Manuale di KStars

Ora che abbiamo impostato l'ora e la località, diamo un'occhiata in giro. Puoi far scorrere la mappa usando i tasti freccia. Se tieni premuto il tasto Shift prima dello scorrimento, la velocità aumenta. La mappa si può anche far scorrere facendo clic e trascinando col mouse. Nota che, durante lo scorrimento della mappa, non tutti gli oggetti sono visualizzati. Ciò ha lo scopo di ridurre il carico di lavoro compiuto dalla CPU per ricalcolare le posizioni degli oggetti, con l'effetto di rendere più fluido lo scorrimento (nella finestra Configura KStars puoi definire quali oggetti debbano scomparire durante lo scorrimento). Ci sono sette modi per cambiare l'ingrandimento (o livello di zoom) della mappa:

Nota che facendo zoom in avanti puoi vedere stelle più deboli che a livelli minori di ingrandimento.

Riduci l'ingrandimento fino a vedere una curva verde; essa rappresenta il tuo orizzonte locale. Se non hai modificato la configurazione di KStars, il display sarà verde sotto l'orizzonte, rappresentando la superficie solida della Terra. Ci sono anche una curva bianca, che rappresenta l'equatore celeste e una curva marrone, che rappresenta l'eclittica, il percorso che il Sole sembra seguire attraverso il cielo nel corso di un anno. Perciò il Sole si trova sempre da qualche parte lungo l'eclittica, e anche i pianeti non se ne distanziano mai troppo.

KStars visualizza migliaia di oggetti celesti: stelle, pianeti, comete, asteroidi, ammassi, nebulose e galassie. Puoi interagire con gli oggetti visualizzati in vari modi, e ottenere maggiori informazioni sul loro conto. Facendo clic su un oggetto il suo nome apparirà nella barra di stato; posizionando il puntatore del mouse su un oggetto, il suo nome apparirà temporaneamente sulla mappa. Un doppio clic centrerà la mappa sull'oggetto e inizierà l'inseguimento (in modo che rimanga centrato col passare del tempo). Un clic col pulsante destro del mouse aprirà il menu contestuale dell'oggetto, che mette a disposizione altre opzioni.

Il menu a comparsa

Ecco un esempio del menu che compare premendo il tasto destro del mouse, relativo alla nebulosa di Orione:

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L'aspetto del menu a comparsa dipende per certi versi dal tipo di oggetto su cui hai fatto clic col tasto destro, ma la struttura di base è descritta qui sotto. Sono disponibili maggiori informazioni sul menu a comparsa.

La parte superiore contiene scritte informative (non selezionabili). In alto ci sono il nome (o i nomi) dell'oggetto e la sua categoria. Più in basso compaiono gli istanti di levata, culminazione e tramonto. Se al posto degli istanti di levata e tramonto c'è la parola "circumpolare", significa che l'oggetto è sempre sopra l'orizzonte visto dalla località corrente.

La parte centrale contiene voci corrispondenti ad azioni da eseguire sull'oggetto, come Centra e insegui, Dettagli... e Applica etichetta. Vedi la descrizione del menu a comparsa per una lista completa delle azioni e una spiegazione del loro funzionamento.

La parte inferiore contiene collegamenti a immagini e/o pagine web con informazioni sull'oggetto selezionato. Se sei a conoscenza di URL aggiuntivi con informazioni o immagini su un dato oggetto, puoi aggiungere un collegamento personalizzato nel menu a comparsa tramite la voce Aggiungi collegamento....

Trovare oggetti

Puoi cercare oggetti con nome tramite la finestra Trova oggetto, richiamabile facendo clic sull'icona cerca sulla barra degli strumenti, o selezionando Trova oggetto... dal menu Puntamento, o ancora premendo Ctrl+F. La finestra Trova oggetto è mostrata qui sotto:

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Questa finestra elenca tutti gli oggetti con nome noti a KStars. Molti oggetti sono elencati soltanto col loro nome di catalogo (per esempio NGC 3077), ma alcuni sono anche riportati col loro nome comune (per esempio, Galassia vortice). Puoi filtrare la lista per nome o per tipo di oggetto. Se vuoi filtrare per nome, inserisci una stringa nella casella in cima alla finestra, e la lista si ridurrà ai soli oggetti il cui nome inizia per quella stringa. Se vuoi filtrare per tipo, selezionane uno dalla lista ai piedi della finestra.

Per centrare la mappa su un oggetto, selezionalo nella lista e premi Ok. Nota che, se l'oggetto è sotto l'orizzonte, il programma ti avvertirà che potresti non vedere nulla eccetto il terreno (puoi rendere il terreno invisibile nella finestra Opzioni visualizzazione o premendo il pulsante terreno nella barra degli strumenti di visualizzazione).

Con questo si conclude il tour di KStars, sebbene solo una piccola parte delle funzioni disponibili siano state descritte. KStars include parecchi strumenti astronomici assai utili, può controllare il tuo telescopio e offre un'ampia gamma di opzioni per la configurazione e personalizzazione. Inoltre questo manuale include il progetto AstroInfo, una serie di brevi articoli, legati da collegamenti ipertestuali, che spiegano alcuni dei concetti di astrofisica e meccanica celeste alla base di KStars.

All'avvio di KStars, l'ora è sincronizzata con quella dell'orologio di sistema del tuo computer, e l'orologio di KStars funziona alla velocità del tempo reale. Se vuoi fermare l'orologio, seleziona Ferma orologio dal menu Tempo, o fai semplicemente clic sull'icona Pausa nella barra degli strumenti. Puoi far sì che l'orologio funzioni più lentamente o più velocemente del normale (anche all'indietro) utilizzando il regolatore del passo temporale nella barra degli strumenti. Ci sono due coppie di pulsanti su/giù. La prima passerà per tutti gli 83 passi temporali disponibili, uno per uno. La seconda selezionerà l'unità superiore (o inferiore) di tempo, il che ti permette di passare più velocemente a passi temporali molto diversi.

Puoi impostare ora e data selezionando Imposta data/ora... dal menu Tempo, o premendo l'icona Tempo nella barra degli strumenti. La finestra Imposta data/ora utilizza un elemento grafico standard di KDE per la selezione della data, insieme a tre caselle per impostare le ore, i minuti e i secondi. Se hai bisogno di reimpostare l'orologio all'ora corrente della CPU, ti basta selezionare Usa ora corrente dal menu Tempo.

La finestra Configura KStars ti permette di modificare un'ampia gamma di opzioni di visualizzazione. Puoi accedervi sia tramite l'icona configurazione sulla barra degli strumenti che selezionando Configura KStars... dal menu Impostazioni. La finestra è visibile qui sotto:

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La finestra Configura KStars è divisa in cinque schede: Cataloghi, Guide, Sistema Solare, Colori e Avanzate.

Nella scheda Cataloghi puoi determinare quali cataloghi di oggetti sono visualizzati nella mappa. La sezione Stelle ti permette anche di impostare la magnitudine limite per le stelle, e il limite di magnitudine per visualizzarne i nomi e/o le magnitudini. Sotto la sezione stellare, la sezione Oggetti del cielo profondo controlla la visualizzazione di diversi cataloghi di oggetti non stellari. La lista predefinita include i cataloghi di Messier, NGC e IC. Puoi aggiungere i tuoi cataloghi personalizzati premendo il pulsante Aggiungi catalogo. Per istruzioni dettagliate su come preparare un file di catalogo, vedi il file README.customize incluso in KStars.

Nella scheda Sistema solare puoi decidere se visualizzare il Sole, la Luna, i pianeti, le comete e gli asteroidi, e se i corpi maggiori vadano rappresentati con cerchi o con le proprie immagini. Puoi anche stabilire se visualizzare i nomi degli oggetti del sistema solare, e controllare quante comete e asteroidi abbiano il proprio nome visibile. C'è un opzione per aggiungere automaticamente una “traccia orbitale” temporanea quando si insegue un corpo del sistema solare; un'altra opzione stabilisce se la traccia debba dissolversi gradatamente.

La scheda Guide ti permette di scegliere se visualizzare altri elementi oltre agli oggetti (cioè linee e nomi di costellazioni, il contorno della Via Lattea, l'equatore celeste, l'eclittica, la linea dell'orizzonte e il terreno opaco). Puoi anche scegliere se preferisci vedere i nomi latini delle costellazioni, le abbreviazioni standard di tre lettere dell'IAU o i nomi in italiano.

La scheda Colori ti permette di impostare lo schema di colori e di definirne di personalizzati. La scheda si divide in due pannelli:

Il pannello di sinistra mostra una lista di tutti gli elementi con colori personalizzabili. Fai clic su un elemento qualsiasi per attivare una finestra dove potrai modificare il colore. Sotto la lista c'è la casella di selezione Modalità colore stelle. Come opzione predefinita, KStars visualizza le stelle con un colore realistico basato sul loro tipo spettrale. Tuttavia, puoi anche scegliere di visualizzare le stelle come cerchietti bianchi, neri o rossi. Se stai usando i colori realistici delle stelle, puoi scegliere il loro livello di saturazione tramite la casella Intensità colore stelle.

Il pannello di destra elenca gli schemi di colore definiti. Ci sono tre schemi: quello predefinito; Mappa celeste, con stelle nere su sfondo bianco; Visione notturna, che usa solo gradazioni di rosso per proteggere l'adattamento dell'occhio all'oscurità; infine Notte senza Luna, uno schema più realistico, dai colori meno brillanti. In aggiunta, puoi salvare le impostazioni di colore correnti come schema personalizzato, facendo clic sul pulsante Salva colori correnti.... Ti sarà richiesto un nome per il nuovo schema, dopodiché esso apparirà nella lista in tutte le sessioni future di KStars. Per rimuovere uno schema personalizzato, devi semplicemente evidenziarlo nella lista e premere il pulsante Elimina schema di colori.

La scheda Avanzate permette di controllare in ogni dettaglio tutte le più sottili funzionalità di KStars.

La casella Correggi per rifrazione atmosferica stabilisce se le posizioni degli oggetti debbano o meno essere corrette per gli effetti dell'atmosfera. Dato che l'atmosfera è un involucro sferico, la luce proveniente dallo spazio esterno viene “piegata” mentre l'attraversa per raggiungere i nostri telescopi o i nostri occhi sulla superficie terrestre. L'effetto è massimo per oggetti vicini all'orizzonte, tanto da cambiarne di alcuni minuti gli istanti previsti di levata e tramonto. In effetti, quando si “vede” un tramonto, la posizione vera del Sole è già completamente sotto l'orizzonte; la rifrazione atmosferica dà l'illusione che il Sole sia ancora nel cielo. Nota che non si tiene mai conto della rifrazione atmosferica quando le coordinate equatoriali sono in uso.

La casella Utilizza movimento animato stabilisce come il display cambia quando sulla mappa viene scelta una nuova posizione da centrare. L'opzione predefinita è che il cielo “scorra” verso la nuova posizione; deselezionando l'opzione, il display “salterà” immediatamente alla nuova posizione.

Se la casella Mostra nome oggetto centrato è marcata, il nome di ogni oggetto inseguito dal programma sarà automaticamente visualizzato. Il nome sarà rimosso quando l'oggetto non sarà più inseguito. Nota che puoi anche visualizzare in modo permanente il nome di un oggetto tramite il suo menu a comparsa.

Ci sono tre situazioni in cui KStars deve ridisegnare molto rapidamente la mappa del cielo: quando si seleziona una nuova posizione (e si è marcato Usa movimento animato), quando il cielo viene trascinato col mouse e quando il passo temporale è grande. In queste situazioni, la posizione di tutti gli oggetti deve essere ricalcolata nel più breve tempo possibile, il che può costituire un notevole carico di lavoro per la CPU. Se la CPU non può farvi fronte, il display apparirà lento e "a scatti". Per mitigare questo effetto, KStars nasconderà certi oggetti durante queste situazioni di ridisegno rapido, purché la casella Nascondi oggetti durante il movimento sia marcata. Il valore del passo temporale sopra il quale gli oggetti vengono nascosti è determinato dal contatore Nascondi quando il passo è maggiore di:. Puoi specificare gli oggetti da nascondere nel riquadro Configura oggetti nascosti.

Ci sono diversi modi per modificare il display secondi i tuoi gusti.

Un requisito fondamentale per lo studio degli oggetti celesti è determinare dove essi si trovino in cielo. Per specificare le posizioni nel cielo, gli astronomi hanno ideato diversi sistemi di coordinate. Ognuno di essi usa un reticolo di coordinate proiettato sulla sfera celeste, in analogia con il sistema di coordinate geografiche usato sulla superficie terrestre. I sistemi di coordinate differiscono soltanto nella scelta del loro piano fondamentale, che divide il cielo in due emisferi uguali lungo un cerchio massimo (il piano fondamentale del sistema geografico è l'equatore terrestre). Ogni sistema di coordinate prende il nome dal proprio piano fondamentale.

