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Passiamo al terzo sistema, quello che definisce in modo univoco il nome e il cognome delle stelle, uguale per tutti i luoghi e in ogni istante. Le sue coordinate sono quelle che si usano normalmente nei cataloghi stellari.

Il terzo sistema

Per introdurre il terzo sistema di riferimento (probabilmente il più conosciuto) possiamo sbarazzarci dell’orizzonte (teniamo buono solo il punto S per sapere da dove parte l’angolo orario) e dedicarci completamente all’equatore celeste. Abbiamo visto che le stelle si muovono apparentemente lungo i paralleli di declinazione, mantenendo, perciò, costante la loro declinazione δ.

Decidiamo, perciò, di conservare questa coordinata che non varia assolutamente in funzione del luogo e del tempo. Non ci soddisfa, invece, l’angolo orario H, che varia linearmente col tempo, seguendo il moto apparente delle stelle dovuto alla rotazione della Terra.

Per migliorare la situazione è sufficiente considerare come origine una stella molto particolare che stia proprio sull’equatore. In tal modo, la differenza, tra l’angolo orario di ogni stella e quello della stella scelta come origine, rimarrà costante.

La scelta della stella di riferimento risulta molto facile e fa uso dell’eclittica, ossia dell’intersezione del piano che contiene l’orbita terrestre con la sfera celeste. Essa risulta, quindi, un cerchio massimo che interseca l’equatore in due punti chiamati punto d’Ariete γ e punto della Bilancia Ω.

Il primo di questi punti viene preso proprio come punto di riferimento per la seconda coordinata del terzo sistema. Essa non è altro che l’ascensione retta α e viene misurata positivamente lungo l’equatore in direzione Est (in verso opposto a quanto veniva fatto per l’angolo orario positivo). Come l’angolo orario anche l’ascensione retta si misura in ore, minuti e secondi. Vediamo il tutto nella Fig. 11.

E’ ovvio che il punto γ si comporti come una stella e descriva un giro completo lungo l’equatore come una qualsiasi stella reale. Ne segue che l’ascensione retta è una costante che insieme alla declinazione fornisce il nome e il cognome per qualsiasi oggetto celeste. Un nome e cognome che non cambiano assolutamente se non in tempi molto lunghi (in modo particolare a causa della precessione) ed è per questo che si usano solitamente riferirle a un’epoca prefissata che corrisponde  un certo istante del moto di precessione. Moto a cui è soggetto lo stesso punto d’Ariete. Moto a cui è soggetto lo stesso punto d’Ariete.

Notiamo che il suddetto punto è quello in cui la posizione apparente del Sole, nel suo moto annuale lungo l’eclittica, vale ZERO (come per il punto opposto della Bilancia), ma passa da declinazioni negative a declinazioni positive.

Particolare importanza ha anche l’angolo orario del punto γ. Esso si chiama tempo siderale ϑ.

Esistevano (ma esistono ancora) orologi a tempo siderale che, riferendosi a una stella fissa, compiono un giro completo in 23 ore e 56 minuti rispetto a quelli solari che lo compiono in 24 ore.

Questa differenza dovrebbe essere nota a tutti, ma vale la pena dimostrarla con la Fig. 12.

All’istante (a), il punto P della Terra si trova il Sole e la stella lontana nella stessa direzione. Dopo 23 ore e 56 minuti, il punto P si allinea di nuovo con la stella (immobile), mentre deve ancora percorrere un angolo φ (pari a 4 minuti di tempo) per allinearsi di nuovo con il Sole, a causa del moto di rivoluzione terrestre.

Oggi con i PC e altre semplici diavolerie si impostano direttamente le coordinate α e δ e il telescopio si muove fino a raggiungere la stella desiderata; poi, il motore, che segue il movimento apparente degli astri, non la lascia più.

Una volta, però, ai miei tempi arcaici, si doveva inserire direttamente l’angolo orario, la coordinata che permette di trovare la stella all’istante desiderato, dato che le stelle continuano inesorabilmente a muoversi per colpa della rotazione terrestre attorno al proprio asse. Per far ciò era necessario avere in cupola un orologio a tempo siderale (di solito bellissimi e con tante volute in legno…), attraverso il quale, conoscendo l’ascensione retta della stella, data nei cataloghi stellari, si determinava l’angolo orario, la vera coordinata necessaria per trovare la stella desiderata. Oggi, questo lavoro lo fa automaticamente il PC…

Possiamo perciò dire che il secondo sistema è quello realmente usato per i telescopi a montatura equatoriale, mentre le coordinate delle stelle “ufficiali”, date nei cataloghi, utilizzano il terzo sistema che è uguale per tutti. I PC svolgono il monotono lavoro di passaggio da ascensione retta ad angolo orario senza che l’operatore lo percepisca.

E’, quindi, estremamente importante saper passare dal secondo al terzo sistema (e viceversa) se non altro per capire cosa sta facendo il PC che rende tutto banalissimo…

Dal secondo al terzo sistema e viceversa

Questa volta i calcoli da eseguire sono estremamente semplici, dato che una coordinata (la declinazione) rimane quella che è, mentre l’altra (angolo orario o ascensione retta) si misura sullo stesso cerchio massimo della “compagna”. Ricapitolando: l’angolo orario si misura a partire dal punto intersezione tra meridiano ed equatore celeste (S), positivamente verso Ovest; l’ascensione retta si misura a partire dal punto γ positivamente verso Est. Dalla Fig. 10, risulta subito che:

ϑ = H + α   (ricordando che α si misura in senso opposto e quindi va veramente aggiunta per ottenere ϑ)

La semplicissima relazione permette di passare facilmente dal secondo al terzo sistema e viceversa, conoscendo il tempo siderale.

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