GLOSSARIO - Le Meridiane di Alberto Rebora

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   Glossario semplificato dei termini principali (1 )
     

Aberrazione della luce
consiste nella deviazione dei raggi luminosi provenienti dalle stelle che deriva dalla combinazione della loro velocità di propagazione col moto di rivoluzione e rotazione terrestre .La combinazione delle due velocità fa si che ogni stella non appaia fissa ,ma descriva in un anno un’ellisse con semi-asse maggiore indicativamente di 20",6 d’arco. Così le posizioni osservate del Sole ci forniscono il giorno solare apparente che dovremmo correggere con il relativo valore di aberrazione. Per quanto ci riguarda il valore giornaliero è irrilevante, ma anche quello annuale non influisce sulla lettura di una meridiana a uso domestico.
Almincantarat
è ogni cerchio minore parallelo all’orizzonte celeste. Tutti gli astri giacenti su un almincantarat hanno la stessa altezza dall’orizzonte (vedi fig 2).
Altezza
di un astro (h) è la distanza sferica del corpo celeste dall’orizzonte misurata sul cerchio verticale. L’altezza del polo elevato sull’orizzonte è uguale alla latitudine dell’osservatore (vedi figg 1 e 2).

     




Altezza sustilare o altezza dello stilo è l’angolo tra la sustilare e lo stilo polare.

Amplitudine occasa di un astro è l’arco di orizzonte (≤90°) compreso tra il primo verticale ovest e il punto del tramonto dell’astro.
Amplitudine ortiva
del Sole (o di un astro) è l’arco di orizzonte (≤90°)compreso tra il punto del sorgere e il primo verticale est (vedi figura seguente).


Analemma è la costruzione geometrica che risulta dalla proiezione ortografica della sfera celeste sul meridiano locale. Con essa si possono costruire orologi solari.(vedi nel sito alla pagina: Il Sole,l’ombra e il tempo). Analemma è anche il nome con cui nella cultura anglosassone si chiama la curva lemniscata del tempo medio.
Angolo al polo (P) di un astro è l’angolo sferico
) formato tra il meridiano superiore e l’orario dell’astro (verso est o ovest)   vedi il triangolo di posizione ZPnS  (fig. 2). Nei calcoli nautici si preferisce usare l’angolo al polo al posto di quello orario.
Angolo azimutale (Z) di una stella è l’angolo sferico
) formato tra il verticale dell’astro e il verticale omonimo del polo elevato (nord o sud).Solitamente si preferisce usarlo al posto dell’azimut. In gnomonica  l’angolo azimutale Az si misura da sud (o viceversa da nord nell’emisfero australe) verso est o ovest da 0° a 180° con lo stesso segno dell’angolo al polo: positivo o negativo se l’astro si trova rispettivamente a ovest o a est del meridiano locale  (vedi fig.2).
Angolo ectemoro è una delle 6 coordinate usate da Tolomeo (dette appunto Tolemaiche)per individuare un punto sulla sfera. Giace sul cerchio ectemoro e va dall’intersezione tra detto cerchio con il primo verticale fino all’astro. Una particolarità di questa coordinata locale è che non dipende dalla latitudine. Alcuni gnomonisti si sono cimentati nello studio di orologi solari basati su quest’angolo che li rende universali per la loro indipendenza dalla latitudine (vedi qui: coordinate tolemaiche).
Angolo Horarius è una delle 6 coordinate tolemaiche, giace sul cerchio Horarius e si misura dal meridiano locale fino all’astro (vedi qui:coordinate tolemaiche).
Angolo meridiano è una delle 6 coordinate tolemaiche che esprime l’altezza del cerchio ectemoro misurata sul Meridiano locale (vedi qui:coordinate tolemaiche).
Angolo orario (t) in astronomia è un angolo sferico che si conta sull’equatore dal mezzo cielo superiore al piede del cerchio orario dell’astro da 0 a 24 h (o da 0 a 360°) in senso orario (vedi fig. 2  angolo sferico MsWMiA).
Anno siderale consta di 366,256360 giorni siderali ( 366 g 6h 9m 09s,5)e si misura contando il tempo trascorso tra due congiunzioni equatoriali del Sole con una stella supposta fissa. Corrisponde a un giro completo della Terra tra le stelle, cioè un giro di 360°del Sole sull’eclittica.
Anno solare è l’anno tropico contato in 365,2422 giorni solari.
Anno tropico medio consta di 366,242190 giorni siderali (366 g 5h 48m 45s, 2), è il tempo che trascorre tra due passaggi del Sole all’equinozio medio di marzo
. A causa del moto di precessione terrestre, il punto  g si sposta sull’eclittica in senso orario (retrogrado) di 50",26 d’arco in un anno siderale così incontrando il Sole prima che abbia fatto un giro completo tra le stelle. In un anno