L'equatore celeste è un cerchio massimo immaginario sulla sfera celeste. L'equatore celeste è il piano fondamentale del sistema di coordinate equatoriali, ed è quindi definito come il luogo dei punti con declinazione nulla. È anche la proiezione dell'equatore terrestre sulla sfera celeste.

L'equatore celeste e l'eclittica formano un angolo di 23,5 gradi. I loro punti di intersezione sono gli equinozi vernale e autunnale.

Il cielo sembra spostarsi da est a ovest, compiendo un giro completo in 24 ore (siderali). Questo fenomeno è dovuto alla rotazione della Terra attorno al proprio asse. L'asse di rotazione terrestre interseca la sfera celeste in due punti. Questi punti sono i poli celesti. Mentre la Terra ruota, essi rimangono fissi nel cielo, e tutti gli altri punti sembrano ruotare loro attorno. I poli celesti sono anche i poli del sistema di coordinate equatoriali, il che significa che hanno una declinazione di +90 e -90 gradi (per il polo celeste nord e sud, rispettivamente).

Il polo celeste nord ha attualmente quasi le stesse coordinate della brillante stella Polaris (nome latino che sta per "stella polare"). Ciò rende Polaris utile alla navigazione: non solo è sempre sopra il punto nord dell'orizzonte, ma il suo angolo di altezza è sempre (quasi) uguale alla latitudine geografica dell'osservatore (tuttavia, Polaris è visibile soltanto dall'emisfero nord).

Il fatto che Polaris sia vicina al polo è una pura coincidenza. A dire la verità, a causa della precessione, Polaris è vicina al polo solo per una piccola frazione del tempo.

La sfera celeste è una sfera immaginaria di raggio enorme, centrata sulla Terra. Tutti gli oggetti visibili in cielo si possono pensare come giacenti sulla superficie di questa sfera.

Naturalmente sappiamo che gli oggetti celesti non stanno sulla superficie di una sfera centrata sulla Terra, quindi perché darsi pena con questo costrutto? Tutto ciò che vediamo nel cielo è così lontano che le distanze sono impossibili da stimare tramite la semplice osservazione. Poiché le distanze sono indeterminate, bisogna solo conoscere la direzione di un oggetto per localizzarlo nel cielo. In questo senso, la sfera celeste è un modello molto pratico per mappare il cielo.

Le direzioni dei vari oggetti celesti possono essere quantificate costruendo un sistema di coordinate celesti.

L'eclittica è un cerchio massimo immaginario sulla sfera celeste, lungo il quale sembra muoversi il Sole nel corso dell'anno. Ovviamente in realtà è la Terra ad orbitare intorno al Sole, causando il cambiamento nella sua direzione apparente. L'eclittica è inclinata di 23,5 gradi rispetto all'equatore celeste. I due punti in cui l'eclittica interseca l'equatore celeste sono noti come equinozi.

Dato che il nostro sistema solare è relativamente piatto, anche le orbite dei pianeti sono vicine al piano dell'eclittica. Inoltre, anche le costellazioni dello Zodiaco sono situate lungo l'eclittica. Ciò la rende un punto di riferimento molto utile a chi cerca i pianeti o le costellazioni dello Zodiaco, dato che tutte letteralmente “seguono il Sole”.

A causa dell'inclinazione di 23,5 gradi dell'Eclittica, l'altezza del Sole a mezzogiorno cambia nel corso dell'anno, col variare della posizione sull'Eclittica della nostra stella. Questa è la causa delle stagioni. In estate, il Sole è alto in cielo a mezzogiorno, e rimane sopra l'orizzonte per più di dodici ore al giorno. Al contrario, in inverno il Sole è basso a mezzogiorno, e rimane sopra l'orizzonte per meno di dodici ore al giorno. Inoltre, in estate la luce solare raggiunge la superficie terrestre ad un angolo più vicino alla verticale, con la conseguenza che una data area riceve più energia per secondo in estate che in inverno. Le differenze nella durata del giorno e nell'energia ricevuta per unità di area causano la differenza in temperatura che sperimentiamo tra estate e inverno.

La maggior parte delle persone conosce l'equinozio vernale e quello autunnale come date del calendario, che segnano rispettivamente l'inizio della primavera e dell'autunno nell'emisfero nord. Sapevi che gli equinozi sono anche posizioni nel cielo?

L'equatore celeste e l'eclittica sono due cerchi massimi sulla sfera celeste, posti ad un angolo di 23,5 gradi l'uno rispetto all'altro. I due punti ove si intersecano sono detti equinozi. L'equinozio vernale ha coordinate AR = 0 ore e Dec = 0 gradi, mentre l'equinozio autunnale ha coordinate AR = 12 ore e Dec = 0 gradi.

Gli equinozi sono importanti per l'alternarsi delle stagioni. Poiché giacciono sull'eclittica, il Sole passa per ciascun equinozio ogni anno. Quando il Sole passa per l'equinozio vernale (di solito il 21 marzo) attraversa l'equatore celeste da sud a nord, comportando la fine dell'inverno nell'emisfero nord. Allo stesso modo, quando il Sole passa per l'equinozio autunnale (di solito il 21 settembre) attraversa l'equatore celeste da nord a sud, comportando la fine dell'inverno nell'emisfero sud.

Ogni punto sulla superficie terrestre si può specificare facendo uso di un sistema di coordinate. Il sistema di coordinate geografiche (geografia sta per “mappare la Terra”) è allineato con l'asse di rotazione terrestre, e definisce due angoli misurati dal centro della Terra. Un angolo, chiamato latitudine, misura la distanza da un punto qualsiasi all'equatore. L'altro angolo, chiamato longitudine, misura la distanza lungo l'equatore a partire da un punto arbitrario sulla Terra (Greenwich, in Inghilterra, è il punto zero della longitudine accettato dalla maggior parte delle società moderne).

Combinando questi due angoli si può specificare ogni luogo sulla Terra. Per esempio, Baltimora, nel Maryland (USA) ha una latitudine di 39,3 gradi nord, e una longitudine di 76,6 gradi ovest. Così un vettore tracciato dal centro della Terra attraverso un punto 39,3 gradi a nord dell'equatore e 76,6 gradi ad ovest di Greenwhich passerà per Baltimora.

L'equatore è ovviamente una parte importante di questo sistema di coordinate, dato che rappresenta il punto zero dell'angolo di latitudine, e il punto a metà strada tra i poli. L'equatore è il piano fondamentale del sistema di coordinate geografiche. Tutti i sistemi di coordinate sferiche definiscono un piano fondamentale.

Linee di latitudine costante sono dette paralleli. Essi tracciano cerchi sulla superficie terrestre, ma il solo parallelo ad essere un cerchio massimo è l'equatore (latitudine = 0 gradi). Linee di longitudine costante sono dette meridiani. Il meridiano passante per Greenwich è il meridiano fondamentale ( longitudine = 0 gradi). A differenza dei paralleli, tutti i meridiani sono cerchi massimi, e non sono paralleli tra loro, ma si intersecano ai poli.

Considera una sfera, come la Terra o la sfera celeste. L'intersezione di un piano qualsiasi con la sfera risulterà in un cerchio sulla sua superficie. Se il piano contiene il centro della sfera, il cerchio d'intersezione è un cerchio massimo. I cerchi massimi sono i cerchi più grandi che è possibile tracciare su una sfera. Inoltre il percorso più breve tra due punti su una sfera è sempre lungo un cerchio massimo.

Alcuni esempi di cerchi massimi sulla sfera celeste sono l'orizzonte, l'equatore celeste e l'eclittica.

L'orizzonte è la linea che separa la Terra dal cielo. Più precisamente, è la linea che divide tutte le direzioni in cui si può guardare in due categorie: quelle che intersecano la Terra, e quelle che non lo fanno. In molti luoghi l'orizzonte è oscurato da alberi, edifici, montagne e così via. Trovandosi invece su un'imbarcazione in mare aperto, l'orizzonte è perfettamente visibile.

L'orizzonte è il piano fondamentale del sistema di coordinate orizzontali. In altre parole, è il luogo dei punti che hanno un'altezza di zero gradi.

Come abbiamo spiegato nell'articolo sul tempo siderale, l'ascensione retta di un oggetto indica il tempo siderale dell'istante in cui esso passa sul meridiano locale. L'angolo orario di un oggetto è definito come la differenza tra il tempo siderale locale e l'ascensione retta dell'oggetto.

AO_ogg = TSL - AR_ogg

Così l'angolo orario dell'oggetto indica quanto tempo siderale è passato da quando esso si trovava sul meridiano locale. Corrisponde inoltre alla distanza angolare tra l'oggetto e il meridiano, misurata in ore (un'ora = 15 gradi). Per esempio, se un oggetto ha un angolo orario di 2,5 ore, è transitato sul meridiano locale due ore e mezza fa, e si trova attualmente 37,5 gradi ad ovest del meridiano stesso. Un angolo orario negativo indica il tempo mancante al prossimo passaggio sul meridiano locale. Ovviamente, un angolo orario pari a zero indica che l'oggetto si trova al momento sul meridiano locale.

Il meridiano è un cerchio massimo sulla sfera celeste, perpendicolare all'orizzonte locale. Passa attraverso il punto nord dell'orizzonte, il polo celeste, lo zenit e il punto sud dell'orizzonte.

Poiché il meridiano locale è fissato all'orizzonte locale, le stelle sembreranno oltrepassarlo per effetto della rotazione terrestre. Si può usare l'ascensione retta di un oggetto e il tempo siderale locale per stabilire quando oltrepasserà il meridiano locale (vedi angolo orario).

La precessione è il graduale cambiamento della direzione dell'asse di rotazione terrestre. Tale asse traccia un cono, completando il proprio percorso in 26.000 anni. Se hai mai fatto girare una trottola, la rotazione “oscillante” della punta è la precessione.

Poiché la direzione dell'asse terrestre cambia, così fa anche la posizione dei poli celesti.

La ragione della precessione terrestre è complicata. La Terra non è una sfera perfetta, ma è leggermente schiacciata, vale a dire che il cerchio massimo dell'equatore è più lungo di un cerchio massimo “meridonale” che passa per i poli. Inoltre, il Sole e la Luna stanno al di fuori del piano equatoriale terrestre. Il risultato è che l'attrazione gravitazionale della Luna e del Sole sulla Terra oblata induce un leggero momento torcente in aggiunta alla forza lineare. Tale momento torcente sul corpo rotante della Terra dà origine al moto di precessione.

Lo zenit è il punto del cielo che puoi vedere guardando direttamente sopra la tua testa. Più precisamente, è il punto del cielo con un'altezza di 90 gradi, ed è il polo del sistema di coordinate orizzontali. Geometricamente, è il punto di intersezione tra la sfera celeste e una retta passante per il centro della Terra e la tua posizione sulla superficie terrestre.

Lo zenit si trova, per definizione, lungo il meridiano locale.

Il calendario giuliano è un modo di calcolare la data corrente tramite un semplice conteggio dei giorni trascorsi da una qualche remota data arbitraria. Tale numero di giorni è chiamato giorno giuliano, abbreviato in GG. (o JD, da Julian Day) Il punto di partenza, GG=0, è il primo gennaio 4713 a.C. (o il primo gennaio del -4712, dato che non c'è stato alcun anno "zero"). Le date giuliane sono molto utili perché semplificano il compito di calcolare il numero di giorni tra due eventi, che si riduce a sottrarre i rispettivi giorni giuliani. Un calcolo del genere sarebbe difficile nel calendario standard (gregoriano), dato che i giorni sono raggruppati in mesi che possono contenerne un numero variabile, per non parlare della complicazione aggiuntiva degli anni bisestili.

È consigliabile lasciare che della conversione dal calendario standard (gregoriano) a quello giuliano e viceversa si occupino programmi appositamente scritti, come l'astrocalcolatrice di KStars. Comunque, per chi fosse interessato, ecco un semplice esempio di convertitore gregoriano-giuliano.

GG = G - 32075 + 1461*(A + 4800 * ( M - 14 ) / 12 ) / 4 + 367*(M - 2 - ( M - 14) / 12 * 12 ) / 12 - 3*((A + 4900 + (M - 14) / 12) / 100) / 4

dove G è il giorno (da 1 a 31), M è il mese (da 1 a 12) e A è l'anno (dal 1801 al 2099). Nota che la formula funziona solo per gli anni dal 1801 al 2099. Date più antiche richiedono una trasformazione più complicata.

Un esempio di data giuliana è GG 2440588, che corrisponde al primo gennaio 1970.

