Se osserviamo la volta celeste da una zona con pochi ostacoli, ci appare come una cupola di forma semisferica, nella quale si trovano incastonati dei piccoli punti luminosi, le stelle, accanto ad altri astri, in alcuni casi molto luminosi, che modificano la loro posizione nel corso dell'anno, i pianeti, con i loro satelliti (che vediamo però solo con i telescopi). In montagna, dove l'aria è più secca e non c'è l'inquinamento luminoso, è possibile individuare oggetti poco brillanti e dai contorni non ben definiti: le galassie. Inoltre, nelle notti d'estate il cielo è attraversato da una striscia luminosa punteggiata di stelle: è la Via Lattea.
Una volta si riuscivano a vedere a occhio nudo almeno 6000 stelle; oggi nelle città, anche quando il cielo è sereno, se ne può contare al massimo qualche decina.
Questi oggetti, che da sempre hanno destato stupore nell'uomo, saranno oggetto di studio nelle pagine successive.
La sfera celeste
L'intera distesa celeste, di forma sferica, che circonda da ogni parte la Terra, costituisce la sfera celeste.
La Terra, corpo celeste infinitamente piccolo nella scala delle misure astronomiche, si considera nel centro della sfera celeste, la quale viene così a essere una copia, immensamente ingrandita, della sfera terrestre, in cui l'osservatore occupa il centro.
Il prolungamento dell'asse terrestre è una retta immaginaria, chiamata asse celeste, o asse del mondo e individua sulla sfera celeste due punti fissi: Polo Nord Celeste e Polo Sud Celeste.
In corrispondenza del Polo Nord Celeste si trova la Stella Polare, appartenente alla costellazione dell'Orsa Minore, o Piccolo Carro, di cui è l'estremità del timone. La Stella Polare, in realtà, è un sistema stellare triplo chiamato Polaris, o α Ursae Minoris, e si discosta di circa 30'' dal Polo Nord celeste. A causa della precessione degli equinozi, tra 13000 anni Polaris sarà sostituita dalla stella Vega.
La stella visibile più vicina al Polo Sud (meno di un grado) è σ Octantis ma, essendo poco luminosa (quinta magnitudine), come riferimento si preferisce la Croce del Sud, una costellazione molto piccola ma appariscente, che dista circa 30° dal Polo Sud.
Il circolo massimo immaginario, equidistante in ogni suo punto dai poli celesti e perpendicolare all'asse del mondo, è l'equatore celeste, che si trova sullo stesso piano dell'equatore terrestre, di cui ne è la proiezione. Questo divide la sfera celeste in due emisferi: l'emisfero Nord o boreale e l'emisfero Sud o australe.