                                                    Fig.3




Anno tropico vero è l’intervallo di tempo che intercorre tra due passaggi del Sole all’equinozio vero di marzo.
Ascensione retta (
a) è una delle coordinate equatoriali uranografiche, l’altra è la declinazione, entrambe sono indipendenti dall’osservatore. Si conta sull’equatore, in ore da zero a ventiquattro oppure in gradi da zero a 360, dal punto g al piede dell’astro in senso antiorario. L’ascensione retta delle stelle varia minimamente a causa della precessione degli equinozi, quella dei pianeti subisce variazioni sia in senso diretto che retrogrado.
L'ascensione retta αv del Sole vero varia di 24h all'anno, in modo continuo ma non uniforme, l'ascensione retta αm del Sole medio varia costantemente . Infatti, ogni giorno il Sole medio si sposta sull’equatore in senso antiorario di un arco costante che sommato con gli altri dopo un anno solare è di 360°. Pertanto 360:365,2422 = 0°, 9856474  arco di equatore che tradotto  in tempo significa 3m 56s,56 di am del Sole che corrisponde ad un uguale incremento del giorno siderale. Possiamo dire che 1 giorno di 24 h solari corrisponde a 24h 3m 56s, 56 siderali e l’am di 3m 56,56 esprime in tempo siderale l’accelerazione delle stelle in un giorno medio vedi fig. 6. Si può anche dire che un giorno solare medio è uguale a un giorno siderale più l’ascensione retta media. Lo stesso va da sé, che vale anche per il giorno vero in relazione all’ascensione retta del giorno stesso.
L’ascensione retta è indicata nelle effemeridi nautiche come co-ascensione (360°-
α) (vedi qui: Giorno solare).
Azimut (a)
di un astro è l’arco di orizzonte compreso tra il Nord e il piede del cerchio verticale della stella contato in senso orario fino a 360° (vedi qui: fig. 2 ,NB è a e qui  anche angolo azimutale).
Bisestile è l’anno civile di 366 giorni che ricorre ogni 4 anni per compensare i decimali eccedenti le 365 unità di un anno tropico normale. Originariamente fu introdotto da Sosigene, astronomo egiziano al servizio di Giulio Cesare, intercalando un giorno tra il 23 e il 24 febbraio, cioè si ripeteva (si faceva il bis) del sesto giorno delle Kalendae di marzo quindi fu chiamato bis-sextum. Alla riforma giuliana seguì quella di papa Gregorio XIII.  All’epoca romana si riteneva erroneamente che la durata dell’anno fosse di 365,25 quindi la regola stabilita da Sosigene si rivelò insufficiente ad accordare gli anni civili di 365,25 giorni con quelli tropici di 365,2422. Ogni 128 anni la data dell’equinozio di marzo anticipava un giorno. In pratica, l’anno Giuliano era più lungo di quello tropico così la Pasqua che dipende dall’equinozio veniva a cadere in epoca sbagliata. Infatti al tempo del concilio di Nicea (325) l’equinozio cadeva il 21 di marzo e verso la fine del Cinquecento era all’11 di marzo. Papa Gregorio XIII ordinò una commissione per la riforma del calendario presieduta dall’astronomo gesuita tedesco Christoph Clau (Christophorus Clavius). L’ideatore del nuovo calendario fu l’astronomo e medico calabrese Luigi Lilio, facevano parte della commissione anche i due famosi astronomi e matematici Giuseppe Scala e Ignazio Danti. Si decise che il giorno dopo il 4 ottobre 1582 fosse il quindici così accordando l’anno tropico con l’anno civile e si stabilirono le  nuove regole per il mantenimento di tale concordanza in futuro. Il calendario Gregoriano oggi è il più diffuso. Vi sono calendari lunisolari come l’ebraico e il cinese mentre quello islamico è esclusivamente lunare. Poi c’è quello indiano prevalentemente solare e infine il più preciso di tutti, anche del gregoriano, è quello persiano che si basa non su un computo numerico come il nostro, ma su osservazioni astronomiche continue.
Cerchio orario o di declinazione è un cerchio massimo perpendicolare all’equatore e passante per i poli (vedi fig. 2 PnSAPsF).
Cerchio verticale è un circolo massimo perpendicolare all’orizzonte che è diviso in due semicerchi dalla linea verticale che unisce zenit e nadir che sono i poli dell’orizzonte. In figura 1 si vede un cerchio verticale particolare che passa per i punti cardinali est e ovest detto "primo verticale".       Il c.v.  è anche uno dei tre cerchi mobili delle coordinate tolemaiche.
Colatitudine (c) è la distanza sferica tra il polo elevato e lo zenit cioè il complemento della latitudine. L’altezza del mezzocielo superiore è la colatitudine dell’osservatore. (vedi fig.2)
Coluro degli equinozi
è il circolo massimo che contiene i poli dell’equatore e i punti equinoziali, quindi è il circolo orario degli equinozi. In figura 5 è il cerchio verde.
Coluro dei solstizi è il circolo massimo che contiene i poli dell’equatore e i punti solstiziali, quindi è il circolo orario dei solstizi che è anche un meridiano di eclittica. In figura 5 è il cerchio viola-blu.
Congiunzione equatoriale
avviene quando due astri si trovano sullo stesso semicerchio orario.
Coordinate equatoriali locali orarie sono l’angolo orario t e la declinazione
d  (vedi fig.2).
Coordinate geografiche attraverso l’indicazione di soli due punti: la latitudine e la longitudine permettono di individuare l’esatta posizione di un punto sulla superficie terrestre.
Coordinate locali altazimutali sono l’altezza h e l’azimut a (vedi fig.2).
Coordinate tolemaiche rappresentano uno dei più importanti sistemi usati in passato per individuare un punto univocamente sulla sfera celeste. Esse furono usate e descritte da Tolomeo. Si riferiscono a tre cerchi massimi: verticale dell’astro riferito alla linea zenit-nadir,ectemoro che origina dalla linea est-ovest, horarius che nasce dalla linea nord-sud.  
Coordinate uranografiche eclittiche sono la latitudine celeste
β e la longitudine celeste l.(vedi figg.4-5).