I giorni giuliani possono anche essere usati per esprimere l'ora, espressa come frazione di un giorno intero, col mezzogiorno come punto iniziale. Così le 15 del primo gennaio 1970 diventano GG 2440588.125 (dato che le 15 sono tre ore dopo mezzogiorno, e 3/24 = 0.125 giorni). Nota che il giorno giuliano è sempre determinato dal tempo universale, e non dal tempo locale.

Gli astronomi usano certi valori del giorno giuliano come importanti punti di riferimento, detti epoche. Un'epoca molto usata è chiamata J2000, e corrisponde alla data giuliana per il mezzogiorno del primo gennaio 2000: GG 2451545.0.

Molte altre informazioni sui giorni giuliani sono disponibili su Internet. Un buon punto di partenza è l'U.S. Naval Observatory (in inglese). Se il sito non fosse disponibile, prova a cercare “giorno giuliano” col tuo motore di ricerca preferito.

Il moto della Terra ha due componenti principali. In primo luogo c'è la rotazione attorno a un asse; una rotazione completa richiede un giorno. In secondo luogo c'è il moto orbitale attorno al Sole; per completare un'orbita ci vuole un anno.

Normalmente ci sono 365 giorni in un anno del calendario, ma la verità è che un anno vero (cioè un'orbita intera della Terra attorno al Sole, detto anche anno tropico) è un po' più lungo di 365 giorni. In altre parole la Terra, nel tempo che impiega per completare un'orbita, effettua 365,24219 rotazioni. Non è il caso di sorprendersi troppo: non c'è alcuna ragione per aspettarsi che il moto di rotazione e rivoluzione della Terra siano sincronizzati in un modo qualsiasi. Tuttavia, ciò rende alquanto difficoltoso misurare il tempo del calendario...

Che accadrebbe se ignorassimo le 0,24219 rotazioni extra al termine dell'anno, definendo semplicemente un anno di calendario in modo che sia sempre lungo 365 giorni esatti? Il calendario è sostanzialmente una mappa del cammino della Terra attorno al Sole. Se ignorassimo il pezzetto extra al termine di ogni anno, col passare del tempo la data del calendario sarebbe sempre più in ritardo rispetto alla vera posizione della Terra attorno al Sole. Nel giro di qualche decennio, le date dei solstizi e degli equinozi cambierebbero sensibilmente.

Per la verità, in passato gli anni avevano tutti 365 giorni per definizione, col risultato che il calendario “scivolava” via dalle vere stagioni. Nell'anno 46 a.C., Giulio Cesare introdusse il calendario giuliano, che conteneva i primi anni bisestili della storia. Egli decretò che un anno ogni quattro sarebbe durato 366 giorni, in modo che un anno fosse lungo, in media, 365,25 giorni. Ciò praticamente risolse il problema della deriva del calendario.

Tuttavia, il problema non era stato del tutto risolto dal calendario giuliano, dato che un anno tropico non dura 365,25 giorni, bensì 365,24219. C'è ancora un problema di deriva del calendario, con l'unica differenza che devono passare molti secoli perché diventi evidente. Fu così che, nel 1582, papa Gregorio XIII istituì il calendario gregoriano, che era largamente simile al calendario giuliano, con l'aggiunta di un trucco riguardante gli anni bisestili: gli anni di fine secolo (quelli che terminano con le due cifre “00”) sono bisestili solo se divisibili per 400. Così gli anni 1700, 1800 e 1900 non furono bisestili (ma lo sarebbero stati sotto il calendario giuliano), mentre il 2000 è stato un anno bisestile. Questa modifica fa sì che la durata media dell'anno diventi di 365,2425 giorni. In questo modo c'è ancora una minuscola deriva, che però causa un errore di soli tre giorni in 10.000 anni. Il calendario gregoriano è ancora usato come calendario standard nella maggior parte del mondo.

Tempo siderale significa letteralmente “tempo delle stelle”. Il tempo a cui siamo abituati nella nostra vita di tutti i giorni è il tempo solare.L'unità fondamentale del tempo solare è un giorno, ovvero il tempo impiegato dal Sole a percorrere 360 gradi nel cielo, a causa della rotazione terrestre. Unità più piccole di tempo solare non sono altro che suddivisioni di un giorno:

C'è però un problema col tempo solare. La Terra in verità non compie un giro di 360 gradi in un giorno solare. Essa è in orbita attorno al Sole, e nel corso di un giorno si muove di circa un grado lungo la propria orbita (360 gradi/365,25 giorni per un'orbita completa = circa un grado al giorno). Così, in 24 ore la direzione del Sole cambia di circa un grado. Perciò la Terra deve ruotare 361 gradi per far sembrare che il Sole abbia compiuto un giro di 360 gradi nel cielo.

In astronomia ci interessa quanto tempo impiega la Terra a compiere un giro completo rispetto alle stelle “fisse”, non rispetto al Sole. Per questo motivo ci vorrebbe una misura del tempo che elimini la complicazione dell'orbita terrestre attorno al Sole, e si basi solo su quanto tempo la Terra impiega a ruotare di 360 gradi rispetto alle stelle. Questo periodo di rotazione è chiamato giorno siderale. In media è quattro minuti più corto di un giorno solare, a causa del grado in più di cui la Terra ruota in un giorno solare. Invece di definire un giorno siderale della durata di 23 ore e 56 minuti, definiamo ore, minuti e secondi siderali come frazioni del giorno uguali a quelle dei corrispettivi solari. Così un secondo solare dura 1,00278 secondi siderali.

Il tempo siderale è utile per determinare dove si trovano le stelle in un certo istante. Il tempo siderale divide una rotazione completa della Terra in 24 ore siderali; allo stesso modo, la mappa del cielo è divisa in 24 ore di ascensione retta. Non è una coincidenza: il tempo siderale locale (TSL) indica l'ascensione retta che sta passando in quel momento sul meridiano locale. Così, se una stella ha un'ascensione retta di 5 ore, 32 minuti e 24 secondi, sarà in meridiano alle 05:32:24 TSL. Più in generale, la differenza tra l'AR di un oggetto e il tempo siderale locale dice quanto lontano l'oggetto è dal meridiano. Per esempio, lo stesso oggetto alle 06:32:24 TSL (un'ora siderale più tardi) sarà un'ora di ascensione retta ad ovest del meridiano, corrispondente a 15 gradi. Questa distanza angolare dal meridiano è chiamata l'angolo orario dell'oggetto.

La Terra è rotonda, ed è sempre illuminata per metà dal Sole. Tuttavia, poiché la Terra ruota, la metà illuminata cambia continuamente. Questo fenomeno ci appare come il passare dei giorni, dovunque ci troviamo sulla superficie terrestre. In ogni istante ci sono luoghi sulla Terra che stanno passando dalla metà in ombra alla metà illuminata (ciò che sulla superficie è l'alba). Nello stesso momento, all'altro capo della Terra, altri luoghi stanno passando dalla metà illuminata a quella in ombra (ciò che in quelle zone è il tramonto). Così, in ogni istante, differenti luoghi sulla Terra si trovano in diverse parti del giorno. Per questo motivo il tempo solare è definito localmente, così che il tempo segnato dagli orologi in ogni luogo descriva in modo consistente la parte del giorno.

Questa localizzazione del tempo è realizzata dividendo il globo in 24 fette verticali chiamate fusi orari. Il tempo locale è lo stesso all'interno di ogni fuso orario, ma il tempo di ciascun fuso è un'ora in anticipo rispetto a quello del fuso immediatamente ad est. A dire il vero, questa è una semplificazione idealizzata; i veri confini dei fusi orari non sono linee verticali, dato che seguono spesso i confini nazionali e altre considerazioni politiche.

Nota che, poiché il tempo locale aumenta sempre di un'ora spostandosi attraverso i fusi orari verso est, una volta oltrepassati tutti e 24 i fusi si è un giorno intero più avanti rispetto a quando si è partiti. Questo paradosso si risolve definendo una linea del cambiamento di data, che è il confine di un fuso orario nell'oceano Pacifico, tra l'Asia e il Nord America. I punti subito ad est di questa linea sono 24 ore più indietro rispetto ai punti subito ad ovest. Ciò provoca alcuni interessanti fenomeni. Per esempio, un volo diretto dall'Australia alla California arriva prima che sia partito. Inoltre, le isole Figi sono a cavallo della linea del cambiamento di data, così se si passa una brutta giornata nella parte occidentale delle Figi, ci si può sempre spostare nella parte orientale e avere la possibilità di rivivere lo stesso giorno dall'inizio.

Il tempo segnato dagli orologi è essenzialmente una misura della posizione corrente del Sole in cielo, che è diversa per luoghi a diverse longitudini, essendo la Terra rotonda (vedi Fusi orari).

Tuttavia, talvolta è necessario definire un tempo globale, che sia lo stesso per ogni luogo sulla Terra. Un modo per farlo è prendere una località terrestre e adottarne il tempo locale come tempo universale, abbreviato in TU (il nome è alquanto inappropriato, dato che il tempo universale ha poco a che fare con l'Universo. Sarebbe forse meglio pensarlo come un tempo globale).

La località geografica scelta per rappresentare il tempo universale è Greenwich, in Inghilterra. La scelta è arbitraria e ha ragioni storiche. Il tempo universale divenne un concetto importante quando le navi europee cominciarono a solcare vasti mari aperti, lontano da ogni punto di riferimento noto. Un navigatore poteva risalire alla longitudine della nave confrontando il tempo locale (misurato dalla posizione del Sole) con l'ora al porto di partenza (misurata da un orologio preciso a bordo della nave). Greenwich era la sede dell'Osservatorio Reale, che aveva il compito di misurare il tempo con grande accuratezza, così che le navi in porto potessero ricalibrare i propri orologi prima di salpare.

Con corpo nero si fa riferimento a un oggetto che emette radiazione termica. Un corpo nero perfetto assorbe tutta la luce incidente senza rifletterla. Alla temperatura ambiente un oggetto di questo tipo apparirebbe perfettamente nero (da cui il termine corpo nero) Tuttavia, se portato ad alte temperature, un corpo nero inizierà ad emettere radiazione termica.

Tutti gli oggetti emettono radiazione termica (fintantoché la loro temperatura è al di sopra dello zero assoluto, o -273,15 gradi Celsius), ma nessun oggetto è davvero un emettitore perfetto; piuttosto, emetterà/assorbirà certe lunghezze d'onda della luce meglio di altre. Queste efficienze variabili rendono difficile studiare l'interazione di luce, calore e materia usando oggetti comuni.

Fortunatamente, è possibile realizzare un corpo nero quasi perfetto. Costruisci una scatola di materiale termoconduttivo, come il metallo. La scatola dovrebbe essere completamente chiusa da tutti i lati, in modo che l'interno non riceva luce dall'ambiente circostante. Quindi pratica un piccolo buco in un punto della scatola. La luce uscente da questo buco sarà quasi identica a quella di un corpo nero ideale, dato che la temperatura dell'aria nella scatola è costante.

All'inizio del ventesimo secolo, gli scienziati Lord Rayleigh e e Max Planck (tra gli altri) studiarono la radiazione di corpo nero con uno strumento simile. Dopo molto lavoro, Planck fu in grado di descrivere empiricamente l'intensità della luce emessa da un corpo nero in funzione della lunghezza d'onda. Riuscì inoltre a descrivere come questo spettro varia al variare della temperatura. Il lavoro di Planck sulla radiazione di corpo nero è uno dei campi della fisica che portarono alla fondazione della meravigliosa scienza della Meccanica Quantistica, ma ciò va sfortunatamente oltre lo scopo di questo articolo.

Ciò che Planck e gli altri scoprirono è che, al crescere della temperatura di un corpo nero, la luce complessiva emessa per secondo aumenta, e la lunghezza d'onda del picco dello spettro si sposta verso colori più blu (vedi Figura 1).

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Figura 1

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Per esempio, una barra di ferro diventa di colore rosso/arancione se scaldata ad alta temperatura, e il suo colore cambia progressivamente verso il blu e il bianco con l'aumentare della temperatura.

Nel 1893, il fisico tedesco Wilhelm Wein quantificò la relazione tra temperatura del corpo nero e lunghezza d'onda del picco spettrale con la seguente equazione:

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dove T è la temperatura in Kelvin. La legge di Wien (nota anche come legge dello spostamento di Wien) afferma che la lunghezza d'onda della massima emissione di un corpo nero è inversamente proporzionale alla sua temperatura. Ciò ha senso: la luce di minor lunghezza d'onda (e maggior frequenza) corrisponde a fotoni di energia più alta, come ci si aspetta da un oggetto a temperatura maggiore.

