La distanza delle stelle

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1 La distanza delle stelle LE STELLE E LA LORO STORIA - L'EVOLUZIONE STELLARE La distanza delle stelle LA MAGNITUDINE DELLE STELLE - IL METODO DELLE CEFEIDI Se è relativamente facile misurare con precisione le coordinate celesti, la luminosità (o magnitudine) e lo spettro (colore) di una stella molto più difficile è misurarne la distanza. In realtà solo per le stelle più vicine al sistema solare è possibile misurare la distanza con metodi geometrici, per tutte le altre stelle si devono usare metodi indiretti la cui precisione ed affidabilità è piuttosto precaria. I metodi più conosciuti per la misura della distanza delle stelle sono: a. Metodo della parallasse: è un metodo trigonometrico che fornisce risultati abbastanza precisi fino a un centinaio di parsec dal sistema solare. b. Metodo delle cefeidi: le stelle variabili dette cefeidi presentano un periodo che è in stretta relazione con la loro luminosità assoluta; dal periodo osservato di una cefeide si ricava quindi la magnitudine assoluta e dal confronto con quella apparente la distanza. c. Metodi spettroscopici: l'analisi dello spettro di una stella fornisce tra le altre cose una buona stima della sua magnitudine assoluta; il confronto con la magnitudine apparente fornisce una stima della distanza. FONTI BIBLIOGRAFICHE E COLLEGAMENTI Forest R. Moulton - Astronomy - MacMillan - New York 1931 valido HTML 4.01! Guido Horn D'Arturo - Piccola Enciclopedia Astronomica - Bologna 1960 Patrick Moore - Il Guinness dell'astronomia - BUR Milano 1990 Mi piace Di' che ti piace prima di tutti i tuoi amici. Tweet Commenti: 0 Ordina per Meno recenti Aggiungi un commento... Plug-in Commenti di Facebook 1 di 2 15/04/19, 12:45

2 Il metodo della parallasse LE STELLE E LA LORO STORIA - L'EVOLUZIONE STELLARE Il metodo della parallasse LA MAGNITUDINE DELLE STELLE - IL METODO DELLE CEFEIDI Archimede non misura alcuna parallasse delle stelle La parallasse stellare Nel II secolo a.c. Archimede obiettò al modello eliocentrico di Aristarco di Samo il fatto che le stelle remote non presentavano effetti di parallasse. In altri termini se la Terra gira intorno al Sole le stelle dovrebbero apparire in direzione leggermente spostata a distanza di sei mesi; e gli astronomi greci non avevano misurato alcun effetto di parallasse delle stelle. Archimede sapeva bene che le stelle sono a distanze enormi, molto maggiori della distanza Terra-Sole, ma non immaginava che fossero talmente enormi da rendere praticamente impercettibile l'effetto di parallasse. O quanto meno non aveva strumenti abbastanza precisi per risolvere il dubbio. Se la Terra gira intorno al Sole la stella lontana dovrebbe essere vista in direzione diversa a sei mesi di distanza (mezzo giro dell'orbita) e dovrebbe essere possibile misurare la variazione di direzione (angolo α), che è poi il doppio dell'angolo di parallasse (angolo ). Solo nel XIX secolo furono costruiti telescopi sufficientemente potenti e precisi da misurare l'effetto di parallasse delle stelle più vicine, e così questo effetto divenne un metodo per misurare la distanza delle stelle. Il metodo della parallasse stellare Il metodo sfrutta il fatto che la Terra, girando intorno al Sole, nell'arco di sei mesi viene a trovarsi a una distanza di circa 300 milioni di km (2 Unità astronomiche) dalla posizione di partenza. Questa distanza fornisce una base sufficiente per risolvere il triangolo rettangolo TSA alla condizione di misurare con sufficiente precisione l'angolo, noto come angolo di parallasse. π π In pratica per misurare si prendono a distanza di sei mesi, con un telescopio, due lastre fotografiche dello stesso campo stellare; le due lastre vengono sovrapposte a registro: le stelle più lontane che hanno parallasse nulla si sovrappongono esattamente; quelle più vicine mostrano un leggero spostamento. Per correggere il risultato dall'eventuale moto proprio della stella è bene ripetere la misura dopo altri sei mesi e mediare il risultato. π 1 di 3 15/04/19, 12:46

3 Il metodo della parallasse Misurando questo spostamento si misura di fatto l'angolo che, come risulta evidente dal disegno a lato, è uguale all'angolo α sotto il quale l'orbita terrestra viene vista dalla stella, essendo alterni interni tra rette parallele. E α è il doppio dell'angolo di parallasse. A questo punto dalla definizione trigonometrica di tangente si ricava la formula risolutiva a lato, dove ST è la distanza Terra-Sole. SA = ST tan π = ST cot π Il problema con questo metodo è che gli angoli di parallasse delle stelle sono estremamente piccoli; la stella più vicina la Proxima Centauri ha un angolo di parallasse di 0.75" circa un quattromillesimo di un grado. α Friedrich Bessel misura la prima parallasse stellare La distanza della 61 Cycni ST 1.5 m SA = = = m tan(π) tan( ) La prima misura di una parallasse stellare fu compiuta nel 1838 dal SA = A. L. = 11.3AnniLuce grande matematico e astronomo tedesco Friedrich W. Bessell che misurò la parallasse di una piccola stella del Cigno (la 61 Cycni) trovando un valore di 0.29", che equivale a una distanza di circa 11 anni luce, come risulta dal calcolo riportato nella tabella a lato (ricordando che un anno luce equivale a m) Il metodo della parallasse fornisce stime accettabili delle distanze stellari solo per le stelle più vicine al Sole, grosso modo fino a qualche centinaio di anni luce. Per le stelle più lontane esistono altri metodi meno precisi che sono comunque sempre basati sul confronto con la distanza delle stelle vicine, quelle delle quali è nota la parallasse. Molto conosciuto ma non unico è quello delle cefeidi. Fonti bibliografiche e collegamenti Forest R. Moulton - Astronomy - MacMillan - New York 1931 Guido Horn D'Arturo - Piccola Enciclopedia Astronomica - Bologna 1960 Mi piace Piace a 3 persone. Di' che ti piace prima di tutti i tuoi amici. Tweet 2 di 3 15/04/19, 12:46