Sono indipendenti dalla posizione dell’osservatore e i loro punti di riferimento sono l’eclittica e il meridiano d’eclittica che passa per il punto vernale.
Coordinate uranografiche equatoriali sono l’ascensione retta
a , e la declinazione d (vedi fig.4).
Sono indipendenti dalla posizione dell’osservatore essendo valide in assoluto. I loro punti di riferimento sono i poli celesti, l’equatore celeste ed il punto g.
Costante locale è la differenza temporale tra il tempo di una località e quello del fuso in cui si trova. Il fuso dell’Europa centrale (che vale + 1 ora rispetto al Greenwich mean time GMT) ha come riferimento il meridiano che passa per l’Etna. La costante locale si calcola in base alla differenza di longitudine tra i due luoghi considerando che a 1° di long. corrispondono 4 minuti di tempo . La C L  è di segno  positivo se la località si trova ad ovest dell’Etna e negativo se è ad est del meridiano etneo.
Crepuscolo fenomeno che avviene quando, tramontato il Sole sotto l’orizzonte, gli alti strati dell’atmosfera continuano a essere illuminati e diffondono una luce che lentamente si attenua fino a scomparire con la discesa del Sole. Lo stesso avviene al limitare del sorgere del Sole. Così come si distingue l’alba (sunrise) dal tramonto(sunset) comunemente chiamiamo aurora(dawn) la luce bianca che anticipa l’alba e crepuscolo(twilight) quella che segue il tramonto. In realtà si distinguono tecnicamente tre tipi di crepuscolo in base all’altezza del Sole e in funzione del loro specifico utilizzo: civile, astronomico,nautico.
Crepuscolo astronomico serale termina quando l’altezza del Sole ha raggiunto -18° e si cominciano a vedere le stelle di sesta grandezza. Si è in piena notte quando sono possibili le osservazioni astronomiche. Così il crepuscolo mattutino si conterà da quando l’altezza del Sole sarà -18° sino al suo sorgere.
Crepuscolo civile serale inizia da quando il centro del disco solare si trova all’orizzonte fino a quando raggiunge l’altezza di – 6°. In città è necessaria l’illuminazione artificiale, in mare l’orizzonte è ancora visibile e si vedono gli astri di prima grandezza come Venere (detta Vespero la sera e Lucifero il mattino).Un orologio solare a ore italiche regolato sul crepuscolo misura le ore di luce di luce che lo precedono. Il crepuscolo mattutino inizia dall’altezza -6° e termina quando il centro del Sole sorge all’orizzonte.
Crepuscolo nautico sia la sera che al mattino per identificarlo si fa riferimento all’altezza  di – 12° che è il momento più favorevole alle osservazioni delle altezze delle stelle sull’orizzonte.
Declinazione (
d) di un astro è la distanza sferica ( dell’astro dall’equatore celeste misurata sull’orario dell’astro verso i poli . E’ di specie nord o sud a seconda dell’emisfero in cui l’astro si trovi. In quanto coordinata uranografica è indipendente dall’osservatore.
Declinazione gnomonica (d) o azimut del quadrante è l’orientamento del piano su cui giace l’orologio solare rispetto alla linea est ovest. In pratica si rileva misurando l’angolo formato tra la perpendicolare al quadro e la direzione nord sud(vedi nel sito:
Gnomonica/Orientamento parete).
Diffrazione è un fenomeno di deviazione della propagazione delle onde luminose. In gnomonica la diffrazione si prende in considerazione quando si progettano gnomoni a foro per grandi orologi a camera oscura. Infatti il foro gnomonico non costruito appropriatamente genera diffrazione che porta a penombre intorno al bollo di luce proiettato sul quadrante. Peraltro Il fenomeno della diffrazione è stato sfruttato dagli gnomonisti Catamo e Lucarini  per ideare un orologio solare su compact disk.
Distanza polare (p) è la distanza sferica tra il polo elevato e l’astro ed è il complemento della declinazione, vedi PnS in fig.2.
Distanza sustilare è l’angolo tra la linea di massima pendenza e quella sustilare(vedi nel sito:gnomonica/costruzione).
Distanza zenitale dell’astro
è la distanza sferica tra l’astro e lo zenit o se si vuole l’arco di verticale dell’astro (≤ 180°) contato dallo zenit all’astro che è il complementare dell’altezza dell’astro(vedi qui ZS fig 2).
Distanza zenitale gnomonica è l’angolo tra lo stilo ortogonale al quadrante e il piano verticale. Quando  DZ = 90° il quadrante è verticale(vedi fig.7).
Eclittica è un cerchio massimo della sfera celeste, inclinato di circa 23° 27’ rispetto all’equatore che rappresenta il piano dell’orbita terrestre intorno al Sole che per comodità la immaginiamo percorsa dal Sole in senso diretto (antiorario) nel suo movimento annuo apparente tra le stelle (vedi nel sito:  Sfera Celeste e qui :fig.5 cerchio gE’WE).
Ectemoro è un cerchio massimo mobile passante per l’astro che interseca la direzione est-ovest ( vedi qui:coordinate tolemaiche).
Effemeridi
sono delle tabelle che riportano le grandezze variabili astronomiche valide per un certo periodo. Le effemeridi sono, da un lato uno strumento "predittivo" nel senso che permettono di prevedere la posizione degli astri per fare le osservazioni astronomiche,dall’altro hanno una funzione storica molto importante per la registrazione degli eventi astronomici. Le effemeridi sono usate anche in astrologia.(vedi nel sito alla pagina Precessione degli equinozi) La divinazione astrologica nella storia ha camminato per un lungo periodo a fianco della predizione astronomica. Keplero faceva previsioni astrologiche per campare, così come Cassini a Bologna grazie a qualche previsione astrologica guadagnò il ben volere del marchese Malvasia che lo ospitava.
Equatore è il cerchio massimo della Terra che individua un piano perpendicolare all’asse terrestre.
Equatore celeste è un cerchio massimo della sfera celeste intersecato perpendicolarmente dall’asse del mondo che si può pensare come l’ingrandimento dell’equatore terrestre fino a incontrare il globo celeste(vedi qui: fig.4 cerchio
gQ’WQ).