Gli infiniti circoli minori, paralleli all'equatore si chiamano paralleli celesti. Il parallelo fondamentale è l'equatore celeste.
I circoli massimi passanti per i poli sono i meridiani celesti e si chiamano anche circoli orari perché, a ogni ora, la metà di ciascuno passa davanti a un osservatore posto sulla Terra. Il meridiano fondamentale è quello passante per il punto γ (posizione del Sole all'equinozio di primavera, il 21 marzo - vedi sotto). Il semicerchio diametralmente opposto si chiama antimeridiano celeste e passa per il punto ω (posizione del Sole nell'equinozio d'autunno, il 23 settembre). Il meridiano fondamentale non ha dunque alcuna relazione con il meridiano terrestre di Greenwich. La somma del meridiano fondamentale con l'antimeridiano celeste si chiama coluro equinoziale. Da questo circolo si cominciano a contare i circoli orari. Il meridiano celeste che passa per i due solstizi si chiama coluro solstiziale.
Il circolo massimo che il Sole sembra descrivere sulla sfera celeste durante il suo apparente moto annuale, si chiama eclittica. Questa è inclinata di 23° 27' rispetto all'equatore celeste, perciò lo taglia in due punti o nodi: il punto γ, o nodo ascendente, o punto equinoziale di primavera, o punto vernale, o punto dell'Ariete e il punto ω, o nodo discendente, punto equinoziale d'autunno, o punto della Bilancia. Le denominazioni di “punto d'Ariete” e della “Bilancia”, così chiamati 2000 anni fa da Ipparco di Nicea (190 a.C. - 120 a.C.), cui si deve il primo catalogo dei corpi celesti, non sono più idonee perché oggi i punti equinoziali non cadono più in queste costellazioni.
Possono essere individuati altri punti di riferimento sulla sfera celeste, ma relativi a un osservatore posto sulla superficie terrestre.
Se dal punto di osservazione innalziamo una retta, la verticale del luogo, perpendicolare al piano dell'orizzonte e che attraversa la Terra passando per il centro, questa incontrerà la volta celeste in un punto chiamato zenit, e un punto diametralmente opposto, nell'emisfero celeste non visibile, chiamato nadir. Questi punti sono relativi perché dipendono dalla posizione dell'osservatore.
Il piano passante per il centro della sfera celeste e perpendicolare alla verticale del punto dell'osservatore si chiama piano dell'orizzonte astronomico e la circonferenza che ne deriva dall'intersezione con la sfera celeste è l'orizzonte astronomico, mentre il piano perpendicolare alla verticale e tangente alla superficie terrestre nel punto in cui si trova l'osservatore individua l'orizzonte apparente. Deve trattarsi di un orizzonte matematico e non di quello naturale, con le sue irregolarità dovute alle abitazioni, agli alberi, ai rilievi. Questo orizzonte si ha solo sul mare, dove non c'è nulla che ostruisca la visuale. In altri luoghi l'orizzonte naturale è sempre posto parecchi gradi sopra quello matematico.
Gli infiniti circoli massimi passanti per lo zenit e il nadir si chiamano circoli verticali. Quello che è contemporaneamente un circolo verticale e un meridiano celeste si chiama circolo meridiano o meridiano locale.
Il passaggio di un corpo celeste sul meridiano locale si chiama culminazione, o culminazione superiore, mentre il passaggio sull'antimeridiano locale è la culminazione inferiore.
Un osservatore, fissato il proprio punto di stazione, avrà sulla volta celeste uno zenit e un nadir fissi e quindi sarà fisso anche il suo circolo meridiano, mentre nel corso della notte vedrà transitare i vari meridiani celesti fino a coincidere con il meridiano locale.
Il punto d'intersezione tra l'antimeridiano locale e l'orizzonte astronomico è il punto cardinale Nord. Da questo si ricavano gli altri punti cardinali.

Moto apparente della sfera celeste

Se noi osserviamo di notte per un certo tempo la volta celeste, oppure se la fotografiamo con una lunga esposizione, vediamo che le stelle, pur mantenendo la loro reciproca posizione, ruotano sempre nello stesso verso - da levante a ponente - attorno al Polo Nord celeste, se ci troviamo nell'emisfero boreale, come se fosse dotata di un movimento lento e uniforme. La durata di un giro completo della sfera celeste è di 24 ore siderali.
Nell'animazione, il Nord è di fronte, indicato dalla Stella Polare, l'Est è a destra e l'Ovest è a sinistra. Le stelle sorgono a Est e tramontano a Ovest. (Crediti: Eclipse.sx - CC BY-SA 3.0)
- All'equatore le stelle visibili sorgono a Est, culminano (punto più alto) e tramontano a Ovest, descrivendo delle orbite semicircolari: sono le stelle occidue, questo perché la retta zenit-nadir è perpendicolare all'asse del mondo.
- Alle latitudini intermedie alcune stelle sorgono, culminano e tramontano descrivendo archi più o meno grandi (stelle occidue), mentre altre restano sempre visibili, descrivendo orbite circolari attorno a un punto fisso, che è la Stella Polare: sono le stelle circumpolari.
- Ai poli tutte le stelle visibili (stelle circumpolari) non tramontano mai e descrivono orbite circolari concentriche attorno al polo celeste, perché lo zenit e il nadir dell'osservatore coincidono con i poli celesti.

In base a quanto descritto sopra, possiamo dire che le stelle sono occidue o circumpolari secondo la declinazione della stella e la latitudine dell'osservatore.
I movimenti fin qui descritti sono solo apparenti perché in realtà è la Terra che ruota attorno al proprio asse in senso antiorario in 24 ore, mentre la sfera celeste è immobile.

