Coordinate astronomiche

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I sistemi di coordinate astronomiche (chiamati anche coordinate celesti) sono accordi organizzati per specificare le posizioni di satelliti, pianeti, stelle, galassie e altri oggetti celesti rispetto ai punti di riferimento fisici disponibili per un osservatore situato (ad esempio l’orizzonte reale e la direzione nord cardinale per un osservatore situato sulla superficie terrestre).

Gli astronomi usano le coordinate astronomiche sul cielo per definire una posizione (vettore di unità di direzione) di un oggetto celeste visto da un luogo specifico (che può essere sulla terra o nello spazio) in un modo simile alla latitudine e longitudine geografica. Il sistema più comunemente usato è il sistema di coordinate celesti equatoriali che ha come piano fondamentale il piano dell’equatore terrestre proiettato sulla sfera celeste. L’ascensione retta (RA) è l’angolo contato in questo piano da 0 a 24 ore, simile alla longitudine geografica. La declinazione (Dec) è l’angolo ortogonale a RA, cioè la distanza angolare dal piano equatoriale con +90 gradi per il polo nord celeste e -90 gradi per il polo sud celeste. Un oggetto sull’equatore celeste ha Dec = 0. Una descrizione più dettagliata con figure sui sistemi di coordinate celesti è data da G. Kaplan.

Il sistema di coordinate celesti è stabilito da osservazioni fondamentali a grande angolo. Questi tipi di osservazioni ci permettono di definire un sistema di coordinate (direzioni di 3 assi ortogonali) da principi primi, senza conoscenza preliminare delle coordinate delle stelle. In passato queste osservazioni fondamentali erano fornite da telescopi a cerchio di transito (cerchio meridiano) a lunghezze d’onda ottiche per circa 1500 stelle luminose. (H.G.Walter, O.J.Sovers, Astrometry of Fundamental Catalogues, Springer 2000). Queste osservazioni sono state legate al complesso movimento e rotazione della terra e degli altri corpi del sistema solare (sole, pianeti maggiori e minori) per poter stabilire un quadro di riferimento dinamico, che è reso inerziale (cioè senza rotazione) basato sulla meccanica celeste e la legge di gravitazione.

Nel 1997 l’Unione Astronomica Internazionale (IAU) ha adottato l’International Celestial Reference System (ICRS) basato su osservazioni più precise di Very Long Baseline Interferometry (VLBI) con radiotelescopi per definire gli assi del sistema di coordinate celesti. Il catalogo di circa 600 sorgenti compatte extragalattiche (principalmente quasar) forma l’International Celestial Reference Frame (ICRF), la realizzazione pratica dell’ICRS. La definizione dell’ICRS è quindi indipendente dal movimento della terra, dalla sua rotazione e dal suo equatore e non è più un sistema dinamico, ma piuttosto un sistema di riferimento quasi-inerziale con l’assunzione che quei quasar non si muovono sensibilmente lungo il cielo a causa delle loro enormi distanze e quindi sono usati come punti fissi e fiduciali per definire l’ICRS. Le posizioni della maggior parte delle sorgenti nell’ICRF sono note a circa 0,1-1 mas, e non ci sono movimenti angolari per definizione.

Tra il 1989 e il 1993 la missione spaziale europea Hipparcos ha osservato (alle lunghezze d’onda della luce visibile) circa 118.000 stelle ad un’epoca media del 1991.25 con una precisione di circa 1 mas per coordinata di posizione. Poiché le stelle si muovono (vedi sotto), il catalogo Hipparcos ha dovuto risolvere anche gli effetti del moto proprio e della parallasse, oltre alla sola posizione. Il sistema di riferimento celeste Hipparcos (HCRS) è stato adottato dalla IAU come realizzazione ottica dell’ICRS. Il sistema di coordinate di Hipparcos è stato allineato al fondamentale ICRS con una varietà di metodi (Kovalevsky et al. 1997) con 12 stelle radio (visibili a lunghezze d’onda ottiche e radio) che forniscono il collegamento più forte.

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