 

                            Fig.4                                                                                      Fig.5


Equazione del tempo esprime la differenza tra il tempo solare medio ed il tempo solare vero.
Il giorno siderale e il giorno solare vero hanno differente durata. Ogni giorno il Sole si sposta apparentemente sull’eclittica di quasi un grado quindi mediamente ritarda il suo passaggio al meridiano di circa 4 m rispetto alle stelle (vedi qui :Giorno solare). Inoltre lo spostamento giornaliero del Sole sull’eclittica non è uniforme perciò il giorno vero non è un’unità costante , e per avere il tempo medio degli orologi meccanici è necessario correggerlo.
Le ragioni principali della non uniformità della durata dei giorni solari veri sono le stesse della irregolarità del moto in ascensione retta (vedi qui :Ascensione retta). Essa è dovuta principalmente a due cause :  la prima è la non uniforme velocità angolare della Terra nel suo movimento attorno al Sole il cui moto apparente sull’eclittica di conseguenza è variabile; la seconda è che l’eclittica non coincide con l’equatore,ma è inclinata su di esso di un angolo
e pari a 23°27’. Il Sole si sposta in senso diretto e noi registriamo i suoi movimenti proiettandoli dall’eclittica sull’equatore celeste dove misuriamo la sua ascensione retta. Così alla figura 4 nel triangolo sferico
gGG’ possiamo  verificare con la formula  che, inserita la declinazione del Sole di diversi momenti dell’anno,l non varia proporzionalmente al tempo. La ragione di tale non uniformità si
spiega col fatto che l’orbita della Terra è ellittica e quindi in base alla seconda legge di Keplero ha  velocità massima all’afelio e minima al perielio. Nella stessa figura quando la Terra è all’afelio A un osservatore dalla Terra vede il Sole proiettato sull’eclittica in apogeo A’. Siamo verso il 4/7 e la
longitudine è circa 100°. La velocità apparente del Sole è minima essendo in quel giorno lo spostamento in longitudine di 57’,19 corrispondente a 3m 49s di arco di tempo. Quando verso il 3/1 la Terra si troverà al perielio P e il Sole al perigeo P’ la longitudine sarà vicino a 280°. Intorno a quel punto la velocità angolare del Sole è massima percorrendo un arco di eclittica di 1°1’,32 corrispondente a 4m 5s.Pertanto a gennaio il giorno sarebbe più lungo di 16s rispetto a luglio.  
Comunque anche se l’orbita terrestre fosse una circonferenza e quindi il Sole percorresse l’eclittica con moto uniforme così  da escludere la differenza poc’anzi detta, rimarrebbe la seconda causa   d’irregolarità per la quale  risulta che le proiezioni sull’equatore di archi uguali di eclittica non sono  uguali.  Con questa formula
 si può verificare che a pari incrementi di longitudine non corrispondono uguali incrementi di ascensione retta. Evidentemente se e fosse nullo, ascensione retta e longitudine coinciderebbero. I due fenomeni fin qui descritti si compongono in uno, ma ,essendo i loro minimi e massimi sfasati, si giunge ad avere giorni solari di durata differente tra loro. Tali differenze si sommano di giorno in giorno e si giunge a formare l’equazione del tempo.
Essa può essere rappresentata sotto forma di tabella o di grafico che ci permettono di ottenere il tempo medio dell’orologio meccanico partendo dal tempo vero in base alla relazione seguente:
Tempo medio = tempo vero + equazione del tempo (presa col suo segno) .
I valori dell’equazione del tempo sono riportati da apposite tabelle che gli astronomi formulano  tenendo conto delle differenze, di pochi secondi, che si riscontrano con un andamento ciclico di circa quattro anni. Detti valori oscillano da + 14 a – 16 minuti circa nell’arco dell’anno come si può vedere nella seguente tabella.



