loro agevole versatilità e trasportabilità; basti pensare che per avere una focale di 2 metri il tubo che contiene le ottiche si riduce a circa 40 cm.

Per osservare gli oggetti celesti attraverso un telescopio bisogna da ultimo considerare gli oculari.
Anch'essi vengono costruiti con svariate combinazioni ottiche di lenti, sono in sostanza piccoli microscopi che "trasferiscono" l'immagine al fuoco del telescopio sulla retina dell'occhio. Hanno quindi il potere di ingrandire l'immagine fornita dallo strumento principale, il valore dell'ingrandimetno si calcola facendo il rapporto tra la focale dell’obiettivo e quella dell’oculare: un telescopio di 1000 mm di focale associato ad un oculare di 10 mm di focale produce un'immagine da 100 ingrandimenti.


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