(Crediti:
Di Tfr000 (talk) 20:06, 29 March 2012 (UTC) - Opera propria, CC BY-SA 3.0
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Due precisazioni. Abbiamo detto sopra che le stelle mantengono la posizione le une rispetto alle altre, cioè si comportano come corpi celesti fissi. In realtà, le stelle si muovono all'interno della galassia ma, essendo molto lontane, noi ne percepiamo i movimenti solo dopo millenni. Le costellazioni, come le conosciamo oggi, sono destinate a cambiare aspetto.
Ci sono poi dei corpi che cambiano posizione rispetto alle stelle nel corso del mese o dell'anno. Questi sono i pianeti di cui, essendo molto più vicini alla Terra rispetto alle stelle, possiamo percepirne i movimenti. Questi presentano movimenti particolari. Infatti, per qualche tempo si muovono nello stesso verso del Sole, ma in certi periodi invertono il senso del moto, per poi ritornare a muoversi nella direzione normale.
Il Sole e la Luna si muovono indipendentemente dalle stelle: ogni giorno sorgono, culminano e tramontano come le stelle, ma cambiano nel corso dell'anno la loro declinazione e la posizione rispetto allo sfondo stellato. In particolare, il Sole ritarda di 4 minuti per cui nel corso dell'anno viene interessata una parte diversa dello sfondo celeste.
Oltre a questo moto giornaliero, nella sfera celeste vediamo che nel corso dell'anno le costellazioni cambiano posizione, senza che si modifichino le coordinate equatoriali.
Per esempio, alle nostre latitudini, in inverno risalta il triangolo invernale, formato dalle stelle Sirio, Procione e Betelgeuse. In estate, invece, abbiamo il triangolo estivo con Vega, Deneb e Altair.
Coordinate astronomiche
I circoli ricordati in precedenza e le loro interazioni sono utilizzati per determinare le coordinate astronomiche, cioè quegli elementi (linee e angoli) misurati in gradi o in tempo, atti a determinare l'esatta posizione di un astro sulla sfera celeste.
Coordinate altazimutali
Le coordinate altazimutali o orizzontali forniscono un sistema per descrivere la posizione di un astro in un certo luogo e a una data ora; sono quindi riferite al punto in cui si trova l'osservatore.
I piani di riferimento sono l'orizzonte astronomico e il meridiano locale, o circolo meridiano, e le coordinate sono l'altezza e l'azimut.
L'altezza (h) di un astro è data dall'angolo corrispondente all'arco di circolo verticale (che passa per lo zenit e per l'astro), misurato in gradi, compreso tra l'astro e il piano dell'orizzonte astronomico.
Varia da -90° quando l'astro si trova al nadir, fino a +90° quando è allo zenit.
Talvolta invece dell'altezza si usa il suo angolo complementare, cioè la distanza angolare dallo zenit (arco di circonferenza tra lo zenit e l'astro), che si chiama distanza zenitale.
L'azimut (A) è dato dall'angolo sull'arco di orizzonte astronomico, formato dal circolo verticale passante per l'astro, con il circolo meridiano (meridiano locale) in senso orario (guardando dal Polo Nord) e a partire da Sud verso Ovest, lungo l'orizzonte astronomico.
Varia da 0° a 360° in senso retrogrado (invece diretto è per convenzione è il verso antiorario).

A causa della rotazione apparente della sfera celeste, l'astro non segue nel cielo un cerchio parallelo all'orizzonte (a meno che l'osservatore non si trovi al polo, nel qual caso l'asse di rotazione coincide con la verticale), di conseguenza entrambe le coordinate altazimutali variano continuamente e assumono lo stesso valore ogni 24 ore, perciò non sono adatte alla compilazione di cataloghi stellari, però sono quelle di più immediata visualizzazione perché forniscono la posizione di un astro come è vista da un osservatore, in quanto riferite all'orizzonte dell'osservatore e alla sua verticale.
Coordinate orarie
Le coordinate orarie hanno come piani di riferimento l'equatore celeste e il meridiano locale (circolo orario) e le coordinate sono la declinazione e l'angolo orario.
La declinazione (δ) è la misura in gradi dell'arco di circolo orario (meridiano celeste) compreso tra il punto P di intersezione con l'equatore celeste e l'astro e corrisponde all'altezza dell'astro sopra l'equatore.
Si misura in gradi da 0° a +90° dall'equatore verso Nord e da 0° a -90° dall'equatore verso Sud.
L'angolo orario (H) di un astro è dato dall'angolo corrispondente all'arco di equatore celeste, compreso tra il meridiano locale (circolo meridiano) e il circolo orario (meridiano celeste) passante per l'astro, misurato in tempo (ore, minuti secondi) in senso orario, partendo dal mezzocielo, che è il punto di intersezione tra equatore celeste e circolo meridiano, sopra l'orizzonte.
Varia da 0h a 24h o da 0° a 360° in senso retrogrado (orario).