4 Il metodo delle cefeidi LE STELLE E LA LORO STORIA - LA DISTANZA DELLE STELLE Il metodo delle cefeidi LA MAGNITUDINE DELLE STELLE - IL METODO DELLA PARALLASSE Il metodo della parallasse permette di determinare IL DIAGRAMMA PERIODO-MAGNITUDINE con buona precisione la distanza delle stelle più vicine al sistema solare, fino all'ordine del centinaio di anni luce. Per stelle più lontane si deve ricorrere ad altri metodi, che in ultima analisi si basano comunque sulla distanza delle stelle vicine come riferimento. Molto noto anche per la sua travagliata storia è il metodo delle cefeidi: le cefeidi sono stelle variabili con periodo regolare di pochi giorni. La variazione di luminosità viene spiegata con una variazione periodica del diametro (pulsazione) della stella. Il nome di cefeide deriva dalla stella δ Cep la prima di questo genere ad essere stata studiata dagli astronomi. Nel 1912 l'astronoma Henrietta Leavitt studiando un centinaio di cefeidi presenti nella piccola Nube di Magellano scoprì che il periodo di queste stelle è in stretta relazione con la loro luminosità; poiché le differenze nella distanza dalla Terra di queste stelle sono percentualmente insignificanti, ne segue che il periodo è in relazione con la magnitudine assoluta. Il diagramma a destra tratto dal Moulton mostra come le stelle della piccola Nube di Magellano e di altri due ammassi stellari si addensino intorno a una linea curva ben delineata. Dal momento che il periodo di una stella può essere determinato con grande precisione così come la magnitudine apparente, questa relazione permette di ricavare la magnitudine assoluta M dal periodo e dal confronto con la magnitudine apparente m si ricava la distanza d della stella. In fatti dato che per definizione è: 1 di 3 15/04/19, 12:47

5 Il metodo delle cefeidi M = m Log d si ricava: 5.Log(d) = m M 5 + m - M m - M m - M Log(d) = = ==> d = 10.10^( ) Perché il metodo possa funzionare correttamente è però necessario conoscere con precisione la distanza di almeno una cefeide in modo da poterne ricavare la magnitudine assoluta. Sfortunatamente non ci sono cefeidi nel raggio di 100 AL dal sistema solare e questo rappresentò per diversi anni uno scoglio insormontabile per l'applicazione del metodo. Solo nel 1917 Shapley, studiando i moti propri di 11 cefeidi riuscì a fornire una stima attendibile delle magnitudini assolute delle Cefeidi e a fornire una base al metodo delle cefeidi che restò inalterata per 35 anni. Il metodo era basato sulla tacita congettura che tutte le cefeidi dell'universo avessero la stessa relazione periodo-luminosità. Il dubbio che questa congettura potesse essere errata spinse alla fine degli anni '40 l'astronomo Baade a un lungo studio effettuato con il telescopio di Monte Palomar. E nel 1952 Baade provocò un vero terremoto nel mondo dell'astronomia quando comunicò i risultati della sua ricerca: in effetti esistevano almeno due tipi di cefeidi le cefeidi classiche e quelle del tipo RR Lyrae: le prime risultarono avere una luminosità circa 4 volte superiore alla stima di Shapley che era corretta per le seconde. La conseguenza era che tutte le distanze stimate per le galassie essendo basate sulle cefeidi classiche risultavano errate di un fattore 2. In altre parole le dimensioni dell'universo erano (linearmente) il doppio di quello che si era fino allora creduto! Le conseguenze sulla cosmologia furono enormi e per alcuni anni la teoria dello stato stazionario prese il sopravvento su quella del Big Bang. La comunicazione di Baade del 1952 è un buon esempio di quanto possano essere precari i modelli teorici dell'astronomia e della Cosmologia; cercare di ricostruire la struttura e le dimensioni dell'universo da un unico microscopico punto di osservazione (la Terra) è impresa formidabile; qualcuno con un efficace paragone la ha paragonata all'impresa di ricostruire la struttura di una cattedrale gotica osservandola dal buco della serratura di una porta laterale. FONTI BIBLIOGRAFICHE E COLLEGAMENTI Forest R. Moulton - Astronomy - MacMillan - New York 1931 valido HTML 4.01! Guido Horn D'Arturo - Piccola Enciclopedia Astronomica - Bologna 1960 Mi piace Di' che ti piace prima di tutti i tuoi amici. Tweet 2 di 3 15/04/19, 12:47

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