04 Mag Il meridiano

Articolo ripreso da un discorso di Christopher Crockett e tradotto/rielaborato dal sottoscritto che spiega il concetto di “meridiano”, in occasione di domenica prossima ventura quando l’equazione del tempo raggiungerà il valore estremo di 3m 39 sec.

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Gli astronomi amano disegnare linee immaginarie nel cielo.
In assenza di punti di riferimento stabili è l’unico modo nel quale
possiamo orientarci nella sfera celeste.
Eclittica, equatore celeste, declinazione ed ascensione retta sono tutti dei
tentativi di dividere in aree ben definite il cielo.
Il meridiano è un’altra di queste linee ed è strettamente legato al modo in
cui misuriamo il tempo e al modo in cui i gli astronomi organizzano le loro
osservazioni.
Ognuno di noi puo descrivere autonomamente il meridiano nel cielo: occorre
puntare il proprio braccio a nord, ruotarlo direttamente sopra la propria
testa e poi giu verso il sud.
Quella tracciata è una linea che divide precisamente il cielo in 2 parti,
una ad est e una ad ovest.
Se ci mettiamo rivolti verso sud ogni cosa alla sinistra della linea sta
sorgendo mentre tutto quello che è a destra sta tramontando.
Il meridiano è differente dalle altre linee immaginarie del cielo come ad
esempio l’eclittica perche’ è completamente riferita al punto di
osservazione.
Il meridiano dell’osservatore posto nel luogo X e’ differente da quello
posto nel luogo Y, solo gli osservatori che stanno esattamente alla stessa
longitudine tracceranno nel cielo il medesimo meridiano.
Nel momento che una stella raggiunge il meridiano, raggiunge il suo
punto piu alto del suo viaggio, questo momento è chiamato “culminazione
superiore”.
E’ essenziale per un astronomo conoscere il momento in cui una stella
culminerà per ottenere il massimo dal proprio telescopio.
La luce da una stella o da una galassia può viaggiare per milioni o miliardi
di anni luce senza essere perturbata, ma nell’ultimo nanosecondo del suo
viaggio puo essere modificata irreversibilmente dall’atmosfera terrestre.
E’ come se guardassimo una luce diretta a noi attraverso una nebbia spessa,
in questo caso la nebbia e’ rappresentata dall’atmosfera e quest’ultima
filtra parte della luce e causa il luccichio delle stelle.
Questo effetto di scintillio puo essere carino da vedere ma è piuttosto
frustrante per gli astronomi quando vogliono effettuare precise
misurazioni su di un oggetto celeste.
Con l’aumentare della porzione di atmosfera che la luce deve attraversare
aumenta anche il disturbo applicato alla luce emessa da una stella.
Basti osservare una stella vicina all’orizzonte con una allo zenith per rendersene
conto.
Ad esempio, in questi giorni, subito dopo il tramonto, si possono facilmente
localizzare le stelle Sirio e Regulus.
Il primo sara’ basso ad ovest pronto al tramonto mentre Regulus splendera
sopra le nostre teste vicino Marte.
Sirio sbrilluccicherà con tutti i colori dell’arcobaleno mentre Regulus
emetterà una luce molto piu luminosa e costante.
Solo un piccolo luccichio vi fara’ rendere conto dei 100 Km di strati di aria che vi separano.
In definitiva, la luce che proviene dall’orizzonte deve attraversare una
quantita di aria maggiore rispetto a quella proveniente dello zenith e quindi lo
sbrilluccicamento diviene più evidente quando le stelle sono al sorgere o al
tramonto e la luce percepita e’ considerevolmente minore.
Per questa ragione gli astronomi cercano di pianificare le loro osservazioni
quando la stella, pianeta o galassia di interesse attraversa il meridiano
locale, ciò assicura che il bersaglio sia alto nel cielo e che la luce ricevuta
sia il piu possibile intalterata.
Il meridiano ha un impatto anche oltre le necessita degli astronomi, e’ un
punto centrale per il calcolo del tempo.
Il tempo intercorso tra i passaggi successivi al meridiano del sole è
quello che noi definiamo come “giorno di 24 ore”.
Utilizzando il Sole che attraversa il meridiano semplifichiamo il conteggio
del tempo, quando il sole culmina alto nel cielo le ombre proiettate sulla
terra sono le più corte.
La demarcazione del mezzogiorno, quindi, diventa solo un problema di
misurazione della lunghezza delle ombre.
Detto questo, in 2 differenti citta’ con diversa longitudine, segneranno il
mezzogiorno in momenti differenti.
Questo diventa evidente se prendiamo in considerazione 2 citta’ molto
distanti come ad esempio New York e Londra, ma se invece prendessimo in
esame Londra e Oxford?
Queste sono città separate solo da un centinaio di chilometri ma hanno comunque il
mezzogiorno differente.
Per lungo tempo questo e’ esattamente cio che e’ successo.
Per la gente che raramente esce di casa il fatto che ogni città e luogo
abbiano il proprio orario era un problema irrilevante.
Divenne serio solo con l’era degli spostamenti veloci: Boston o New
York erano raggiunte in solo un’ora in un treno e il problema della
sincronizzazione degli orologi per realizzare la lista delle partenze/arrivi dei
treni era diventato un incubo.
Svariate compagnie ferroviarie istituirono un proprio “tempo” ma in tal modo
introdussero complessità di conversione degli orari.
Tutta questa confusione alla fine portò alla creazione delle “zone di
tempo”.
Tutte le città che si trovavano all’interno di una fascia di latitudine
acquisirono un tempo comune definendo quindi una “zona di tempo”.
Tutte le citta’ presenti nella zona dovevano regolare il proprio mezzogiorno
con uno dichiarato ufficialmente in una zona mediamente all’interna della
“zona di tempo”.
Il mezzogiorno a New York quindi non sarà piu il momento in cui l’ombra
proiettata al meridiano è di lunghezza minima, ma sarà fino a circa mezz’ora
prima o dopo la culminazione del Sole al meridiano locale.
Tenere il tempo con riferimento il Sole diviene ancora piu complicato di
questo se teniamo conto che la velocita della Terra, nel suo cammino intorno al
Sole, non e’ costante nel corso dell’anno, quindi la distanza tra le
culminazioni successive del Sole varia.
Il giorno legato strettamente al mezzogiorno solare è piu lungo a Luglio
quando la Terra e piu distante dal Sole, e quindi viaggia piu lentamente,
rispetto a Gennaio, quando la velocita aumenta in corrispondenza del suo
passaggio piu vicino.
Per tenere il giorno costante le zone di tempo non considerano piu il
mezzogiorno solare apparente, ma quello che è chiamato “mezzogiorno solare
medio”, o meglio, dove il Sole sarebbe se la Terra orbitasse intorno ad esso
ad una velocita costante.
La differenza non è insignificante, il mezzogiorno solare apparente può
essere avanti rispetto a quello medio di 16 minuti a Novembre o dietro di 14
minuti a Febbraio.
Qualcosa di cosi segreto come massimizzare l’efficienza dei telescopi e
qualcosa di cosi basilare come la definizione del giorno, probabilmente sono
2 cose che mai mettereste insieme, ma condividono lo scopo comune determinando
il momento in cui il corpo celeste, sia esso il Sole o una distante galassia,
raggiunge il suo punto piu alto nel percorso attraverso la sfera
celeste.
Alcuni concetti in astronomia sono stati abbastanza rimossi dalla
nostra vita normale, ma un senso cosi fondamentale come il “mezzogiorno” inizia con una linea
semplice che biseziona il cielo.