Equinozio medio è il momento in cui la durata del giorno e della notte sono uguali. Questo avviene solo due volte l’anno: intorno al 21 marzo (equinozio di primavera) e al 23 settembre (equinozio d’autunno) quando la declinazione del Sole è nulla. Eratostene per individuare questo momento, molto importante in astronomia, osservava l’ombra di un cerchio opportunamente inclinato. Sulle meridiane il percorso segnato dallo gnomone agli equinozi è rappresentato da una linea retta. L’equinozio di primavera (si riferisce a quello dell’emisfero boreale quindi è più chiaro dire l’equinozio di marzo) è comunemente indicato in astronomia con la lettera g (che identifica il punto vernale che giace sulla linea d’intersezione dell’eclittica con l’equatore celeste) .Il punto g si potrebbe considerare come una stella fissa che si muove con moto uniforme se non fosse soggetto a due piccoli movimenti: la precessione e la nutazione (vedi alla pagina: Precessione degli Equinozi).
Equinozio vero di marzo avviene in relazione sia al moto di precessione sia a quello di nutazione. Quest’ultimo implica diverse posizioni degli equinozi veri sull’eclittica che oscillano intorno all’equinozio medio. Quando non si tiene conto della nutazione, si parla di equinozio medio.
Filare è un tipo di stilo costituito da un filo giustapposto che fa ombra sul quadrante. Si possono usare più fili incrociati e in questo caso si parla di orologi bifilari e trifilari, la lettura dell’ora si fa all’incrocio dell’ombra sul quadrante.
Giorno dell’astro è il moto della Terra tradotto in quello apparente di un astro che compie due passaggi consecutivi al meridiano. Così ad esempio si dice: giorno solare , siderale, lunare, ecc.
Giorno siderale è il periodo intercorrente tra due culminazioni dell’equinozio medio di marzo e si divide in ventiquattro ore siderali. Tale intervallo sarebbe uniforme se non fosse affetto da due movimenti, la precessione e la nutazione dell’asse terrestre ,ma le variazioni sono così piccole che il giorno siderale può considerarsi come unità astronomica fondamentale(vedi qui: Misura del tempo).
Giorno sidereo rotazionale o fondamentale è l’unità teorica di rotazione terrestre che corrisponde all’intervallo tra due culminazioni sul meridiano di un punto fisso dell’equatore celeste. Poiché non è facile stabilire tale punto si prende come riferimento l’equinozio di marzo (quello di primavera nell’emisfero boreale) che è facilmente individuabile.
Giorno solare è l’intervallo di tempo che trascorre tra due culminazioni del centro del Sole al meridiano e si divide in 24 ore solari .Corrisponde al tempo necessario affinché l’angolo orario del Sole sia 360°. La culminazione superiore si dice mezzogiorno vero e quell’inferiore mezzanotte vera. Il giorno solare essendo legato al trascorrere del giorno e della notte è più adatto come riferimento per la misura del tempo a uso civile.
Confrontiamo il giorno solare con quello siderale. La Terra compie un giro completo di rotazione intorno al proprio asse in 24 ore siderali. Poiché nel frattempo si è spostata verso est (in senso diretto) sulla sua orbita mediamente di 1°, un osservatore vedrà il Sole passare al meridiano in ritardo di circa 4’ siderali che corrispondono a una rotazione aggiuntiva della Terra di quasi un grado.(vedi sotto fig.6 e anche nel sito la voce:
Sfera celeste).Così la somma dei ritardi giornalieri del Sole nell’arco di una rivoluzione terrestre (360°) ammonta a un giorno siderale. Pertanto un anno solare sarà composto di 366,2422 – 1 = 365,2422 giorni solari.


                                                        Fig.6

Più precisamente lo spostamento della Terra sulla sua orbita in un anno tropico di 366,2422 giorni siderali è 360 :366,2422= 0°,98295 che equivale a 24 h:366.2422=235s,91= 3m 55s,91 che è l’aumento di ascensione retta in un giorno siderale equivalente ad altrettanto tempo medio in meno misurato al passare dell’equinozio in meridiano. Quindi un giorno siderale è uguale a un giorno solare meno 3m 55s,91 cioè 23h 56m 4s,09 di tempo medio. Così applicheremo la formula generale ts = t* + a* con l’aggiustamento per il Sole ts = tm -12h + am poiché tm si misura dal meridiano inferiore e ts da quello superiore e in pratica 24 h = 23h 56m 4s,09-12h+3m 55s,91.
Purtroppo il moto apparente solare (c.d. tempo vero) non è uniforme come quello siderale, quindi per la misura del tempo è necessario correggerlo con l’equazione del tempo per ottenere il tempo medio(vedi qui: Equazione del tempo).
Gnomone è lo strumento che indica l’ora e può essere di diverse fogge: nello stilo è la sua punta o un foro sopra una piastra al termine dello stilo oppure l’asta stessa. Può avere la forma di un cono, un gradino, il bordo di un vaso, un filo, due fili, tre fili , una sfera, una sfera combinata con un filo e lo stilo non è necessariamente presente come ad es. nella meridiana a camera oscura dove lo gnomone è un foro.
Horarius è un cerchio massimo mobile passante per l’astro che interseca la direzione nord-sud (vedi qui: coordinate tolemaiche).
Inclinazione
(zenitale)(i) del quadrante è l’angolo formato tra il piano su cui giace l’orologio solare e la verticale che è positivo quando la parte inferiore del quadro è più vicina ai piedi dell’osservatore che al suo volto. Quando i = 90°, il piano è orizzontale (vedi sotto fig7). Alcuni autori considerano l’inclinazione del quadrante misurandola rispetto all’orizzonte.  


                                       Fig.7


Latitudine celeste
(β) o di eclittica è la distanza sferica tra l’astro e l’eclittica misurata sul meridiano d’eclittica da 0° a 90° verso i poli di essa (vedi fig 5).
Latitudine dell’osservatore (
j) è l’altezza del polo elevato sull’orizzonte dell’osservatore. Essa è uguale all’arco di sfera misurato tra il mezzocielo e lo zenit (vedi fig 2).
Latitudine
geografica è la distanza angolare di un punto dall’equatore. Questa distanza è misurata lungo il meridiano che passa per quel punto.
Lemniscata (detta anche analemma) è una curva a forma di otto che serve a rappresentare graficamente lo scostamento tra il tempo solare vero e il tempo medio locale nelle meridiane.
Di solito questa curva è posta sulla linea oraria delle dodici. L’andamento a otto della curva dell’analemma è possibile verificarlo anche fotograficamente sovrapponendo la foto del Sole fatta alla stessa ora in diversi giorni dell’anno (ogni 8/10 gg) (vedi fig.8)