Per esempio, il Sole ha una temperatura medio di 5800 K, con una lunghezza d'onda di massima emissione pari a:

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Questa lunghezza d'onda cade nella regione verde dello spettro visibile, ma la radiazione continua del Sole emette fotoni a lunghezze d'onda maggiori e minori di lambda(max), e l'occhio umano percepisce come giallo/bianco il suo colore.

Nel 1879, il fisico austriaco Stephan Josef Stefan dimostrò che la luminosità L di un corpo nero è proporzionale alla quarta potenza della sua temperatura T.

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dove A è l'area superficiale, alfa è una costante di proporzionalità e T è la temperatura in Kelvin. Sarebbe a dire che se raddoppiamo la temperatura (per esempio da 1000 a 2000 K) l'energia totale irradiata da un corpo nero cresce di un fattore 2^4 o 16.

Cinque anni dopo, il fisico austriaco Ludwig Boltzmann derivò la medesima equazione, che è ora nota come legge di Stefan-Boltzmann. Considerando una stella sferica di raggio R, la sua luminosità sarà pari a

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dove R è il raggio stellare in cm, e alfa è la costante di Stefan-Boltzmann, che ha il valore:

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Gli scienziati sono ormai a proprio agio con l'idea che il 90% della massa dell'Universo sia sotto forma di materia invisibile.

Nonostante dettagliate mappe dell'Universo vicino che coprono lo spettro dal radio ai raggi gamma, siamo in grado di individuare solo il 10% della massa che deve esistere là fuori. Come disse nel 2001 al New York Times Bruce H. Margon, astronomo all'Università di Washington: [È una situazione alquanto imbarazzante dover ammettere che non riusciamo a trovare il 90 per cento dell'Universo].

Il nome dato a questa “massa mancante” è materia oscura, e queste due parole riassumono abbastanza bene tutto ciò che ne sappiamo al momento. Sappiamo che c'è “materia”, perché possiamo vedere gli effetti della sua influenza gravitazionale. Tuttavia, questa materia non emette alcuna radiazione elettromagnetica, da cui l'aggettivo “oscura”. Esistono parecchie teorie per spiegare la massa mancante, da particelle subatomiche esotiche a una popolazione di buchi neri isolati, fino a meno esotiche nane bianche e brune. Il termine “massa mancante” può essere fuorviante, dato che non è la massa a mancare, ma solo la sua luce. Ma che cos'è esattamente la materia oscura, e come facciamo a sapere che esiste, se non possiamo vederla?

La storia ebbe inizio nel 1933, quando l'astronomo Fritz Zwicky stava studiando il moto di ammassi di galassie lontani e di grande massa, nella fattispecie l'ammasso della Chioma e quello della Vergine. Zwicky stimò la massa di ogni galassia dell'ammasso basandosi sulla sua luminosità, e sommò tutte le masse galattiche per ottenere la massa totale dell'ammasso. Ottenne poi una seconda stima indipendente della massa totale, basata sulla misura della dispersione delle velocità individuali delle galassie nell'ammasso. Con sua grande sorpresa, questa seconda stima di massa dinamica era 400 volte più grande della stima basata sulla luce delle galassie.

Sebbene l'evidenza sperimentale fosse già forte ai tempi di Zwicky, fu solo negli anni Settanta che gli scienziati iniziarono ad esplorare questa discrepanza in modo sistematico. Fu in quel periodo che l'esistenza della materia oscura iniziò ad essere presa sul serio. L'esistenza di tale materia non avrebbe solo risolto la mancanza di massa negli ammassi di galassie, ma avrebbe avuto conseguenze di ben più larga portata sull'evoluzione e il destino dell'Universo stesso.

Un altro fenomeno che suggerì la necessità di materia oscura consiste nelle curve di rotazione delle galassie spirali. Le galassie spirali contengono una vasta popolazione di stelle in orbita attorno al centro galattico su orbite quasi circolari, un po' come pianeti in orbita attorno a una stella. Come accade per le orbite planetarie, ci si aspetta che stelle con orbite galattiche più grandi abbiano velocità orbitali minori (si tratta di una semplice enunciazione della terza legge di Keplero). Per la verità, la terza legge di Keplero è applicabile soltanto a stelle vicine alla periferia di una galassia spirale, poiché presuppone che la massa racchiusa dall'orbita sia costante.

Tuttavia gli astronomi hanno condotto osservazioni delle velocità orbitali delle stelle nelle regioni periferiche di un gran numero di galassie spirali, e in nessun caso esse seguono la terza legge di Keplero. Invece di diminuire a grandi raggi, le velocità orbitali rimangono con ottima approssimazione costanti. L'implicazione è che la massa racchiusa da orbite di raggio via via maggiore aumenti, anche per stelle che sono apparentemente vicine al limite della galassia. Sebbene si trovino presso i confini della parte luminosa della galassia, questa ha un profilo di massa che apparentemente continua ben al di là delle regioni occupate dalle stelle.

Ecco un altro modo di vedere il problema: consideriamo le stelle presso la periferia di una galassia spirale, con velocità orbitali osservate tipicamente di 200 chilometri al secondo. Se la galassia fosse composta solo dalla materia che possiamo vedere, queste stelle la abbandonerebbero in breve tempo, dato che le loro velocità orbitali sono quattro volte più grandi della velocità di fuga dalla galassia. Dato che non si osservano galassie che si stiano disperdendo in questo modo, al loro interno deve trovarsi della massa di cui non teniamo conto quando sommiamo tutte le parti che possiamo vedere.

In letteratura sono comparse parecchie teorie per spiegare la massa mancante, come le WIMP (Weakly Interacting Massive Particles, particelle di grande massa debolmente interagenti), i MACHO (MAssive Compact Halo Objects, oggetti compatti di grande massa dell'alone), buchi neri primordiali, neutrini dotati di massa e così via, ciascuna con i suoi pro e contro. Nessuna singola teoria è stata finora accettata dalla comunità astronomica, poiché siamo privi dei mezzi per verificare in modo risolutivo una teoria rispetto all'altra.

Il flusso è la quantità di energia che attraversa un'area unitaria in un secondo.

Gli astronomi usano il flusso per denotare la luminosità apparente di un corpo celeste. La luminosità apparente è definita come la quantità di energia ricevuta da una stella, al di sopra dell'atmosfera terrestre, in un secondo ed entro un'area unitaria. Ne consegue che la luminosità apparente è semplicemente il flusso ricevuto dalla stella.

Il flusso misura il tasso di scorrimento dell'energia che passa ogni secondo attraverso un centimetro quadrato (o una qualsiasi area unitaria) della superficie di un oggetto. Il flusso misurato dipende dalla distanza della sorgente che irradia l'energia. Ciò accade in quanto l'energia deve distribuirsi entro un certo volume di spazio prima di raggiungerci. Supponiamo di avere un pallone immaginario che racchiuda una stella. Ogni punto sul pallone rappresenta un'unità di energia emessa dalla stella. Inizialmente, i punti in un'area di un centimetro quadrato sono assai vicini tra loro, e il flusso (energia emessa per centimetro quadrato per secondo) è alto. Dopo aver percorso una distanza d, il volume e la superficie del pallone sono aumentati, facendo sì che i punti si sparpaglino allontanandosi l'uno dall'altro. Di conseguenza, il numero di punti (l'energia) contenuti in un centimetro quadrato è diminuito, come illustrato in Figura 1.

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Figura 1

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Il flusso è inversamente proporzionale alla distanza secondo una semplice legge dell'inverso del quadrato. Perciò, se la distanza raddoppia noi riceviamo (1/2)^2 o 1/4 del flusso originario. In termini di grandezze fondamentali, il flusso è la luminosità per unità di areaç

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dove (4 * PI * R^2) è l'area di una sfera (o di un pallone!) di raggio R. Il flusso si misura in watt/m^2/s, oppure, come comunemente fanno gli astronomi, in erg/cm^2/s. Per esempio, la luminosità del Sole è L = 3.90 * 10^26 W. Sarebbe a dire che in un secondo il Sole irradia 3.90 * 10^26 joule di energia nello spazio. Ne consegue che il flusso ricevuto attraverso un centimetro quadrato alla distanza di un'UA (1.496 * 10^13 cm) è:

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La luminosità è la quantità di energia emessa da una stella in un secondo.

Tutte le stelle irradiano in un'ampia gamma di frequenze dello spettro elettromagnetico, dalle onde radio di bassa energia fino ai raggi gamma di alta energia. Una stella che emette prevalentemente nella regione ultravioletta dello spettro produce una quantità totale di energia maggiore di una stella che emette principalmente nell'infrarosso. Per questo la luminosità è una misura dell'energia emessa da una stella a tutte le lunghezze d'onda. La relazione tra lunghezza d'onda ed energia è stata quantificata da Einstein come E = h * v, dove v è la frequenza, h è la costante di Planck ed E è l'energia del fotone in joule. In altre parole, a lunghezze d'onda minori (e quindi a frequenze più alte) corrispondono energie maggiori.

Per esempio, una lunghezza d'onda lambda = 10 metri appartiene alla regione radio dello spettro elettromagnetico, e corrisponde a una frequenza f = c / lambda = 3 * 10^8 m/s / 10 = 30 MHz, dove c è la velocità della luce. L'energia del fotone è E = h * v = 6.625 * 10^-34 J s * 30 Mhz = 1.988 * 10^-26 joule. Al contrario, la luce visibile ha lunghezze d'onda molto minori e frequenze molto più alte. Un fotone con lunghezza d'onda lamba = 5 * 10^-9 metri (più o meno nel verde) ha un'energia E = 3.975 * 10^-17 joule, oltre un miliardo di volte maggiore rispetto all'energia di un fotone radio. Analogamente, un fotone di luce rossa (lunghezza d'onda lamba = 700 nm) ha meno energia di un fotone di luce violetta (lunghezza d'onda lamba = 400 nm).

La luminosità dipende sia dalla temperatura che dall'area superficiale. Ciò ha senso perché un ceppo ardente irraggia più energia di un fiammifero, sebbene entrambi abbiano la stessa temperatura. Allo stesso modo, una sbarra di ferro scaldata a 2000 gradi emette più energia di quando è scaldata a soli 200 gradi.

La luminosità è una grandezza fondamentale in astronomia e astrofisica. Molto di ciò che si sa sui corpi celesti lo si è appreso analizzando la loro luce. La ragione è che i processi fisici che avvengono nelle stelle vengono registrati e trasmessi dalla luce. La luminosità è misurata in unità di energia per secondo. Gli astronomi preferiscono usare gli erg piuttosto che i watt.

La parallasse e il cambiamento apparente della posizione di un oggetto osservato dovuta al variare della posizione dell'osservatore. Per esempio, tieni una mano di fronte a te col braccio disteso in avanti, e osserva un oggetto dall'altro lato della stanza, dietro la tua mano. Ora inclina la testa verso la spalla destra, e la tua mano sembrerà essere a sinistra dell'oggetto distante. Inclina la testa verso la spalla sinistra, e la tua mano sembrerà spostarsi a destra dell'oggetto distante.

Dato che la Terra è in orbita attorno al Sole, noi osserviamo il cielo da una posizione in costante movimento nello spazio. Perciò ci dovremmo aspettare di vedere un effetto di parallasse annua, in cui le posizioni degli oggetti vicini sembrano “oscillare” in risposta al nostro moto attorno al Sole. Ciò in effetti avviene, ma le distanze, anche verso le stelle più vicine, sono talmente grandi che occorrono accurate osservazioni con un telescopio per individuare l'effetto.^[2].

I moderni telescopi permettono agli astronomi di usare la parallasse annuale per misurare le distanze delle stelle vicine, grazie alla triangolazione. Gli astronomi misurano con cura la posizione della stella in due date, a sei mesi di distanza l'una dall'altra. Più la stella è vicina al Sole, maggiore sarà il cambiamento apparente della sua posizione da una data all'altra.

Durante il periodo di sei mesi la Terra ha percorso metà della propria orbita attorno al Sole, e la sua posizione è cambiata di due Unità Astronomiche (abbreviato in UA; un'UA è la distanza dalla Terra al Sole, circa 150 milioni di chilometri). Sembrerebbe una distanza enorme, ma anche la stella più vicina al Sole (Alfa Centauri) è lontana circa quarantamila miliardi di chilometri. Per questo motivo la parallasse annuale è molto piccola, tipicamente minore di un secondo d'arco, che è solo 1/3600 di un grado. Una conveniente unità di misura della distanza per le stelle vicine è il parsec, abbreviazione di "parallasse arcosecondo". Un parsec è la distanza che avrebbe una stella se il suo angolo di parallasse osservato fosse di un secondo d'arco. È pari a 3,26 anni luce, o 31 mila miliardi di chilometri^[3].

