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Le coordinate celesti servono per identificare la posizione degli astri sulla sfera celeste. Alternativamente, visto che nella realtà essi hanno distanze diverse da noi, le coordinate celesti individuano una direzione orientata, ossia una semiretta originata dall'osservatore e passante per l'astro.
In astronomia, i sistemi di coordinate[1] possono specificare la posizione di un oggetto celeste in uno spazio tridimensionale o mettere in grafico la sua posizione sulla sfera celeste,[2][3] tenendo conto che oltre una certa distanza non siamo più in grado di valutare visivamente la lontananza dei corpi, per cui gli astri ci sembrano tutti alla stessa distanza[4]
Le coordinate orizzontali, chiamate anche coordinate altazimutali, dipendono dalla posizione relativa dell'osservatore rispetto all'astro e sono riferite all'osservatore, presupposto immobile rispetto alla Terra in movimento;[5] quindi, per ogni astro (in movimento relativo rispetto alla Terra), variano continuamente nel tempo.
Si prendono come riferimenti:
Quindi come coordinate si ottengono:
Le circonferenze minori formate dai punti di uguale altezza sono i cerchi d'altezza o almucantarat.
Le semicirconferenze massime comprendenti i punti di un dato azimut si chiamano verticali.
A volte, al posto dell'altezza si usa la distanza zenitale (z), che è la distanza angolare dell'astro dallo zenit dell'osservatore e che varia da 0° a 180°. Pertanto z è l'angolo complementare di h, infatti z + h = 90°.
Esistono due tipi di coordinate equatoriali: si parla, infatti, di sistema equatoriale fisso (detto anche sistema a coordinate equatoriali orarie) e di sistema equatoriale mobile (detto anche sistema a coordinate equatoriali celesti).
Nel primo sistema equatoriale si prendono come riferimenti
Dunque, le coordinate del sistema equatoriale fisso sono:
Mentre la declinazione non cambia con l'osservatore, l'angolo orario sì.
Si introduce un altro sistema di riferimento, il sistema equatoriale mobile, in cui le coordinate non variano con la posizione dell'osservatore, che permette quindi una localizzazione completamente indipendente dalla posizione di questi, e col moto diurno della sfera celeste.
Si prendono come riferimenti:
Le coordinate sono:
A volte, al posto della declinazione si usa la distanza polare (p), che è la distanza angolare dell'astro dal polo nord celeste e che varia da 0° a 180°. In ogni caso, trattandosi di angoli complementari, p + δ = 90°.
Per passare dalle coordinate di un sistema di riferimento a quelle di un altro bisogna effettuare delle trasformazioni matematiche.[6][7]
con Z = angolo azimutale.
Le coordinate galattiche prendono come piano di riferimento quello galattico, che forma un angolo di 62°41' con l'equatore celeste, e come direzione di origine quella del centro galattico individuato dalle misure di radioastronomia e collocato nella costellazione del Sagittario (α=17h 42m 30s, e δ=-28°55'18″).
Questi riferimenti permettono di definire un polo nord ed un polo sud galattico tramite la direzione normale al piano galattico e passante per il Sole. Il polo nord galattico ha coordinate equatoriali α=12h 49m e δ=+27° 24'.
Si definiscono una longitudine galattica (l) ed una latitudine galattica (b), entrambe misurate in gradi.
La latitudine galattica è misurata sui cerchi massimi passanti per i poli e varia da b=-90° (polo sud galattico) a b=+90° (polo nord galattico).
La longitudine galattica varia da l=0° (centro della galassia) a l=360° ed è crescente nel verso di rotazione della Via Lattea (vista dal polo nord la longitudine cresce in senso antiorario).
A causa dei movimenti a lungo termine della Terra (primo fra tutti quello conosciuto col nome di precessione degli equinozi), gli astri non hanno coordinate celesti del tutto fisse ma si spostano col tempo. Questo movimento è indipendente dal moto proprio delle stelle, perché si tratta di un movimento dell'osservatore piuttosto che dell'astro. Ad occhio nudo e su scale di pochi anni è impercettibile, ma per le osservazioni astronomiche si pone il problema di specificare a quale istante una coordinata si riferisce. È stato perciò inventato il concetto di epoca: tutte le coordinate si specificano rispetto ad un'epoca, ed esistono algoritmi per passare da un'epoca all'altra.
Nonostante l'entità dello spostamento possa apparire irrisoria su brevi periodi, su una scala di tempo di millenni esso può portare a notevoli variazioni nelle posizioni degli astri; ad esempio, tra circa 13000 anni il polo nord celeste sarà indicato da Vega, e non più dalla Stella Polare.
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![{\displaystyle \tan(Z)=\sin(H)/[\tan(\delta )\cos(\varphi )-\sin(\varphi )\cos(H)]}](http://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/e4dbb361bd21ce3d7d105691cf057a4401d1aa56)