Il vantaggio di queste coordinate è che almeno una, in prima approssimazione, non varia rispetto al tempo e al luogo di osservazione, cioè la declinazione; per questo è un sistema usato per il puntamento dei telescopi. L'angolo orario dipende sia dal tempo, sia dalla posizione dell'osservatore, cioè dalla sua longitudine e cresce di 15° ogni ora (360° in 24 ore siderali, tempo nel quale l'astro compie un giro completo attorno al polo).
Coordinate equatoriali
Le coordinate equatoriali sono riferite all'equatore celeste e il coluro equinoziale e sono la declinazione e l'ascensione retta.
La declinazione (δ) è data dall'angolo corrispondente all'arco di circolo orario, misurato in gradi, compreso tra l'astro e l'equatore celeste.
Varia da 90° N (+) a 90° S (-).
L'ascensione retta (α o AR) è data dalla distanza angolare, indicata sull'equatore celeste e misurata in tempo (ore, minuti, secondi) o in gradi in senso antiorario, che intercorre tra il circolo orario passante per il punto γ (coluro equinoziale), cioè il meridiano fondamentale e il circolo orario (meridiano celeste) passante per l'astro.
Varia da 0h a 24h o da 0° a 360° in senso diretto (antiorario).

La declinazione e l'ascensione retta sono coordinate entrambe invarianti e indipendenti dalla posizione dell'osservatore per tutte le stelle (tranne che per il Sole e i pianeti, che si muovono sulla volta celeste rispetto alle stelle) poiché il punto γ partecipa al moto di rotazione apparente della sfera celeste. Per questo sono impiegate nei cataloghi astronomici e nelle carte celesti, costituendo un sistema di riferimento assoluto.
In realtà, il punto γ, rispetto al quale si misura l'ascensione retta, varia nel tempo a causa della precessione degli equinozi e del moto di rivoluzione terrestre; in particolare, recede ogni anno di circa 50'' e compie un giro completo in circa 26000 anni, perciò queste coordinate sono ulteriormente precisate indicando l'anno alle quali si riferiscono.
L'ascensione retta è preferibilmente misurata in ore, minuti e secondi, anziché in gradi perché, suddividendo l'equatore in 24 archi di un'ora ciascuno, diventa più facile per l'astronomo determinare da quanto tempo un astro è passato, o tra quanto passerà. Infatti, se è positiva vuol dire che la stella è già passata sul circolo meridiano locale e invece deve ancora passare se è negativa.
- Effemeridi
Per i corpi celesti sono annualmente pubblicate delle tavole, chiamate effemeridi, che forniscono la posizione e l'ora in cui sorgono, culminano e tramontano il Sole, la Luna e i pianeti e i dati vengono forniti per intervalli fissi di tempo, per esempio giornalmente, e riferiti alle diverse posizioni dell'osservatore sulla Terra. Altre tavole pubblicano informazioni su comete, asteroidi, magnitudo di stelle variabili, ecc., in pratica, su ogni elemento astronomico variabile nel tempo.
Le effemeridi possono essere consultate su questo sito (ma in rete se ne trovano moltissimi per ogni esigenza) oppure calcolate con la tabella sottostante.
Coordinate eclittiche
I piani di riferimento per le coordinate eclittiche sono l'eclittica e i circoli meridiani passanti per i poli e le coordinate sono la longitudine eclittica e la latitudine celeste.
La longitudine eclittica (λ) è la misura in gradi in senso antiorario, a partire dal punto γ, sull'arco di eclittica.
Varia da 0° a 360° in senso diretto (antiorario).
La latitudine celeste (β) è data dall'angolo, misurato in gradi sull'arco di circolo orario (meridiano celeste) passante per l'astro.
Varia da 0° a 90° sopra o sotto l'eclittica, positivamente verso nord e negativamente verso Sud.

Questo sistema di coordinate trova applicazione nello studio del moto apparente dei pianeti, le cui orbite giacciono su piani molto vicini al piano dell'eclittica.
Coordinate galattiche
Il sistema delle coordinate galattiche è simile a quello equatoriale, ma con riferimento alla Via Lattea.
Il riferimento è dato dal piano equatoriale della Galassia - che è inclinato di 62°41' rispetto a quello dell'equatore celeste - e centrato sul Sole, e dall'asse di rotazione galattico, perpendicolare al piano equatoriale, che individua i poli galattici.
Le coordinate sono: la latitudine galattica e la longitudine galattica.
La latitudine galattica (b) di un astro è l'angolo, misurato a partire dall'equatore galattico, sull'arco di cerchio massimo passante per l'astro e il polo galattico.
Varia da 0° a 90°, positivamente verso il Polo Nord galattico e negativamente verso il Polo Sud.
La longitudine galattica (l) è misurata in gradi sull'equatore galattico in senso antiorario a partire da un punto origine C, che corrisponde alla direzione del centro della Galassia, proiettato nella costellazione del Sagittario.
Varia da 0° a 360° in senso diretto (antiorario).