                                              Fig.8

Longitudine celeste (l) o di eclittica è l’arco di eclittica compreso tra il punto d’Ariete g e il piede del meridiano dell’astro contato da 0° a 360° in senso antiorario (diretto) rispetto ad un osservatore che guardi l’eclittica dal polo nord (vedi fig.5)
Longitudine
geografica è la distanza angolare di un punto dal meridiano fondamentale di Greenwich (che per convenzione ha longitudine 0°) misurata sul parallelo che passa per quel punto con verso Est o Ovest fino a 180°.
Meridiana è la linea che indica il mezzogiorno sull’orologio solare, ma anche il nome col quale comunemente s’indica l’orologio solare. Originariamente si chiamava meridiana l’orologio solare che segnava solo il mezzogiorno vero.
Meridiana catottrica ( o anacamptica) è l’orologio solare che utilizza uno specchio come gnomone per riflettere la luce del Sole su superfici non raggiungibili direttamente dai raggi solari. La più famosa si trova nel Palazzo Spada a Roma e fu progettata nel 1646 dal fisico e teologo francese Emmanuel Maignan(vedi nel sito:
Gnomonica/Storia).
Meridiano celeste o astronomico o dell’osservatore
è il cerchio massimo della sfera celeste che contiene i poli dell’equatore e dell’orizzonte. E’ diviso in due semicerchi chiamati meridiano superiore che contiene lo zenit e meridiano inferiore il nadir. Verticale nord e sud coincidono con il meridiano dell’osservatore. Il meridiano superiore è la proiezione del meridiano terrestre dell’osservatore, quello inferiore corrisponde all’antimeridiano terrestre. Il meridiano superiore taglia l’equatore celeste in un punto detto mezzocielo superiore la cui distanza angolare dallo zenit è la latitudine dell’osservatore. Il cerchio meridiano è anche una delle 6 coordinate tolemaiche (vedi fig 1).
Meridiano di eclittica è qualunque circolo massimo che contiene i poli dell’eclittica (vedi circolo arancione fig.5) ed è il luogo dei punti della sfera celeste che hanno la stessa longitudine celeste. Il coluro dei solstizi è anche un meridiano di eclittica. In fig. 5 è il cerchio viola–blu).
Meridiano geografico è una semicirconferenza passante fra i due poli. I punti situati lungo un meridiano hanno uguale longitudine.
Mezzocielo superiore (Ms) è il punto dell’equatore celeste in cui il meridiano superiore taglia l’equatore(vedi fig.1).
Mezzocielo inferiore (Mi) è il punto dell’equatore celeste in cui il meridiano inferiore taglia l’equatore(vedi fig.1).
Misura del tempo si fa osservando il movimento di rotazione della Terra (che consideriamo costante) che si manifesta come rotazione apparente della sfera celeste. Si determina osservando sul piano dell’equatore un punto fisso della sfera celeste individuato da un cerchio orario,quindi diciamo che il tempo è l’angolo orario di un punto della sfera celeste.
Poiché non è facile fissare un punto fisso sulla sfera celeste e l’asse terrestre non è fisso nello spazio, per comodità si assume che il punto fisso sull’equatore sia quello dell’equinozio medio (che tiene conto della precessione, ma non anche della nutazione perché si chiamerebbe "vero"). Si conviene di assumere come unità astronomica per la misura del tempo l’intervallo tra due successive culminazioni dell’equinozio di marzo al meridiano astronomico e si chiama giorno siderale. In realtà quest’unità non è assolutamente costante a causa dei movimenti dell’equinozio né uguale all’unità astronomica fondamentale che corrisponde al tempo trascorso tra due culminazioni di un punto fisso *. In un anno lo spostamento dell’equinozio di marzo sull’equatore è di 46’,1 di arco che è uguale ad un angolo di 3s,07 misurato in ore e quindi in un anno siderale composto di 366,26 giorni siderali corrisponderà a 0s,0084 di differenza giornaliera rispetto all’unità fondamentale. Questa differenza è così lieve che il giorno siderale si può considerare in pratica fondamentale se si usa, come di solito, con riferimento a brevi periodi. La misura del tempo civile si fa con il tempo solare (vedi qui : Giorno solare ed Equazione del tempo).
*Nell’intervallo tra due passaggi consecutivi del Sole al punto
g (anno tropico), un punto fisso sulla sfera celeste compie 366,242155 giri. Il punto g nello stesso intervallo compie rispetto alla sfera celeste un piccolo angolo in più di 3s,07 o 46",1 d’arco d’equatore(uguale a 50",26 di eclittica) che corrisponde a 1:(360x3600) x46,1=0,000035 giri. Così in un anno tropico g compie 366,242155 +0,000035 =366,242190 giri. Un giro di g corrisponde ad un giorno siderale.  
Nutazione è un piccolo movimento con effetto secolare che consiste in un’oscillazione ondulatoria del polo dell’eclittica anch’esso generato dall’influenza del Sole e della Luna sul rigonfiamento equatoriale della Terra come si è visto per la precessione. La nutazione fu scoperta nel 1737 dall’astronomo James Bradley(al quale si deve anche la scoperta dell’aberrazione della luce nel 1727). Precessione e nutazione influiscono sul movimento totale di precessione e quindi sul tempo siderale che si dice medio,quando è riferito all’equinozio medio che include la sola precessione, e vero quando è legato all’equinozio vero che include precessione e nutazione(vedi sotto fig.9).


                                                             Fig.9

Orizzonte apparente di un osservatore è il piano perpendicolare alla verticale passante per l’occhio dell’osservatore. Lo consideriamo tangente alla superficie terrestre(Vedi punto O fig 1).
Orizzonte astronomico o vero è sulla sfera celeste geocentrica il circolo massimo normale alla verticale dell’osservatore passante per il centro della Terra e quindi della sfera celeste al cui centro poniamo la Terra(vedi punto C fig.1).  