Il moto retrogrado è il moto orbitale di un corpo in direzione opposta a quella normale per i corpi di un dato sistema.

Quando osserviamo il cielo, ci aspettiamo che la maggior parte degli oggetti sembrino muoversi in una particolare direzione col passare del tempo. Il moto apparente della maggior parte dei corpi nel cielo è da est a ovest. Tuttavia è possibile osservare un corpo che si muove da ovest a est, come un satellite artificiale o lo space shuttle che sta orbitando verso est. Tale orbita è considerata un moto retrogrado.

Il moto retrogrado è usato perlopiù riferendosi al moto dei pianeti esterni (Marte, Giove, Saturno e così via). Sebbene questi pianeti sembrino muoversi da est a ovest nel corso di una notte, in risposta al moto di rotazione terrestre, in realtà si muovono lentamente verso est rispetto alle stelle fisse, e lo si può osservare annotando la posizione di questi pianeti per diverse notti consecutive. Tuttavia si tratta di un moto normale per questi pianeti, e non lo si considera moto retrogrado. Siccome però la Terra completa la propria orbita in un tempo inferiore rispetto a questi pianeti esterni, occasionalmente ne sorpassiamo uno, come un auto più veloce su una strada a più corsie. Quando ciò accade, il pianeta che stiamo sorpassando sembrerà prima arrestare il suo moto verso est, e sembrerà quindi muoversi indietro verso ovest. Questo è moto retrogrado, poiché è in una direzione diversa da quella tipica dei pianeti. Infine, allorché la Terra passa davanti al pianeta nella sua orbita, questo sembra riprendere il suo moto normale da ovest a est nelle notti successive.

Questo moto retrogrado dei pianeti confuse gli antichi astronomi greci, e fu una delle ragioni per cui essi diedero a questi corpi il nome di “pianeti”, che in greco significa “vagabondi”.

Le galassie ellittiche sono concentrazioni sferoidali di miliardi di stelle che assomigliano ad ammassi globulari su grande scala. Non mostrano una struttura interna rilevante; la densità di stelle decresce regolarmente andando dall'alta densità del centro alle rarefatte estremità, e possono presentare un vasto intervallo di ellitticità (o rapporto tra gli assi). Contengono tipicamente quantità molto scarse di gas e polvere interstellare, e nessuna popolazione stellare giovane (anche se vi sono eccezioni a queste regole). Edwin Hubble si riferiva alle galassie ellittiche col nome di galassie di tipo primitivo (“early-type”), perché pensava che si evolvessero fino a formare le galassie spirali (che chiamava galassie di tipo avanzato, o “late-type”). Per la verità ora gli astronomi pensano che accada il contrario (e cioè che le galassie spirali possano trasformarsi in ellittiche), ma i nomi ideati da Hubble sono ancora usati.

Inizialmente ritenute un tipo galattico semplice, le ellittiche sono ora note come oggetti abbastanza complessi. Parte di questa complessità è dovuta alla loro affascinante storia: si pensa che le ellittiche siano il risultato della fusione di due galassie spirali. Puoi vedere il filmato MPEG della simulazione al computer di una fusione simile presso questa pagina HST della NASA (avvertenza: il file è di 3,4 MByte).

Le galassie ellittiche occupano un vasto intervallo di dimensioni e luminosità, dalle ellittiche giganti grandi centinaia di migliaia di anni luce e quasi mille miliardi di volte più luminose del Sole, fino alle ellittiche nane, appena più luminose di un ammasso globulare medio. Sono divise in diverse classi morfologiche:

Le galassie spirali sono enormi raggruppamenti di miliardi di stelle, ed hanno perlopiù forma di disco, con un brillante nucleo sferico di stelle al centro. Nel disco ci sono tipicamente dei bracci brillanti, dove si trovano le stelle più giovani e luminose. Questi bracci si dipartono dal centro seguendo un percorso a spirale, da cui il nome delle galassie. Le galassie spirali ricordano un po' degli uragani, o la forma dell'acqua risucchiata da uno scolo. Sono tra gli oggetti più belli del cielo.

Le galassie sono classificate usando un “diagramma a diapason”. L'impugnatura del diapason comprende le galassie ellittiche ordinate dalle più circolari, classificate come E0, alle più elongate, che sono le E7. Sui “rebbi” del diapason si trovano i due tipi di galassie spirali: spirali normali e “barrate”. Una spirale barrata presenta il nucelo centrale allungato a formare un segmento, così da avere a tutti gli effetti una “barra” di stelle al centro.

Entrambi i tipi di galassie spirali sono ulteriormente classificati in base alle dimensioni del loro “nucleo” centrale di stelle, alla brillanza superficiale complessiva e al grado di avvolgimento dei bracci. Queste caratteristiche sono correlate, così che una galassia Sa ha un grande nucleo centrale, un'alta brillanza superficiale e bracci a spirale avvolti strettamente. Una galassia Sb mostra un nucleo più piccolo, un disco meno luminoso e bracci meno avvolti rispetto a una Sa. La tendenza prosegue con le Sc e le Sd. Le galassie barrate adottano lo stesso schema di classificazione, indicato dalle sigle SBa, SBb, SBc e SBd.

C'è un'altra classe di galassie, chiamate S0, che morfologicamente segnano la transizione tra le spirali vere e proprie e le ellittiche. I loro bracci a spirale sono avvolti così strettamente da non essere più distinguibili. Le galassie S0 hanno dischi con brillanza superficiale uniforme e nuclei assai prominenti.

La Via Lattea, che ospita la Terra e tutte le stelle visibili nel cielo, è una galassia a spirale, e si ritiene che sia barrata. Il nome “Via Lattea” fa riferimento a una banda di stelle molto deboli visibili in cielo. Non si tratta che del piano del disco della nostra galassia visto dall'interno.

Le galassie spirali sono oggetti molto dinamici. Sono sedi di formazione stellare, e contengono molte stelle giovani nei loro dischi. I nuclei centrali sono tendenzialmente costituiti da stelle più vecchie, e gli aloni diffusi sono composti dagli astri più antichi dell'Universo. La formazione stellare è attiva nei dischi perché è lì che il gas e le polveri sono più concentrati. Gas e polveri sono le materie prime della formazione stellare.

I moderni telescopi hanno rivelato che molte galassie spirali ospitano al loro centro dei buchi neri di grande massa, che possono superare il miliardo di masse solari. È noto che sia le ellittiche sia le spirali contengono questi oggetti esotici; addirittura molti astronomi ritengono che tutte le grandi galassie contengano un buco nero di grande massa nel proprio nucleo. Sappiamo che la nostra Via Lattea ospita un buco nero la cui massa è milioni di volte maggiore di quella tipica di una stella.

2500 anni fa, l'astronomo greco Ipparco classificò la luminosità delle stelle visibili nel cielo con una scala da 1 a 6. Chiamò di “prima magnitudine” le stelle più luminose del cielo, e di “sesta magnitudine” quelle più deboli che era in grado di vedere. Sorprendentemente, due millenni e mezzo più tardi lo schema di classificazione di Ipparco è ancora largamente usato degli astronomi, seppur modificato e reso quantitativo.

La moderna scala delle magnitudini è una misura quantitativa del flusso luminoso proveniente da una stella, su una scala logaritmica:

m = m_0 - 2,5 log (F / F_0)

Se non ti è chiara la matematica, questa formula dice che la magnitudine di una data stella (m) differisce da quella di una qualche stella standard (m_0) di un fattore pari a 2,5 volte il logaritmo del rapporto tra i loro flussi. Il fattore 2,5*log significa che, se il rapporto tra i flussi è 100, la differenza in magnitudine è 5. Perciò una stella di sesta magnitudine è cento volte più debole di una stella di prima magnitudine. La ragione per cui la semplice classificazione di Ipparco si traduce in una funzione relativamente complessa è che l'occhio umano risponde logaritmicamente alla luce.

Ci sono parecchie differenti scale di magnitudine in uso, ciascuna delle quali risponde a un diverso scopo. La più comune è la scala delle magnitudini apparenti; si tratta semplicemente della misura di quanto luminose le stelle (e altri oggetti) appaiono all'occhio umano. La scala delle magnitudini apparenti stabilisce che la stella Vega abbia magnitudine 0, e assegna le magnitudini a tutti gli altri oggetti usando l'equazione vista sopra, misurando il rapporto del flusso di ciascun oggetto con quello di Vega.

È difficile comprendere le stelle usando solo le magnitudini apparenti. Immagina due stelle nel cielo con la stessa magnitudine apparente, così che appaiano ugualmente luminose. Non si può sapere soltanto osservandole se hanno la stessa luminosità intrinseca; può darsi che una stella sia intrinsecamente più luminosa, ma ad una distanza maggiore. Se conoscessimo la distanza delle stelle (vedi l'articolo sulla parallasse), potremmo tenerne conto ed assegnare delle magnitudini assolute che rifletterebbero la loro luminosità intrinseca. La magnitudine assoluta è definita come la magnitudine apparente che una stella avrebbe se osservata da una distanza di dieci parsec (un parsec è pari a 3,26 anni luce, o 3,1 x 10^18 cm). La magnitudine assoluta (M) può essere ricavata dalla magnitudine apparente (m) e dalla distanza in parsec (d) usando la formula:

M = m + 5 - 5*log(d) (nota che M = m quando d = 10).

La moderna scala delle magnitudini non è più basata sull'occhio umano, bensì sulle lastre fotografiche e sui fotometri fotoelettrici. Con i telescopi possiamo vedere oggetti molto più deboli di quelli che poteva vedere Ipparco ad occhio nudo, perciò la sua scala è stata estesa oltre la sesta magnitudine. In effetti, il Telescopio Spaziale Hubble può osservare stelle quasi di trentesima magnitudine, ovvero mille miliardi di volte più deboli di Vega.

Una nota finale: la magnitudine è spesso misurata attraverso un filtro di qualche tipo, e queste magnitudini sono contrassegnate da un indice che designa il filtro (per esempio, m_V è la magnitudine attraverso un filtro “visuale”, che è nei pressi del verde; m_B è la magnitudine attraverso un filtro blu; m_pg è la magnitudine misurata su una lastra fotografica, e così via).

Le stelle sembrano tutte bianche a prima vista. Se però osserviamo con attenzione, possiamo notare tutta una gamma di colori: blu bianco, rosso e persino oro. Nella costellazione invernale di Orione, un bel contrasto è visibile tra la rossa Betelgeuse in corrispondenza dell'"ascella" di Orione, e la blu Bellatrix sulla spalla. Il motivo per cui le stelle hanno diversi colori rimase un mistero fino a due secoli fa, quando i fisici svilupparono un'adeguata comprensione della natura della luce e delle proprietà della materia alle altissime temperature.

Specificamente, fu la fisica della radiazione di corpo nero a permetterci di capire le variazioni dei colori delle stelle. Poco tempo dopo la comprensione della radiazione di corpo nero, fu notato che gli spettri delle stelle sono estremamente simili a curve di radiazione di corpo nero a diverse temperature, da alcune migliaia a circa 50.000 Kelvin. L'ovvia conclusione è che le stelle sono simili a corpi neri, e che la loro variazione di colore è una diretta conseguenza delle loro temperature superficiali.

Stelle fredde (per esempio, di tipo spettrale K e M) emettono la maggior parte della propria energia nelle regioni rossa e infrarossa dello spettro elettromagnetico, e così ci appaiono rosse, mentre le stelle calde (come quelle di tipo spettrale O e B) emettono perlopiù a lunghezze d'onda blu e ultraviolette, apparendoci quindi azzurre o bianche.

Per stimare la temperatura superficiale di una stella possiamo usare la nota relazione tra la temperatura di un corpo nero e la lunghezza d'onda del picco spettrale. In altre parole, aumentando la temperatura di un corpo nero il picco dello spettro si muove verso lunghezze d'onda più corte (più blu). Ciò è illustrato in Figura 1, dove le intensità di tre ipotetiche stelle sono raffigurate in funzione della lunghezza d'onda. L'"arcobaleno" indica l'intervallo di lunghezze d'onda visibili dall'occhio umano.

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Figura 1

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Questo semplice metodo è concettualmente corretto, ma non può essere usato per ottenere temperature stellari accurate, dato che le stelle non sono corpi neri perfetti. La presenza di vari elementi nell'atmosfera stellare provocherà l'assorbimento di certe lunghezze d'onda della luce. Dato che queste righe di assorbimento non sono distribuite uniformemente lungo lo spettro, possono modificare la posizione del picco spettrale. Inoltre, ottenere uno spettro utilizzabile di una stella è un processo che richiede tempo, ed è eccessivamente difficoltoso per grandi campioni di stelle.

