1. Descrizione generale
Le stelle a occhio nudo sembrano mantenere inalterata nel tempo la loro posizione, tanto che si introdusse il termine di stelle fisse. In realtà, l’osservazione con il telescopio mostra che, durante il corso di una notte, le costellazioni seguono un moto che le fa sorgere a est e tramontare a ovest, descrivendo un grande arco che culmina a sud. Il moto degli astri, dovuto alla rotazione terrestre, è un moto solo apparente: la Terra, ruotando, offre all’osservatore panorami variabili dell’universo.
La Stella Polare, trovandosi a circa 1 grado dalla direzione dell’asse di rotazione terrestre, appare quindi ferma tutta la notte, mentre tutte le altre stelle appaiono invece in rotazione intorno a essa.
In realtà, la Terra ha anche un moto di rivoluzione intorno al Sole, con durata di un anno, e quindi velocità di circa 1 grado al giorno. A causa del moto di rivoluzione terrestre, notte dopo notte le costellazioni appaiono sorgere, culminare e tramontare circa 1 grado più a ovest e circa 4 minuti in anticipo rispetto alla notte precedente. Questo significa che, mese dopo mese, nel mezzo della notte saranno osservabili costellazioni sempre diverse.
2. Moto apparente
Un modo per distinguere tra pianeti e stelle è lo studio del loro moto apparente, ovvero il moto che possiamo tracciare come osservatori dalla Terra. Ad esempio, se prendiamo in considerazione il moto di rotazione terrestre intorno al suo asse, moto che avviene da Ovest verso Est in 24 ore, la sfera celeste e le stelle visibili avranno un moto apparente di 360° (rotazione completa) nello stesso periodo, in direzione inversa (cioè da Est verso Ovest). Pertanto, l’intera sfera celeste avrà un moto apparente di rotazione intorno ad un asse che coincide con l’asse di rotazione della Terra.
La stella avrà una velocità risultante V data dalla somma della componente radiale Vr e della componente tangenziale Vt. In un anno (t = 365 giorni) la stella si sarà spostata da A verso B, determinando l’angolo μ (moto angolare della stella rispetto al Sole). Per calcolare la velocità radiale Vr ci serviamo dell’effetto Doppler; misuriamo quindi la variazione della lunghezza d’onda λ emessa dalla stella rispetto alla lunghezza d’onda ∆λ emessa dallo stesso elemento se osservato sulla Terra (ad esempio, lo shift in frequenza della riga del sodio).
La velocità Vr è data da:
Vr =c(∆λ/λ)
dove c è la velocità della luce nel vuoto.
Ottenendo col sistema della parallasse la distanza della stella dalla Terra, con semplici calcoli geometrici si ricava la distanza D della stella dal Sole. Calcolando in maniera analoga AB, si determina, infine, l’angolo μ .
La velocità tangenziale Vt risulta essere data da:
Vt = μD/t