Ora della ferrovia è quella del sistema orario unificato introdotto nel Regno d’Italia dal 1866. Fu istituita l’ora ferroviaria di Roma in sostituzione delle sei ore ferroviarie vigenti nelle città di Torino, Verona, Firenze, Roma, Napoli, Palermo.
E’ curioso notare che l’orario unificato decretato nel 1866 col tempo medio di Roma (meridiano di Roma) valeva solo per le provincie continentali del Regno d’Italia mentre per la Sicilia si utilizzava il tempo medio del meridiano di Palermo e per la Sardegna il tempo medio del meridiano di Cagliari.
L’utilizzo del tempo medio di Roma è degno di nota perché in un certo senso anticipa l’unità d’Italia che si sarebbe compiuta solo quattro anni dopo con la caduta dello stato pontificio.
L’ora della ferrovia col tempo medio del meridiano dell’Etna sarebbe stata estesa a tutto il territorio nazionale solo nel 1893 quando l’Italia aderì alla Convenzione Internazionale dei fusi orari.
Orologio solare, vedi la voce: tipologia nel sito.
Parallelo geografico individua un piano parallelo al piano dell’equatore. I punti situati lungo un parallelo hanno uguale latitudine.
Parallelo celeste o di declinazione è ogni cerchio minore e parallelo all’equatore celeste (vedi cerchio GG’fig5).
Poli celesti  sono due  punti diametralmente opposti che sono individuati dall'intersezione dell' asse di rotazione terrestre con la  lt sfera celeste. Sono chiamati  polo celeste  Nord e polo celeste  lt Sud in relazione ai rispettivi poli terrestri. Essi individuano l’asse celeste, detto anche del Mondo, e sono i poli dell’equatore celeste. L’altezza del polo celeste sull’orizzonte esprime la latitudine dell’osservatore (vedi fig2).
Precessione terrestre moto giroscopico millenario cui è soggetto l’asse terrestre( vedi alla pagina: Precessione degli Equinozi).
Primo orario è il cerchio massimo passante per i punti cardinali est e ovest e per i poli celesti (vedi fig 1).
Primo verticale è il cerchio massimo passante per i punti cardinali est e ovest e per lo zenit e il nadir(vedi fig 1).
Punto vernale (indicato con la lettera greca
g ) è quello dei due punti (detti nodi) d’intersezione dell’eclittica celeste con l’equatore celeste in cui il Sole si trova all’equinozio di marzo (dal latino ver = primavera riferita all’emisfero boreale, mentre all’emisfero australe è autunno). L’altro nodo è quello dell’equinozio di settembre (indicato con la lettera greca W).In questi due momenti la declinazione del Sole è nulla e la sua altezza al meridiano dell’osservatore coincide con la co-latitudine. In pratica si tratta di una stella ideale che funge da punto di riferimento per le osservazioni astronomiche ,come ad esempio il conteggio dell’anno tropico su cui si basa il civile legato alle stagioni astronomiche. Dal punto vernale si conta l’ascensione retta delle stelle lungo l’equatore e la loro longitudine celeste lungo l’eclittica. Il punto g si muove lentamente in senso retrogrado (orario) sull’eclittica di 50", 26 d’arco l’anno. Questo spostamento è l’effetto del moto di precessione terrestre che influisce sull’ascensione retta e la declinazione delle stelle fisse oltre che sulla loro longitudine celeste. Il valore nel punto  vernale delle coordinate uranografiche equatoriali ed eclittiche, declinazione, ascensione retta, latitudine, longitudine è zero poiché tutte originano da quel punto(vedi fig 4 e 5).
Quadrante solare è il nome di origine francese (cadran solaire) per indicare l’orologio solare che comunemente è chiamato col nome di Meridiana che si riferisce a uno specifico orologio che segna il mezzogiorno e che spesso si vede dipinto su quadranti verticali assieme alle due ore adiacenti (11/13).
Riflessione della luce è il fenomeno che avviene quando le onde luminose sono respinte dal mezzo che incontrano. Ad esempio l’angolo d’incidenza di un raggio di luce su di uno specchio si riflette con lo stesso angolo.
Rifrazione
è il fenomeno che mostra il cambiamento della direzione dei raggi solari quando passano attraverso mezzi di diversa densità, ad esempio: dall’aria all’acqua, all’interno dello stesso mezzo come accade per la rifrazione atmosferica. In passato si sono costruite meridiane a tazza contenente acqua all’interno della quale erano tracciate le linee orarie e altre tenendo conto della rifrazione dell’ombra dello stilo. Un esempio è l’orologio in pietra del 1584 che si trova nel giardino del Palazzo Ducale di Urbino.
Rifrazione atmosferica è la deviazione della luce attraverso strati di atmosfera di diversa densità. I raggi luminosi si curvano e fanno apparire gli oggetti distanti, come gli astri, più alti di quanto non lo siano in realtà. La rifrazione aumenta con l’aumentare della distanza zenitale dell’astro. Quando la stella è allo zenit, la rifrazione è nulla, a 45° vale 1’ e all’orizzonte 34’. Cosi le osservazioni astronomiche al di sotto i 20° di altezza sono da evitare. Le meridiane a ore francesi sono influenzate in piccola parte dalla rifrazione: le linee apparenti ritardano al mattino e anticipano al pomeriggio , ma l’entità dello scarto rispetto al tracciato sul quadrante è trascurabile. Le linee diurne apparenti tendono verso il basso con differenze trascurabili un poco più marcate alle declinazioni negative. Complessivamente le meridiane di piccole dimensioni, come quelle usualmente realizzate su edifici privati non sono influenzate dalla rifrazione atmosferica. Gli orologi solari a ore Italiche e babiloniche che sono regolati sull’alba e tramonto invece sono più sensibili agli effetti della rifrazione.