Un metodo alternativo utilizza la fotometria per misurare l'intensità della luce che passa attraverso diversi filtri. Ogni filtro fa sì che soltanto una specifica parte dello spettro riesca a passare, mentre tutto il resto viene bloccato. Un sistema fotometrico assai usato è detto sistema UBV di Johnson. Fa uso di tre filtri passa-banda: U ("Ultravioletto"), B ("Blu") e V ("Visibile"). Ciascun filtro occupa una regione differente dello spettro elettromagnetico.

Il processo della fotometria UBV consiste nell'usare dispositivi sensibili alla luce (come pellicole o camere CCD) e nel puntare il telescopio verso una stella per misurare l'intensità della luce che passa attraverso ciascun filtro. Questa procedura fornisce tre luminosità apparenti o flussi (quantità di energia per centimetro quadrato per secondo) chiamati Fu, Fb e Fv. Il rapporto dei flussi Fu/Fb e Fb/Fv è una misura quantitativa del "colore" della stella; questi rapporti possono essere usati per stabilire una scala di temperatura per le stelle. In generale, più alti sono i rapporti Fu/Fb e Fb/Fv, maggiore è la temperatura superficiale.

Per esempio, la stella Bellatrix in Orione ha Fb/Fv = 1,22, il che indica che è più luminosa attraverso il filtro B che attraverso il filtro V. Inoltre, il suo rapporto Fu/Fb è 2,22, perciò presenta la massima luminosità attraverso il filtro U. Ciò indica che la stella deve essere molto calda, dato che la posizione del suo picco spettrale deve trovarsi da qualche parte nella regione del filtro U, o ad una lunghezza d'onda ancora più corta. La temperatura superficiale di Bellatrix (determinata confrontandone lo spettro con modelli dettagliati che tengono conto delle righe di assorbimento) è di circa 25.000 Kelvin.

Possiamo ripetere questa analisi per la stella Betelgeuse. I suoi rapporti Fb/Fv e Fu/Fb sono 0,15 e 0,18 rispettivamente, quindi presenta la luminosità massima nel filtro V e la minima nel filtro U. Ciò significa che il picco spettrale di Betelgeuse deve trovarsi da qualche parte entro la regione del filtro V, oppure a lunghezze d'onda ancora maggiori. La temperatura superficiale di Betelgeuse è di soli 2.400 Kelvin.

Gli astronomi preferiscono esprimere i colori delle stelle come una differenza tra magnitudini, piuttosto che come un rapporto tra flussi. Perciò, tornando alla blu Bellatrix, abbiamo un indice di colore pari a

B - V = -2,5 log (Fb/Fv) = -2,5 log (1,22) = -0,22,

Similmente, l'indice di colore per la rossa Betelgeuse è

B - V = -2,5 log (Fb/Fv) = -2,5 log (0,18) = 1,85

Gli indici di colore, come la scala delle magnitudini, vanno all'indietro. Stelle calde e blu hanno valori di B-V minori e negativi rispetto alle stelle più fredde e rosse.

Un astronomo può quindi utilizzare gli indici di colore di una stella, dopo aver corretto per l'arrossamento e l'estinzione interstellare, per ottenere un'accurata temperatura del corpo celeste. La relazione tra B-V e la temperatura è illustrata in Figura 2.

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Figura 2

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Il Sole, con una temperatura superficiale di 5.800 K, ha un indice B-V di 0,62.

L'astrocalcolatrice di KStars fornisce diversi moduli che ti danno accesso agli algoritmi usati dal programma. I moduli sono organizzati per argomento:

Modulo distanza angolare

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Il modulo per la distanza angolare serve a misurare l'angolo tra due punti qualsiasi sulla sfera celeste. Basta specificare le coordinate equatoriali dei due punti desiderati e premere il pulsante Calcola per ottenere il risultato.

Questo modulo dispone inoltre di una modalità batch. In tale modalità puoi indicare il nome di un file che contenga quattro numeri per riga, corrispondenti ai valori di AR e Dec per una coppia di punti. In alternativa, puoi specificare un singolo valore per una qualunque di queste quattro coordinate nel pannello della calcolatrice. Se una coordinata è già indicata nella calcolatrice, i valori corrispondenti all'interno del file saranno ignorati.

Una volta forniti i nome per il file in ingresso e quello in uscita, premi il pulsante Esegui per generare il file in uscita.

Modulo coordinate apparenti

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Il modulo Coordinate apparenti converte le coordinate di catalogo di un punto nel cielo nelle sue coordinate apparenti per una data qualsiasi. Le coordinate degli oggetti celesti non sono fisse, a causa della precessione, della nutazione e dell'aberrazione. Questo modulo tiene conto di tali effetti.

Per utilizzare il modulo, inserisci la data e l'ora nella sezione Data e ora, quindi inserisci le coordinate di catalogo nel riquadro omonimo. Puoi anche specificare l'epoca del catalogo (di solito 2000.0 per cataloghi moderni). Infine premi il pulsante Calcola, e le coordinate dell'oggetto per la data prescelta saranno visualizzate nel riquadro Coordinate apparenti.

Modulo coordinate eclittiche

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Questo modulo converte tra coordinate equatoriali e coordinate eclittiche. Per prima cosa, nella sezione Scegli coordinate in ingressoseleziona quali coordinate saranno trattate come dati in ingresso. Quindi inserisci i valori in una delle sezioni Coordinate eclittiche o Coordinate equatoriali. Infine, premi il pulsante Calcola per visualizzare il risultato.

Questo modulo dispone di una modalità non interattiva per convertire numerose coppie di coordinate alla volta. Devi preparare un file in ingresso con due valori su ogni riga, corrispondenti alla coppia di coordinate in ingresso (equatoriali o eclittiche). Quindi specifica quali coordinate stai usando in ingresso, e indica i nomi dei file in ingresso e in uscita. Infine, premi il pulsante Esegui per generare il file in uscita, che conterrà le coordinate convertite (equatoriali o eclittiche, a seconda di quelle in ingresso).

Modulo coordinate equatoriali/galattiche

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Questo modulo converte le coordinate equatoriali in coordinate galattiche e viceversa. Per prima cosa seleziona quali coordinate vanno usate in ingresso nel riquadro Scegli coordinate in ingresso. Quindi inserisci i valori corrispondenti delle coordinate nel riquadro Coordinate galattiche o Coordinate equatoriali. Infine, premi il pulsante Calcola per far comparire il risultato.

Modulo coordinate orizzontali

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Questo modulo converte le coordinate equatoriali in coordinate orizzontali. Seleziona la data, l'ora e le coordinate geografiche nel riquadro Ora e località. Quindi inserisci le coordinate equatoriali da convertire nel riquadro Coordinate equatoriali. Premendo il pulsante Calcola, le coordinate orizzontali corrispondenti appariranno nel riquadro Coordinate orizzontali.

Modulo precessione

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Questo modulo è simile al modulo Coordinate apparenti, ma considera solo gli effetti della precessione, e non quelli della nutazione o dell'aberrazione.

Per utilizzare questo modulo, inserisci le coordinate e la loro epoca nel riquadro Coordinate in ingresso. Devi anche inserire l'epoca finale nel riquadro Coordinate precessate. Quindi premi il pulsante Calcola, e le coordinate dell'oggetto, corrette per la precessione all'epoca indicata, compariranno nel riquadro Coordinate precessate.

Modulo coordinate geodetiche

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Il sistema di coordinate geografiche normale assume che la Terra sia una sfera perfetta. Ciò è con ottima approssimazione vero, quindi le coordinate geografiche vanno bene nella maggior parte dei casi. Qualora fosse richiesta una precisione molto grande, è necessario tenere conto della vera forma della Terra. La Terra è un ellissoide; la distanza attorno all'equatore è circa lo 0,3% più lunga di un cerchio massimo passante per i poli. Il sistema di coordinate geodetiche tiene conto di questa forma ellissoidale, ed esprime una posizione sulla superficie terrestre in coordinate cartesiane (X, Y e Z).

Per utilizzare questo modulo, seleziona le coordinate da usare in ingresso nel riquadro Coordinate in ingresso. Quindi inserisci le coordinate nel riquadro Coordinate cartesiane o Coordinate geografiche. Il risultato apparirà premendo il pulsante Calcola.

Modulo coordinate pianeti

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Il modulo coordinate pianeti calcola i dati relativi alla posizione di un corpo maggiore del sistema solare, per qualsiasi data, ora e località geografica. Seleziona il corpo del sistema solare dalla lista a cascata, e indica la data, l'ora e la località geografica che desideri (queste variabili corrispondono inizialmente alle impostazioni correnti di KStars). Quindi premi il pulsante Calcola per determinare le coordinate equatoriali, orizzontali, ed eclittiche del corpo.

Questo modulo dispone di una modalità non interattiva. Devi preparare un file in ingresso dove ogni riga contenga dei valori per i parametri iniziali (corpo del sistema solare, data, ora, longitudine e latitudine). Puoi scegliere di indicare un valore costante per alcuni di questi parametri nella finestra dell'astrocalcolatrice (in tal modo i valori di tali parametri nel file d'ingresso saranno ignorati). Puoi anche specificare quali dei parametri di uscita (coordinate equatoriali, orizzontali ed eclittiche) vadano calcolati. Infine, indica i nomi dei file in ingresso e uscita, e premi il pulsante Esegui per generare il file in uscita con i valori calcolati.

Modulo durata del giorno

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Questo modulo calcola la durata del giorno e gli istanti di levata, culminazione (mezzogiorno) e tramonto del Sole per qualsiasi data e località terrestre. Inserisci la data e le coordinate geografiche desiderate, quindi premi il pulsante Calcola.

Modulo equinozi e solstizi

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Il modulo equinozi e solstizi calcola la data e l'ora di un equinozio o un solstizio per un certo anno. Indica per quale evento (equinozio di primavera, solstizio d'estate, equinozio d'autunno o solstizio d'inverno) debba essere effettuato il calcolo, e l'anno che ti interessa. Quindi premi il pulsante Calcola per ottenere la data e l'ora dell'evento, e la lunghezza in giorni della stagione corrispondente.

Questo modulo dispone di una modalità non interattiva. Per utilizzarla, crea un file d'ingresso che abbia in ciascuna riga un anno per cui calcolare equinozi e solstizi. Quindi indica i nomi dei file in ingresso e in uscita, e premi il pulsante Esegui per generare il file in uscita. Ogni riga di questo file contiene l'anno in questione, la data e l'ora di ogni evento e la lunghezza di ciascuna stagione.

Modulo giorno giuliano

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Questo modulo converte la data del calendario nel giorno giuliano e nel giorno giuliano modificato. Il giorno giuliano modificato è semplicemente uguale al giorno giuliano meno 2.400.000,5.

Per utilizzare questo modulo, seleziona quale delle tre date sarà il valore in ingresso, e inseriscila. Quindi premi il pulsante Calcola, e compariranno i valori corrispondenti delle altre due date.

Suggerimento

Esercizio:

A che data del calendario corrisponde il GGM 0,0?

Modulo tempo siderale

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Questo modulo converte il tempo universale in tempo siderale locale e viceversa. Per prima cosa devi decidere se usare il tempo universale o il tempo siderale come valore in ingresso nel riquadro Dati in ingresso. Devi anche specificare una longitudine e una data per il calcolo, oltre al tempo universale o siderale. Premendo il pulsante Calcola, il valore corrispondente dell'altro tempo sarà visualizzato.

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Questo strumento mostra l'altezza di un oggetto qualsiasi in funzione del tempo, per ogni data e località terrestre. La parte superiore è un grafico con il tempo sull'asse delle ascisse e l'angolo di altezza sull'asse delle ordinate. Il tempo è mostrato sia come tempo locale standard, in basso, sia come tempo siderale, in alto. La metà inferiore del grafico è verde per indicare che i punti in questa regione si trovano sotto l'orizzonte.

Ci sono alcuni modi per aggiungere curve al grafico. Il modo più semplice per aggiungere la curva di un oggetto esistente è digitare il suo nome nella casella Nome e premere Invio, o il pulsante Visualizza. Se il testo inserito viene trovato nel database degli oggetti, la curva corrispondente è aggiunta al grafico. Puoi anche premere il pulsante Sfoglia per aprire la finestra Trova oggetto e selezionare un oggetto dalla lista di quelli noti. Se vuoi aggiungere un punto che non esiste nel database degli oggetti, inserisci un nome per quel punto e digita le coordinate nelle caselle AR e Dec. Quindi premi il pulsante Visualizza per aggiungere al grafico la curva dell'oggetto personalizzato (nota che perché questo funzioni devi scegliere un nome che non esista già nel database degli oggetti).

