Recapitulant els conceptes que hem vist fins ara, podem plasmar a la Figura 1 un resum d'allò que és més important.

En primer lloc tenim els cercles més importants que es presenten a un observador terrestre. D'una banda l'horitzó, que divideix la volta celeste en dues meitats, una meitat visible que és la que se situa per sobre de l'horitzó, i una altra invisible que és la que ens tapa la Terra. D'altra banda, es té l'equador celeste, que segons s'ha vist és la projecció de l'equador de la Terra sobre el cel. D'altra banda està el zenit, que és el punt més alt del cel i que tot observador té exactament damunt d'ell. D'altra banda està el nadir, que és el punt situat als nostres peus en direcció diametralment oposada. PN és el pol nord celeste al voltant del qual giren totes les estrelles i PS és el pol sud celeste, que sempre queda amagat per a qualsevol observador de l'hemisferi nord (per sobre de l'equador).

Cal definir ara els punts cardinals Nord, Sud, Est i Oest. L'Est i l'Oest són els punts d'intersecció de l'equador celeste amb l'horitzó. Concretament l'Est és el punt per on surt qualsevol astre situat a l'equador, i l'Oest per on es posa. El Nord i el Sud són també dos punts alineats però situats perpendicularment a la línia que uneix l'Est i l'Oest. El Nord està també situat per sobre de l'horitzó i està situat exactament sota pol nord celeste, mentre que el Sud està a l'altre costat de l'horitzó, exactament per sobre del pol sur celeste. Hi ha una altra línia que és important i que és el anomenat meridià. El meridià, és la línia que divideix a la volta celeste en dues meitats, i que passa respectivament pel nord, el cenit i el Sud. En el dibuix pot veure's de forma immediata que qualsevol astre que surti sobre l'horitzó, arriba al seu punt més alt a la volta celeste quan creua el meridià.

Finalment, hi ha dos cercles paral·lels a l'equador dibuixats a la Figura 1, un per sobre del qual les estrelles són circumpolars, és a dir, que mai es posen, mentre que l'altre, completament dibuixat per una línia a traços, és el cercle per sota del qual totes les estrelles són sempre invisibles.

Un aspecte molt important que cal comprendre i que es desprèn de la Figura 1, és que per causa del efecte de la rotació de la Terra, totes les estrelles visibles segueixen, en el cel, trajectòries paral·leles a l'equador celeste.

Coordenades azimutals

Les coordenades celestes són en general un instrument imprescindible per a poder situar qualsevol objecte en el cel, i de fet és l'única manera de transmetre aquesta informació. És com buscar un accident geogràfic en un mapa. Podem saber per endavant on es troba i anar a buscar-lo directament, però si aquest accident no té nom o no apareix en el mapa, l'única manera de situar-el és a través de les seves coordenades geogràfiques. El coneixement de les coordenades celestes és també imprescindible per a entendre com funciona un telescopi, i sobretot per a aprendre a emprar-el correctament.

El sistema de coordenades més intuïtiu és el denominat sistema de coordenades azimutal i que s'explicarà a partir de la Figura 2.

Les coordenades azimutals utilitzen com a referencia el cenit i l'horitzó i són molt intuïtives. A la Figura 2 es representa en A una estrella sobre la volta celeste. Suposem que fem passar un cercle pel zenit i per l'estrella situada en A . Aquest cercle tallarà l'horitzó en un punt com es veu a la figura. A continuació podem mesurar l'angle Z1 que forma el Sud amb aquest mateix punt de tall, i que es mesura al llarg de l'horitzó. Aquest punt se l'anomena azimut, i s'amida en el sentit del moviment de les agulles del rellotge. Tal com està definit, l'azimut de l'Oest és 90º, el del Nord és de 180º, i el de l'Est és de 270º. Per a acabar de determinar la posició de l'estrella A en el cel mesurem l'angle, també en graus, que forma l'estrella amb l'horitzó, amidada altra vegada sobre el cercle que passa per l'estrella i el zenit, és a dir, que es parteix en angle recte des de l'horitzó fins arribar a l'estrella. Aquest angle apareix com a H1 a la Figura 2 i es denomina elevació. L'elevació de qualsevol punt de l'horitzó és de 0º, i la del cenit és, evidentment, de 90º.