Sfera celeste locale è una sfera di raggio arbitrario su cui si proiettano gli astri visti secondo semirette uscenti dall’occhio dell’osservatore posto in un punto  della Terra. Gli astri sono studiati per le loro direzioni e la loro distanza dall’osservatore è irrilevante. In particolare se, per comodità di studio, supponiamo gli astri in movimento, dobbiamo sdoppiare la sfera in due concentriche: una mobile e l’altra immobile (vedi alla pagina:  
Sfera Celeste  ).
Sfera celeste geocentrica è la sfera celeste il cui centro coincide con quello della Terra  (vedi fig.1).Poiché la direzione dello stesso astro visto dalla sfera locale è parallela a quella della sfera celeste e visto che le distanze degli astri sono molto grandi le misure prese da entrambe le sfere si possono sostituire tra loro così considerando il centro della Terra come un unico punto d’osservazione .
Solstizio d’estate è il momento in cui il Sole raggiunge la massima altezza annuale sull’orizzonte all’ora di mezzogiorno. Sulle meridiane verticali il percorso dell’ombra dello gnomone è rappresentato da un’iperbole con la concavità rivolta verso il basso.
Solstizio d’inverno è il momento in cui il Sole raggiunge la minima altezza annuale sull’orizzonte all’ora di mezzogiorno. Sulle meridiane verticali il percorso dell’ombra dello gnomone è rappresentato da un’iperbole con la concavità rivolta verso l’alto.
Stilo è lo gnomone più comune usato per proiettare l’ombra del Sole e leggere l’ora sul quadrante. Di solito lo stilo è un’asta fissata ortogonalmente al piano della meridiana (ortostilo) che indica l’ora con la sua punta, oppure è parallela all’asse terrestre (stilo polare) e la sua ombra si sovrappone alle linee orarie come le lancette del nostro orologio (vedi nel sito:
Gall.fot/ Gnomoni).
Stilo polare l’utilizzo di questo particolare tipo di stilo si trova più frequente sulle meridiane a ore francesi, mentre in Italia a lungo fu in uso quello ortogonale al quadrante per indicare le ore Italiche che andavano per la maggiore. In base alla documentazione oggi disponibile lo stilo polare pare sia un’invenzione degli Arabi risalente al XIV sec. ed è attribuita all’astronomo Abu’l Hasan Ibn al Shathir (vedi anche nel sito:
Gnomonica/Tipologia/Storia).
Sustilare è la linea retta risultante dalla proiezione ortogonale dello stilo polare sul quadrante (vedi nel sito:
Gnomonica /Costruzione).
Tempo siderale è l’angolo orario del punto
g. Si dice tempo siderale quello medio che include la precessione ed esclude la nutazione.
Tempo solare medio è l’angolo orario del Sole medio che si muove con moto uniforme sull’equatore e si ottiene correggendo la misura dell'ora vera con l’equazione del tempo. L’ascensione retta media
αm del Sole è di 3m 55s, 91 al giorno siderale,quindi l’angolo orario del tempo medio corrisponde a quello del punto g (tempo siderale)23h 56m 4,09 espresso in tempo medio più αm = 24 h solari.
T.M.E.C. (Tempo Medio dell’Europa Centrale ), indica l’ora civile (quella del nostro orologio ) che corrispondente a quella media del meridiano utilizzato per stabilire il fuso orario di un Paese.
Si ottiene correggendo il T.V.E.C. con l’equazione del tempo.
Tempo solare vero o ora vera  è l’angolo orario del centro del Sole calcolato  in un certo istante  a partire dal meridiano superiore. Il tempo civile, invece, si conta dalla culminazione inferiore cioè dalla mezzanotte o, più precisamente, dal meridiano superiore aumentato di 12 h. I giorni solari veri non sono tutti uguali tra loro perché il moto terrestre non è uniforme (vedi qui: Equazione del tempo).
T.V.L. (Tempo Vero Locale) è l’ora solare del luogo dove si trova l’osservatore.
T.V.E.C. (Tempo Vero dell’Europa Centrale) è l’ora vera del nostro fuso orario. Il meridiano utilizzato per individuare il fuso dell’Europa Centrale è quello dell’Etna che si trova a 15° a est del meridiano fondamentale di Greenwich.
Si ottiene anche correggendo il T.V.L. con la costante locale.
Umbra recta è l’ombra di uno stilo verticale sul piano orizzontale.
Umbra versa
è l’ombra di uno stilo perpendicolare al piano verticale.


                                                           Fig.10

Sul retro degli astrolabi (vedi fig 10) è disegnato un quadrante che raffigura due scale che servono per le misurazioni di distanze e altezze utilizzando il principio delle due ombre menzionate(vedi anche nel sito alla voce : Il sole ,l’ombra e il tempo).
Verticale è il luogo dei punti della sfera celeste che hanno il medesimo azimut (vedi qui: Cerchio verticale).
Verticale di un punto O
è la retta definita dalla direzione della forza di gravità in quel punto, in pratica quella indicata dal filo a piombo.
Zenit e Nadir sono i due punti diametralmente opposti dove la verticale che passa per l’osservatore incontra la sfera celeste.
1)Consulta anche alla pagina:
Sfera Celeste di questo sito.





 
 
 
 
 
 
 
 
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