Quando aggiungi un oggetto al grafico, la sua curva dell'altezza in funzione del tempo è tracciata con una linea bianca e spessa, e il suo nome è aggiunto alla lista in basso a destra. Le curve di eventuali oggetti già presenti sono visualizzate con una linea rossa e più sottile. Puoi scegliere quale curva visualizzare con la linea bianca spessa selezionando l'oggetto corrispondente nella lista.

Queste curve mostrano l'altezza dell'oggetto (l'angolo rispetto all'orizzonte) in funzione del tempo. Quando una curva passa dalla metà inferiore a quella superiore del grafico, l'oggetto è sorto; quando torna nella metà inferiore, è tramontato. Per esempio, nella figura l'asteroide Quaoar tramonta circa alle 15:0 di tempo locale, e sorge intorno alle 04:00.

L'altezza di un oggetto dipende sia dalla data che dalla posizione dell'osservatore sulla Terra. L'azione predefinita è di adottare la località e la data delle impostazioni correnti di KStars. Puoi cambiare questi parametri nella scheda Data & località. Per cambiare la località puoi premere il pulsante Scegli città... per aprire la finestra Imposta località geografica, o inserire manualmente latitudine e longitudine nelle caselle apposite, e premere il pulsante Aggiorna. Per cambiare la data, utilizza il contatore Data, quindi premi Aggiorna. Nota che le curve eventualmente già tracciate saranno aggiornate automaticamente dopo aver cambiato data e/o località.

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Lo strumento “Che si vede stanotte?” (CSVS) mostra una lista degli oggetti visibili di notte da una località qualsiasi, per una qualsiasi data. L'impostazione predefinita è di adottare la data e la località impostate nella finestra principale, ma puoi cambiarle tramite i pulsanti Cambia data... e Cambia località... in cima alla finestra di CSVS.

Lo strumento CSVS offre anche un breve almanacco per la data selezionata: gli istanti di levata e tramonto per il Sole e la Luna, la durata della notte e la frazione illuminata del disco lunare.

Sotto l'almanacco sono visualizzate le informazioni sugli oggetti, suddivisi in categorie. Seleziona una categoria nel riquadro Scegli una categoria, e tutti gli oggetti che vi appartengono, e che sono sopra l'orizzonte nella notte selezionata, compariranno nel riquadro Oggetti trovati. Per esempio, nella figura è stata selezionata la categoria Pianeti, e sono visualizzati quattro oggetti visibili nella notte in questione (Marte, Nettuno, Plutone e Urano). Selezionando un oggetto nella lista, i suoi istanti di levata, tramonto e culminazione sono mostrati nel pannello in basso a destra. Puoi inoltre premere il pulsante Dettagli oggetto... per aprirne la relativa finestra di informazioni dettagliate.

L'impostazione predefinita è di mostrare gli oggetti sopra l'orizzonte tra il tramonto e la mezzanotte (ovvero “di sera”). Puoi scegliere di mostrare gli oggetti visibili tra la mezzanotte e l'alba (“di mattina”) o tra il tramonto e l'alba (“stanotte a qualsiasi ora”) tramite la lista nella parte superiore della finestra.

Le applicazioni KDE possono essere controllate esternamente da un altro programma, da un prompt di terminale o da uno script di shell, grazie al Protocollo di Comunicazione Desktop (Desktop COmmunication Protocol, DCOP). KStars sfrutta questa possibilità per permettere in ogni momento la registrazione e riproduzione di complesse sequenze di eventi. Ciò può essere utile, ad esempio, per creare una dimostrazione didattica che illustri un concetto astronomico.

Il problema con gli script DCOP è che scriverli è un po' come programmare, impresa che può apparire proibitiva a chi non ha esperienza in materia. Il Costruttore script fornisce un'interfaccia grafica (GUI) punta-e-fai-clic per realizzare gli script DCOP di KStars, rendendo molto facile crearne anche di complessi.

Introduzione al Costruttore script

Prima di spiegare come si usa il Costruttore script, introdurremo brevemente tutti i componenti dell'interfaccia grafica; per maggiori informazioni, utilizza la funzione "Che cos'è questo?".

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Il Costruttore script è mostrato nell'immagine qui sopra. A sinistra c'è il riquadro Script corrente che mostra la lista di comandi inclusi nello script corrente. Il riquadro a destra è il Browser funzioni, con la lista di tutte le funzioni disponibili. Sotto il Browser funzioni c'è un pannello dove compare una breve documentazione sulla funzione evidenziata nel riquadro sovrastante. Sotto il riquadro Script corrente c'è il pannello Argomenti funzione; quando si seleziona una funzione nel riquadro Script corrente, in questo pannello appare il necessario per specificare il valore degli argomenti eventualmente richiesti.

In cima alla finestra c'è una fila di pulsanti che operano sullo script nel suo insieme. Da sinistra a destra: Nuovo script, Apri script, Salva script, Salva script con nome... e Prova script. La funzione di questi pulsanti dovrebbe essere ovvia, fatta forse eccezione per l'ultimo. Premendo Prova script lo script corrente sarà eseguito nella finestra principale di KStars. Prima di farlo ti consigliamo di spostare la finestra del Costruttore script, in modo che tu possa vedere i risultati.

Al centro della finestra c'è una fila verticale di pulsanti che operano su singole funzioni dello script. Dall'alto in basso: Aggiungi funzione, Elimina funzione, Copia funzione, Sposta in alto e Sposta in basso. Il pulsante Aggiungi funzione aggiunge la funzione selezionata nel Browser all'interno del riquadro Script corrente (puoi anche aggiungere una funzione con un doppio clic su di essa). Gli altri pulsanti operano sulla funzione selezionata nel riquadro Script corrente, con l'effetto di eliminarla, duplicarla o modificarne la posizione all'interno dello script.

Automazione delle periferiche con INDI

La programmazione e l'automazione sono supportate per tutte le periferiche compatibili con INDI. Puoi coordinare un numero qualsiasi di periferiche per eseguire operazioni complesse tramite il Costruttore script di KStars. Tutto ciò è possibile grazie all'interfaccia DCOP INDI di KStars, che fornisce diverse classi di funzioni per soddisfare i tuoi bisogni. Le funzioni DCOP INDI si possono dividere in cinque classi. Segue un elenco delle funzioni e dei loro argomenti come supportati in KStars. Raccomandiamo vivamente di leggere la sezione Concetti di INDI, dato che utilizzeremo nel seguito quanto vi è spiegato.

1. Funzioni generiche di periferica: hanno lo scopo di accendere/spegnere periferiche, e così via...

   • startINDI (QString nomePeriferica, bool usaLocale): avvia un servizio INDI in modalità locale o server.

   • shutdownINDI (QString nomePeriferica): arresta un servizio INDI.

   • switchINDI(QString nomePeriferica, bool accesoSpento): connette o disconnette una periferica INDI.

   • setINDIPort(QString nomePeriferica, QString porta): imposta la porta di connessione della periferica.

   • setINDIAction(QString nomePeriferica, QString azione): attiva un'azione INDI. L'azione può essere un elemento qualsiasi di una proprietà interruttore.

   • waitForINDIAction(QString nomePeriferica, QString azione): arresta l'esecuzione dello script fino a quando la proprietà dell'azione specificata restituisce uno stato OK.

2. Funzioni telescopio: servono a controllare il movimento e lo stato del telescopio.

   • setINDIScopeAction(QString nomePeriferica, QString azione): imposta la modalità o l'azione del telescopio. Le opzioni disponibili sono SLEW, TRACK, SYNC, PARK e ABORT.

   • setINDITargetCoord(QString nomePeriferica, double AR, double DEC): imposta le coordinate JNow del telescopio ai valori AR e DEC specificati.

   • setINDITargetName(QString nomePeriferica, QString nomeOggetto): imposta le coordinate JNow del telescopio a quelle di nomeOggetto. KStars cercherà l'oggetto nel proprio database e ne utilizzerà le coordinate.

   • setINDIGeoLocation(QString nomePeriferica, double longitudine, double latitudine): imposta la località geografica del telescopio alla latitudine e longitudine specificate. La longitudine è calcolata da Greenwich, Regno Unito, verso est. Tuttavia, sebbene sia comune utilizzare longitudini negative per l'emisfero occidentale, INDI richiede valori di longitudine tra 0 e 360 gradi. Perciò, se hai una longitudine negativa, è sufficiente aggiungere 360 gradi per ottenere il valore che INDI si aspetta. Per esempio, le coordinate di Calgary, Canada, in KStars sono longitudine -114 04 58 e latitudine 51 02 58. Perciò a INDI va fornita la longitudine 360 - 114,083 = 245,917 gradi.

   • setINDIUTC(QString nomePeriferica, QString dataOraUTC): imposta la data e l'ora UTC del telescopio in formato ISO 8601. Il formato è AAAA-MM-GGTHH:MM:SS (per esempio 2004-07-12T22:05:32).

3. Funzioni videocamera/CCD: permettono di controllare le proprietà e lo stato della videocamera o del CCD.

   • setINDICCDTemp(QString nomePeriferica, int temp): imposta la temperatura del chip CCD in gradi Celsius.

   • setINDIFrameType(QString nomePeriferica, QString tipo): imposta il tipo di frame del CCD. Le opzioni disponibili sono FRAME_LIGHT, FRAME_BIAS, FRAME_DARK e FRAME_FLAT.

   • startINDIExposure(QString nomePeriferica, int durata): avvia l'esposizione del CCD/videocamera per la durata specificata dal parametro omonimo, in secondi.

4. Funzioni focheggiatore: servono a controllare il movimento e lo stato del focheggiatore.

   • setINDIFocusSpeed(QString nomePeriferica, QString azione): imposta la velocità del focheggiatore. Le opzioni disponibili sono FOCUS_HALT, FOCUS_SLOW, FOCUS_MEDIUM e FOCUS_FAST.

   • setINDIFocusTimeout(QString nomePeriferica, int durata): imposta la durata in secondi di ogni operazione startINDIFocus successiva.

   • startINDIFocus(QString nomePeriferica, int dirFuoco): sposta il focheggiatore verso l'interno (dirFuoco = 0) o l'esterno (dirFuoco = 1). La velocità e durata di questa operazione sono impostate tramite le funzioni setINDIFocusSpeed() e setINDIFocusTimeout().

5. Funzioni filtro: servono a controllare la posizione del filtro.

   • setINDIFilterNum(QString nomePeriferica, int num_filtro): modifica la posizione del filtro a num_filtro. L'utente può assegnare nomi ai numeri dei filtri nella finestra Configura INDI nel menu Periferiche (per esempio, Filtro 1 = Rosso, Filtro 2 = Verde... eccetera).

Nota che il nome della periferica è il primo argomento di tutte le funzioni INDI. Ciò permette di affiancare nello stesso script più comandi indirizzati a periferiche differenti. Il Costruttore script fornisce due opzioni per facilitare la creazione e la modifica di script INDI:

• Aggiungi WaitForINDIAction dopo ogni azione INDI: quando questa casella è marcata, il costruttore script aggiungerà automaticamente waitForINDIAction() dopo ogni azione che riconosce. Per esempio, se aggiungi la funzione switchINDI() e marchi la casella di cui sopra, il costruttore script aggiungerà "waitForINDIAction CONNECTION" nello script subito dopo switchINDI(). Ciò avrà l'effetto di arrestare l'esecuzione dello script dopo switchINDI(), fino a quando questa funzione non restituirà uno stato OK (il che significa che la connessione ha avuto successo). È molto importante sapere che il costruttore script non può aggiungere automaticamente waitForINDIAction() dopo azioni generiche aggiunte tramite la funzione setINDIAction(). La ragione è che KStars non può determinare la proprietà genitrice di azioni generiche. Perciò è necessario che tu aggiunga manualmente waitForINDIAction() dopo azioni generiche, quando lo desideri.

• Riutilizza nome periferica INDI: se marcato, il nome di periferica di tutte le funzioni seguenti è automaticamente impostato all'ultimo nome utilizzato. L'impostazione ha luogo ogni volta che la funzione startINDI() viene aggiunta allo script corrente. Si raccomanda di non utilizzare questa opzione lavorando con più di una periferica.

Ora siamo pronti per creare uno script dimostrativo che controlli un telescopio LX200 GPS e una camera CCD Finger Lakes. Il nostro obiettivo è semplice: chiederemo al telescopio di puntare e inseguire Marte, e al CCD di effettuare tre esposizioni di dieci secondi, distanziate di venti secondi l'una dall'altra.

Importante

Dato che l'interfaccia DCOP di INDI non dà alcuna informazione sull'avanzamento, valore o stato di operazioni e parametri relativi alle periferiche (fatta eccezione per waitForINDIAction()), l'automazione delle periferiche in KStars somiglia a un sistema di controllo a ciclo aperto. In tale sistema non c'è modo di conoscere lo stato di avanzamento del sistema e di correggere gli errori. Di conseguenza, occorre progettare gli script di automazione con molta accortezza. Tutti questi script devono essere sottoposti a una rigorosa fase di test prima di essere impiegati.