Questo sistema è usato negli studi riguardanti la struttura della Galassia e per individuare la posizione degli oggetti che la compongono.
Le costellazioni
L'immagine che noi abbiamo della sfera celeste è solo un'illusione ottica: gli oggetti non si trovano tutti alla stessa distanza da noi come se fossero sulla superficie di una sfera, ma occupano uno spazio tridimensionale.
Anche le costellazioni sono un'illusione; le stelle che ci appaiono come proiettate sulla volta celeste, si trovano in realtà a distanze diverse (vedi figura a fianco).
Le costellazioni sono figure immaginarie che si ottengono unendo con linee le stelle visibili apparentemente vicine, alle quali gli antichi astronomi hanno dato dei nomi mitologici. Si veda qui sopra la mappa interattiva, riferita al cielo di Padova, nelle diverse ore del giorno.
Nella pagina dei giochi didattici c'è un piccolo programma per imparare a riconoscere stelle e costellazioni.
Vista la loro utilità per l'osservazione del cielo, l'Unione Astronomica Internazionale nel 1928 ne ha riconosciute in modo ufficiale 88 o, più precisamente, la sfera celeste è stata divisa in 88 aree poligonali, ciascuna contenente una costellazione e altre stelle non appartenenti alla costellazione stessa. Di queste, 28 si trovano nell'emisfero boreale e 48 in quello australe, mentre le restanti 12 sono disposte lungo la linea dell'eclittica e sono le costellazioni dello zodiaco.
Si tratta di una fascia celeste di 18° di larghezza, divisa in due parti uguali dall'eclittica solare. Tale fascia viene suddivisa in 12 settori di 30° ciascuno, uno per ogni costellazione zodiacale, a cui danno il nome ma, a causa della precessione degli equinozi, le costellazioni si sono spostate nel tempo, perciò ogni settore mantiene il nome ma non la costellazione corrispondente.
Le costellazioni zodiacali sono: Ariete, Toro, Gemelli, Cancro, Leone, Vergine (contenute nella parte boreale dello zodiaco); Bilancia, Scorpione, Sagittario, Capricorno, Acquario, Pesci (contenute nella parte australe dello zodiaco).
Esse sono importanti non solo per fare gli oroscopi, ma perché sono quelle che si trovano nella fascia del cielo attraversata dal Sole nel corso dell'anno. Per esempio, il 21 marzo il Sole si trova in corrispondenza della costellazione dei Pesci e il 23 settembre in quella della Vergine. Nel corso dell'anno il Sole attraversa i 12 settori zodiacali e, poiché il moto solare apparente è di circa un grado al giorno, a ogni settore corrisponde un mese.

Le stelle vengono denominate (in latino, essendo ancora oggi la lingua ufficiale per la denominazione dei corpi in astronomia, in biologia e botanica) col nome della costellazione a cui appartengono, preceduta da una lettera dell'alfabeto greco, in ordine secondo la loro luminosità relativa: α è la più luminosa e poi via via le altre. Per le stelle più luminose è mantenuto anche il nome tradizionale, assegnato dagli antichi astronomi. Per esempio, la stella più brillante della costellazione della lira è α Lyrae (α Lyr), chiamata anche Vega.
Distanze astronomiche
Anche gli oggetti più vicini a noi sono comunque lontanissimi e l'uso dei chilometri per misurare le distanze può risultare scomodo: per questo sono state introdotte altre unità di misura.
Unità astronomica: si usa per le distanze degli oggetti che si trovano all'interno del Sistema Solare e corrisponde a quasi 150 milioni di chilometri, pari alla distanza media della Terra dal Sole.
Anno luce: corrisponde alla distanza che la luce percorre in un anno viaggiando a quasi 300000 km/s ed è pari a circa 9500 miliardi di chilometri.
Parsec: è la distanza alla quale un osservatore vede il semiasse maggiore dell'orbita terrestre sotto l'angolo di 1'' e corrisponde a 30900 miliardi di chilometri.
Parallasse secondo