Com ja s'ha esmentat en el paràgraf anterior, es tracta d'un sistema de coordenades molt intuïtiu, però té dos inconvenients fonamentals. El primer es posa de manifest en la pròpia Figura 2. A causa del moviment aparent de l'estrella en el cel, al cap d'un cert temps, l'estrella passarà del punt A a el B. En el punt B l'astre tindrà les noves coordenades Z2 i H2. I com pot veure's a la pròpia figura, això suposa un canvi de coordenades, tant de l'azimut com de l'elevació, és a dir, que a diferència de les coordenades geogràfiques, que són sempre les mateixes per a un determinat punt sobre la Terra, les coordenades azimutals canvien constantment amb el temps. No solament això, sinó que a més les coordenades azimutals, com que estan lligades a l'horitzó i al zenit de l'observador, també depenen de la posició d'aquest sobre la superfície de la Terra. O en altres paraules, en un mateix instant de temps, les coordenades azimutals de la Lluna, per exemple, no seran les mateixes depenent de si és observada des de Barcelona o des de Nairobi, ja que sabem que la visió de la volta celeste no és la mateixa des de Barcelona que des de Nairobi. Per a evitar aquest problema, es recorre a les coordenades equatorials, que no són tan intuïtives, però són sempre les mateixes per a qualsevol punt fix de la volta celeste sense importar ni el moment ni el lloc d'observació.

Coordenades equatorials

En el sistema de coordenades equatorials es pren com a referencia l'equador celeste i el pol nord celeste. La Figura 3 serveix com a suport a la definició que segueix a continuació.

Figura 3.

Suposem que la Figura 3 mostra la volta del cel tal com és visible des de qualsevol latitud intermèdia entre el pol nord i l'equador. Ja sabem que totes les estrelles, a causa del moviment de rotació de la Terra, segueixen trajectòries en el cel que són paral·leles a l'equador celeste. Suposem que tenim una estrella que segueix la trajectòria indicada a la Figura 3. I fem també la suposició que sobre l'equador celeste tenim un punt fixe g, que en principi és arbitrari però que servirà de referència. Com que aquest punt està fixe sobre l'equador, també girarà com la resta de les estrelles una vegada al dia. Sigui una estrella qualsevol com la representada en el punt A, de la qual s'indica la seva trajectòria sobre el cel. De manera similar a com es feia en el cas de coordenades azimutals, on es dibuixava un cercle que passava pel zenit i l'estrella, ara podem traçar un cercle que passi pel pol nord celeste i l'estrella. Aquest cercle, tallarà a l'equador celeste en r1. Ara podem amidar l'angle que forma el punt fix g1 i r1 vist des del nostre punt d'observació. Per a acabar de determinar la posició de l'estrella, ara pot determinar-se l'angle que forma el punt r1, mesurat sobre el cercle que hem traçat i que passa pel pol celeste i l'estrella amb la pròpia estrella en d1. És pot veure que aquests dos angles ens donaran la posició de l'estrella. A l'angle format per r1 i g1 se'l denomina ascensió recta, i es mesura en el sentit contrari al moviment de les agulles del rellotge. Per tant en realitat l'ascensió recta de la nostra estrella hauria de ser 360º menys l'angle que hem amidat. L'angle format per r1 i la pròpia estrella a través del cercle que hem traçat, se l'anomena declinació, que es considera positiva mesurada des de l'equador fins el pol nord celeste, i negativa des de l'equador fins el pol sud celeste. Per exemple, el pol nord celeste està a una declinació de +90 , mentre que el pol sud a -90º.

Podem veure que aquest sistema de coordenades és semblant en molts aspectes al sistema de paral·lels i meridians utilitzats en el sistema de coordenades geogràfiques, i a més té dos avantatges fonamentals. La primera i molt important és que les coordenades equatorials d'una estrella són sempre les mateixes independentment del moment que estiguem determinant la posició. Com es pot veure a la Figura 3, al cap d'un cert temps, l'estrella, en el seu camí pel cel, haurà passat de la posició A a la B, però el punt fixe g sobre l'equador també ho haurà fet (movent-se de la posició g1 a la g2), pel que la seva ascensió recta serà en definitiva la mateixa. Per descomptat la seva distància a l'equador no haurà canviat, i per tant la declinació també romandrà igual. La segona propietat important és que tampoc canvien les coordenades al canviar de lloc d'observació sobre la Terra, ja que com estem amidant distàncies als pols celestes i sobre l'equador celeste, aquestes magnituds romanen invariables.

Ara només queda fixar el punt de referència sobre l'equador. Com a punt de referència s'utilitza un dels dos punts per on talla la eclíptica l'equador celeste, en concret el punt d'encreuament en el qual el Sol passa de tenir una declinació negativa a una positiva. A aquest punt se sol anomenar punt d'Àries o punt de l'equinoccio vernal. Una particularitat en el mesurament de l'ascensió recta i declinació són les unitats. La declinació s'expressa sempre en graus, i l'ascensió recta (moltes vegades abreujada com A.R.), es pot expressar també en graus, o més comunament en hores minuts i segons. El procediment és bastant simple: en lloc de considerar que una circumferència abasta 360º, aquesta es divideix en 24 porcions que es denominen hores, i cada porció es divideix al seu torn en 60 minuts i 60 segons respectivament. Per exemple, una hora d'ascensió recta equival a 15º. Unes coordenades vàlides serien per exemple:

A.R. = 15h 36m 17s

Dec. = +05º 44' 16"

 Fundació Observatori Esteve Duran