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Lo script dimostrativo è mostrato nell'immagine qui sopra. Nota che abbiamo marcato "Aggiungi WaitForINDIAction dopo ogni azione INDI" e smarcato "Riutilizza nome periferica INDI". La prima funzione da aggiungere è startINDI(), come mostrato sopra. Vogliamo gestire le nostre periferiche come locali, quindi non cambieremo la modalità mostrata nella finestra degli argomenti. Digitiamo il nome della periferica, cominciando dal telescopio "LX200 GPS". Ripetiamo la stessa operazione per "FLI CCD". La funzione successiva è waitFor(). In generale si raccomanda di utilizzare waitFor() subito dopo startINDI() in modo da mettere lo script in pausa per 1-5 secondi. Ciò assicura che tutte le proprietà siano stabilite e pronte a ricevere comandi. È anche utile per controllare periferiche remote, dato che prelevare e stabilire le varie proprietà può richiedere un po' di tempo. Con la funzione successiva, switchINDI(), ci connettiamo a ciascuna periferica.

Dato che la casella relativa all'opzione "Aggiungi WaitForINDIAction dopo ogni azione INDI" è marcata, non dobbiamo aggiungere waitForINDIAction() dopo switchINDI() per assicurarci che l'esecuzione dello script continui solo dopo che la connessione è avvenuta con successo. Ci penserà automaticamente il costruttore script quando salveremo il programma. Ora impostiamo la modalità del telescopio a inseguimento: fai clic sulla funzione setINDIScopeAction() e seleziona TRACK. Nota che questo va fatto prima di fornire le coordinate per l'inseguimento. La funzione setINDIScopeAction() è fornita per comodità, dato che in questo esempio si limita a chiamare setINDIAction() con l'argomento TRACK. Comunque il vantaggio di utilizzare setINDIScopeAction() è che KStars può aggiungere automaticamente waitForINDIAction() quando richiesto. Questa possibilità non è disponibile per azioni generiche, come spiegato più sopra.

Il prossimo passo consiste nell'utilizzare la funzione setINDITargetName() e impostare il nome a Marte. I passi finali saranno catturare un'immagine con dieci secondi d'esposizione, tramite la funzione startINDIExposure(), e aspettare venti secondi, fornendo il valore 20 alla funzione waitFor().

Possiamo ora salvare il nostro script ed eseguirlo in un altro momento. LO script salvato sarà simile a questo:

#!/bin/bash
    #Script DCOP per KStars: script dimostrativo
    #di Jasem Mutlaq
    #ultima modifica: gio 6 gen 2005 09:58:26
    #
    KSTARS=`dcopfind -a 'kstars*'`
    MAIN=KStarsInterface
    CLOCK=clock#1
    dcop $KSTARS $MAIN  startINDI "LX200 GPS" true
    dcop $KSTARS $MAIN  startINDI "FLI CCD" true
    dcop $KSTARS $MAIN  waitFor 3
    dcop $KSTARS $MAIN  switchINDI "LX200 GPS" true
    dcop $KSTARS $MAIN  waitForINDIAction "LX200 GPS" CONNECTION
    dcop $KSTARS $MAIN  switchINDI "FLI CCD" true
    dcop $KSTARS $MAIN  waitForINDIAction "FLI CCD" CONNECTION
    dcop $KSTARS $MAIN  setINDIScopeAction "LX200 GPS" TRACK
    dcop $KSTARS $MAIN  waitForINDIAction "LX200 GPS" ON_COORD_SET
    dcop $KSTARS $MAIN  setINDITargetName "LX200 GPS" Mars
    dcop $KSTARS $MAIN  waitForINDIAction "LX200 GPS" EQUATORIAL_EOD_COORD
    dcop $KSTARS $MAIN  startINDIExposure "FLI CCD" 10
    dcop $KSTARS $MAIN  waitForINDIAction "FLI CCD" EXPOSE_DURATION
    dcop $KSTARS $MAIN  waitFor 20
    dcop $KSTARS $MAIN  startINDIExposure "FLI CCD" 10
    dcop $KSTARS $MAIN  waitForINDIAction "FLI CCD" EXPOSE_DURATION
    dcop $KSTARS $MAIN  waitFor 20
    dcop $KSTARS $MAIN  startINDIExposure "FLI CCD" 10
    dcop $KSTARS $MAIN  waitForINDIAction "FLI CCD" EXPOSE_DURATION

Nota

La libreria INDI fornisce validi strumenti per la realizzazione di script, il che permette agli sviluppatori di scrivere script molto complessi. Per avere maggiori dettagli consulta il manuale dello sviluppatore di INDI.

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Questo accessorio mostra un modello del sistema solare visto dall'alto. Il Sole è rappresentato da un punto giallo al centro del grafico, e le orbite dei pianeti sono ellissi di forma e orientazione corrette. La posizione di ogni pianeta lungo la propria orbita è indicata da un punto colorato con accanto il nome del pianeta. È possibile ingrandire o rimpicciolire il grafico con i tasti + e -, e cambiarne il centro con i tasti freccia o con un doppio clic in un punto qualsiasi. Puoi anche centrarlo su un pianeta con i tasti 0–9 (0 corrisponde al Sole, 9 a Plutone). Centrando un pianeta ne sarà attivato l'inseguimento.

Il visore del sistema solare ha un proprio orologio, indipendente da quello della finestra principale di KStars. Ci sono dei pulsanti per controllare il passo temporale, simili a quelli della finestra principale. Le due differenze sono che qui il passo predefinito è un giorno (così si può vedere il movimento dei pianeti), e che all'apertura della finestra l'orologio è in pausa.

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Questo strumento mostra la posizione dei quattro satelliti maggiori di Giove (Io, Europa, Ganimede e Callisto) rispetto al pianeta, in funzione del tempo. Il tempo è sull'asse delle ordinate, le unità sono giorni e “tempo=0.0” corrisponde all'istante attuale della simulazione. L'asse orizzontale indica la separazione angolare dalla posizione di Giove, in minuti d'arco. La separazione è misurata lungo la direzione dell'equatore di Giove. La posizione di ogni satellite in funzione del tempo traccia una curva sinusoidale nel grafico, conseguenza del suo moto orbitale. Ogni curva ha un colore diverso per distinguerla dalle altre. I nomi in cima alla finestra indicano il colore utilizzato per ciascun satellite.

Il grafico si può modificare con la tastiera. L'asse del tempo si può espandere o comprimere con i tasti + e -. È possibile modificare l'istante corrispondente al centro dell'asse con i tasti [ e ].

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Lo scopo della lista oggetti preferiti è di facilitare l'accesso ad alcune funzioni comuni per una lista di oggetti di tua scelta. Gli oggetti si aggiungono alla lista tramite la voce “Aggiungi alla lista” nel menu a comparsa, o premendo il tasto O per aggiungere l'oggetto selezionato.

La lista può essere ordinata secondo una qualsiasi delle colonne (nome, ascensione retta, declinazione, magnitudine e tipo). Per effettuare un'azione su un oggetto, selezionalo e premi uno dei pulsanti in cima alla finestra. Alcune azioni possono essere eseguite con più oggetti selezionati, altre operano su un solo oggetto alla volta. Le azioni disponibili sono:

Il Sistema Flessibile di Trasporto Immagini (Flexible Image Transport System, FITS) è il formato standard per la rappresentazione di immagini e dati in astronomia.

Il Visore FITS di KStars è integrato con l'architettura INDI in modo da permettere l'immediato trattamento e visualizzazione delle immagini FITS catturate. Inoltre, il Visore FITS può essere usato per la riduzione di dati grezzi. Per aprire un file FITS, seleziona Apri FITS... dal menu File, o premi Ctrl+O.

Caratteristiche del Visore FITS:

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La figura qui sopra mostra la finestra e l'area di lavoro del Visore FITS. Sono presenti funzionalità di base per la visualizzazione e il trattamento di immagini. La profondità del dati FITS è preservata in tutte le funzioni di trattamento, apertura e salvataggio dei file. Sebbene il Visore sia conforme allo standard FITS, non tutte le sue caratteristiche sono supportate:

Segue una breve descrizione delle funzionalità disponibili:

La maggior parte dei telescopi sono equipaggiati con un'interfaccia RS232 per il controllo remoto. Connetti il jack RS232 sul tuo telescopio alla porta seriale/USB del tuo computer. Tradizionalmente la RS232 si connette alla porta seriale; tuttavia, dato che molti nuovi portatili hanno rinunciato alla seriale in favore di porte USB/FireWire, potrebbe essere necessario ottenere un adattatore da seriale a USB.

Dopo aver connesso il telescopio alla porta seriale/USB, accendilo. È vivamente consigliato scaricare e installare il firmware più recente per il controller del telescopio.

Il telescopio dev'essere allineato prima di poterlo utilizzare correttamente. Esegui questa operazione (allineamento a una o due stelle) come illustrato nel manuale del telescopio.

KStars deve verificare le impostazioni di data e ora e della località prima di connettersi al telescopio. Ciò assicura un corretto inseguimento e sincronizzazione tra il telescopio e KStars. I passi seguenti ti permetteranno di connetterti a una periferica direttamente collegata al tuo computer. Per la connessione e il controllo di periferiche remote, vedi la sezione controllo periferiche remote.

Puoi utilizzare la procedura guidata di configurazione del telescopio, la quale verificherà tutte le informazioni richieste. È in grado di controllare automaticamente le porte e rilevare telescopi connessi. Puoi avviare la procedura selezionando Configurazione telescopio... dal menu Periferiche

In alternativa, puoi connetterti a un telescopio locale seguendo i passi descritti di seguito:

Ora sei pronto per utilizzare le funzioni della periferica. KStars mette a disposizione due interfacce grafiche intercambiabili per il controllo dei telescopi:

Non devi scegliere quale interfaccia utilizzare, dato che si possono usare entrambe simultaneamente. Le azioni eseguite all'interno della Mappa celeste si riflettono automaticamente nel Pannello di controllo INDI, e viceversa.

Per connetterti al tuo telescopio puoi selezionare Connetti dal menu a comparsa della periferica, oppure puoi premere Connetti nella scheda della periferica dal Pannello di controllo INDI.

KStars aggiorna automaticamente l'ora, la longitudine e la latitudine del telescopio in base alle impostazioni correnti. Puoi abilitare o disabilitare questo aggiornamento dalla finestra di dialogo Configura INDI... nel menu Periferiche.

Se KStars riesce a comunicare correttamente con il telescopio, ne otterrà le coordinate AR e DEC correnti e visualizzerà un mirino sulla mappa del cielo in corrispondenza di quella posizione.

Ecco fatto: il tuo telescopio è pronto per esplorare il firmamento.

KStars supporta le seguenti periferiche per l'acquisizione di immagini:

Puoi gestire CCD e dispositivi per la cattura video dal Gestore periferiche nel menu Periferiche. Come accade per tutte le periferiche INDI, sarà possibile un controllo parziale dalla mappa celeste. La periferica può essere controllata in ogni suo aspetto dal Pannello di controllo INDI.

Il formato standard per la cattura di immagini è il FITS. Una volta catturata e scaricata un'immagine, sarà automaticamente visualizzata dal Visore FITS di KStars. Per catturare una sequenza di immagini, utilizza la voce Cattura sequenza immagini... dal menu Periferiche. Questa voce rimane inattiva fino a quando viene stabilita una connessione a una periferica adatta.

Lo strumento "Cattura sequenza immagini" può essere usato per acquisire immagini da telecamere e CCD in modalità interattiva e automatica. Puoi inoltre selezionare quale filtro va eventualmente usato per le tue immagini. Lo strumento di cattura è disabilitato fino a quando non viene stabilita una connessione con una periferica in grado di produrre immagini.

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L'immagine qui sopra mostra una sessione di cattura. Sono disponibili le opzioni seguenti:

Dopo aver configurato le opzioni desiderate, puoi iniziare il processo di cattura premendo il pulsante Avvia. Puoi interrompere la cattura in qualsiasi momento premendo Stop. Tutte le immagini catturate saranno salvate nella cartella FITS predefinita, che può essere indicata nella finestra Configura INDI.

Se hai esigenze di cattura più complesse e altri vincoli da rispettare, ti raccomandiamo di creare uno script che venga incontro ai tuoi bisogni specifici, tramite il Costruttore script nel menu Strumenti.

La finestra Configura INDI ti permette di modificare opzioni specifiche INDI lato cliente. La finestra è divisa in quattro categorie principali: generale, aggiornamento automatico periferiche, mappa celeste e ruota filtri.