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MARIO VULTAGGIO<br />
cielo superiore di detto meridiano (MsG). È questo il modo astronomico di<br />
considerare l'inizio e fine del giorno.<br />
Il giorno stellare può essere suddiviso in 24 ore, ciascuna a <strong>sua</strong> volta divisa<br />
in 60 minuti ed ogni minuto suddiviso in 60 secondi.<br />
Fissata un'epoca di partenza per la <strong>misura</strong> di queste rotazioni riferite ad<br />
un prefissato meridiano, il tempo stellare relativo ad una stella, in un dato<br />
istante, è dato dall'angolo orario locale di questa e da un numero intero di<br />
rotazioni (giorni stellari), che definisce quella nota entità conosciuta sotto il<br />
nome di data.<br />
Il diagramma orario di figura 3.4 è, dunque, un orologio: l'orario della<br />
stella A rappresenta la lancetta del tempo; i comuni orologi non sono altro<br />
che una riproduzione di questo diagramma.<br />
Per la <strong>misura</strong> del tempo stellare è opportuno scegliere una stella equatoriale<br />
(avente δ = 0), anche per avere il più lungo percorso apparente diurno<br />
(equatore celeste). Ma per il fenomeno della precessione degli equinozi, accompagnato<br />
da quello di nutazione, le coordinate equatoriali celesti α,δ delle<br />
stelle subiscono una lenta variazione, per cui se una stella è oggi equatoriale<br />
non lo sarà nel futuro.<br />
Per questo, è stato scelto il punto γ come punto di riferimento per la definizione<br />
del giorno e quindi per la <strong>misura</strong> del tempo. Essendo questo punto<br />
sempre sull'equatore celeste, l'intervallo (v. figura 3.4) tra due consecutivi<br />
passaggi del punto γ al punto Ms di un dato meridiano definisce sidereo (o<br />
siderale), che viene diviso in 24 ore sideree, ciascuna comprendente 60 minuti<br />
siderei ed ogni minuto sidereo 60 secondi siderei.<br />
Il giorno sidereo è più corto di quello stellare di circa 1 centesimo di secondo<br />
(con più precisione di 8 millesimi di secondo), non essendo il punto γ<br />
un punto fisso sulla sfera celeste, spostandosi sull'eclittica verso il Sole di<br />
circa 50",26 in un anno per il noto fenomeno di precessione.<br />
In figura 3.5 lo spostamento precessionale annuo del punto γ, nel senso del-<br />
la freccia f, è rappresentato dall'arco d'eclittica<br />
γγ '<br />
; la <strong>sua</strong> proiezione sull'e-<br />
quatore celeste (spostamento precessionale equatoriale secondo la freccia<br />
f'), data dall'arco γγ", può ottenersi considerando piano il triangolo infinitesimo<br />
γγ'γ":<br />
o<br />
γγ ''= γγ 'cos ε = 50. 26''cos( 23 26') ≅ 45''
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