istituto nazionale di astrofisica

Istituto Nazionale di Astrofisica

Osservatorio astronomico di Brera

Universo in fiore

26 ottobre 2011

Geografia astronomica

Mario Carpino

[email protected]

INAF-Osservatorio Astronomico di Brera

Sommario

Mario Carpino, 26 ottobre 2011Geografia astronomica

1. Coordinate celesti2. Scale di distanza cosmica3. Movimenti della Terra: rivoluzione4. Movimenti della Terra: rotazione

1Coordinate celesti


Coordinate polari: concetto generale


Esempio 1: latitudine e longitudine


Esempio 2: altezza e azimut


Moto diurno degli astri


orizzonte

Zenit

Polo celeste

Moto diurno degli astri (al polo)


Moto diurno degli astri (all’equatore)


Esempio 3: ascensione retta e declinazione


2Scale di distanza


Le dimensioni del cosmo


Raggio della Terra: 6378 km (circa 6 ore di volo a 1000 km/h)circonferenza della Terra: 40.000 km (40 ore di volo)

Distanza Terra-Luna: 384.000 km (16 giorni di volo)

Distanza Terra-Sole: 149.600.000 km (17 anni di volo)

Le dimensioni del Sistema Solare


Unità Astronomica (AU): 149.600.000 kmDistanza Sole-Terra: 1 AUDistanza Sole-Giove: 5,2 AUDistanza Sole-Nettuno: 30,1 AUDistanza Sole-TNO: 30-70 AUDistanza Proxima Centauri: 270.000 AU

L’anno-luce


1 anno-luce (ly) = 63.240 AU = 9,461,000,000,000 kmDistanza Terra-Luna: 1,3 secondi-luceDistanza Terra-Sole: 8,3 minuti-luceDistanza Proxima Centauri: 4,24 lyDiametro Via Lattea: 100.000 lyDistanza galassie vicine: 1 MlyDimensioni Universo: 13,5 Gly

Misure di distanza: radar?


La parallasse stellare


La parallasse stellare


1 secondo d’arco: dimensioni apparenti di un oggetto posto a una distanza pari a 206.000 volte il suo diametro(moneta da 1 euro a 4,7 km)

1 parsec (parallasse-secondo) = 206.000 AU = 3.26 ly

3L’orbita della Terra


Le tre leggi di Keplero


Keplero (1571-1630)

Prima legge di Keplero


L’orbita di un pianeta è un’ellisse, di cui il sole occupa uno dei due fuochi.

a = semiasse maggioree = eccentricità

Eccentricità di un’ellisse


Seconda legge di Keplero


Il raggio vettore del pianeta descrive aree uguali in tempi uguali

Terza legge di Keplero


Terza legge di Keplero


I quadrati dei periodi di rivoluzione sono direttamente proporzionali ai cubi dei semiassi maggiori delle loro orbite

Perché i pianeti si muovono così?


Galileo Galilei (1564-1642) Isaac Newton (1642-1727)

Galileo: fondamenti della dinamica


La forza applicata a un corpo è proporzionale alla sua accelerazione ( = variazione di velocità nell’unità di tempo)

→ Legge di inerzia: un corpo non soggetto a forze mantiene il suo stato di quiete o di moto rettilineo uniforme (la velocità è costante)

Newton: gravitazione universale


Tutti i corpi si attirano con una forza proporzionale alla loro massa e inversamente proporzionale al quadrato della distanza reciproca

Validità delle leggi di Keplero


Condizioni di validità delle leggi di Keplero:• i pianeti sono soggetti solo all’attrazione del Sole• i pianeti hanno massa trascurabile

Altrimenti le orbite kepleriane sono perturbate

Esempio: precessione degli apsidi


Esempio: eccentricità orbitale di Nettuno


Esempio: inclinazione orbitale di Nettuno


4La rotazione terrestre


Momento angolare


Momento angolare = momento d’inerzia × velocità angolare

L = I × ω

Dinamica di un corpo in rotazione


Per produrre una variazione di momento angolare è necessaria una forza che eserciti un momento torcente (coppia)

Esempio: precessione di una trottola


Rigonfiamento equatoriale terrestre


Precessione lunisolare


Forza mareale


Deformazione mareale


Moto del polo


Variazione della lunghezza del giorno


Attrito mareale


Conseguenze dell’attrito mareale


1. Allungamento della durata del giorno (2,3 ms/secolo)

2. Aumento della distanza Terra-Luna (3,8 cm/anno)

istituto nazionale di astrofisica

Documents