• Calcolo delle distanze astronomiche

Calcolo Delle Distanze Astronomiche

Calcolare la distanza di una stella o comunque di un corpo celeste è un problema nato relativamente da poco, infatti, dal momento che l’occhio umano non riesce a percepire la distanza di due corpi molto distanti, si è a lungo creduto che le stelle appartenessero tutte alla stessa sfera e che avessero tutte la stessa distanza. Oggi però sappiamo che non è così e calcolare la distanza dei vari corpi celesti ha interessi di varia natura, come ad esempio determinare l’età dell’universo.

La misura di una distanza è una delle cose più difficili in astronomia. Sulla Terra possiamo utilizzare un righello, un’asta o una corda per misurare in modo diretto la distanza tra due oggetti, ma certo questo non si può fare con una stella o un pianeta.
Ci sono però alcuni metodi indiretti per calcolare la distanza di una stella a partire da altri dati, che si dividono in due grandi categorie: tecniche geometriche cioè metodi diretti applicabili per gli astri più vicini della nostra galassia, e candele campione, metodi indiretti che fanno uso di indicatori di distanza, cioè corpi celesti dalle proprietà particolari che consentono di ricavare la loro distanza.

Le tecniche geometriche hanno il vantaggio di non dipendere dalle proprietà fisiche degli oggetti considerati ma, poiché si basano sulla misura di dimensioni angolari o spostamenti angolari, hanno un intervallo di applicabilità limitato.

Le candele campione d’altro canto sono classi di oggetti la cui luminosità o dimensione intrinseca è assunta essere la stessa per tutti i membri della classe, cosicché le eventuali differenze possono essere attribuite a differenze di distanza.

I metodi per la misura delle distanze sono numerosi, validi generalmente all’interno di un certo intervallo di distanze.

Il Metodo Radar Ranging

All’interno del sistema solare il sistema di calcolo maggiormente utilizzato, date le distanze “ridotte”, è quello del radar ranging.

Consiste nel calcolo del tempo di andata e ritorno di un raggio radio sparato verso un oggetto e da questo riflesso verso il punto di partenza. L’uso del radar in astronomia esige una potenza elevata in emissione ed una sensibilità molto spinta in ricezione degli echi, per questo la tecnologia radar può essere applicata soltanto nel sistema solare.

Radar Ranging

Parallasse

La parallasse stellare consiste nel cambiamento della posizione apparente di una stella sulla volta celeste a seconda del periodo dell’anno in cui la si osserva. Può sembrare tutto molto difficile ma è più semplice di quanto si possa pensare.

Grazie alla trigonometria, se conosciamo due angoli di un triangolo e un lato, siamo in grado di calcolare l’intero triangolo.

Supponiamo di guardare una stella nel cielo alla fine di Gennaio e di misurare la sua posizione nel cielo rispetto alle stelle più deboli e quindi molto più lontane. Dopo 6 mesi, alla fine di Luglio, misuriamo di nuovo la posizione della stessa stella sempre rispetto alle stelle più deboli. Il moto delle stelle molto lontane non è percettibile a distanza di 6 mesi tanto che, tali stelle, prendono il nome di Stelle Fisse. La stella più vicina invece, vista da due diverse posizioni dell’orbita terrestre, permette di vedere il suo spostamento rispetto alla volta celeste.  Misurando l’angolo di spostamento della stella, e, conoscendo la distanza Terra-Sole, possiamo ricavare l’altezza del triangolo rettangolo che si viene a formare dalla triangolazione del sistema Terra, Sole e stella. L’altezza di questo triangolo non è altro che la distanza della stella. Questo sistema di misurazione delle distanze prende il nome di Parallasse Eliocentrica o Annua e nella figura successiva possiamo vedere una schematizzazione della misurazione della parallasse.

misurazione parallasse

Prima misurazione della Stella S eseguita in Gennaio.

misurazione parallasse

Seconda misurazione della stella S eseguita sei mesi dopo (in Luglio).

misurazione parallasse

A questo punto possiamo misurare l’angolo ASB dove p è detto parallasse della stella.

Poiché le stelle sono molto lontane, la loro parallasse è piccolissima, la stella più vicina alla Terra, Proxima Centauri, ha una parallasse di 0,782 secondi di grado.

Con il sistema della parallasse eliocentrica è quindi possibile misurare solo le stelle che non distino più di 100 anni luce dalla Terra, per corpi la cui distanza è superiore, viene usato il sistema della parallasse spettroscopica che permette di misurare le distanze di corpi che si trovano all’interno della Via Lattea e quindi non più distanti di 100.000 al, questo metodo lo analizzeremo in modo più dettagliato nel capitolo riguardante il diagramma H-R.

Il metodo delle cefeidi

Per andare oltre la nostra Via Lattea si ricorre a dei metodi che usano come riferimento la distanza di stelle vicine già conosciute. Uno di questi è il metodo delle cefeidi. Queste, sono delle stelle variabili con un periodo che dura pochi giorni e sono presenti in ogni galassia. Si sa che il tempo che passa tra un istante e l’altro di massima luminosità (detto appunto “periodo”) è costante ma varia da stella a stella: più lungo è il periodo, maggiore è la luminosità. Misurando il periodo di una cefeide si può risalire alla sua luminosità reale che, confrontata con quella apparente, fornisce la distanza. Per la prima volta è stato impiegato per calcolare la distanza della Piccola Nube di Magellano: 230 mila anni luce da noi. Questo metodo è molto attendibile fino a distanze di 100.000.000 di anni luce dopo di che, anche le Cefeidi più potenti, sono troppo deboli per essere scorte.

Il metodo delle supernovae Ia

Come abbiamo appena visto, con distanze maggiori di 100.000.000 di anni luce, anche le Cefeidi con periodo ultra lungo e quindi più potenti, diventano troppo deboli per essere scorte. Per riuscire a determinare la distanza di galassie che si trovano oltre il limite delle Cefeidi si usano perciò dei corpi molto più luminosi, le supernovae di tipo Ia. Questo tipo di Supernovae si formano in sistemi di stelle binarie in cui una delle due componenti sottrae massa alla compagna minore fino a quando, al raggiungimento della massa limite, sempre uguale, la stella esplode espellendo il materiale accumulato. La luminosità che raggiunge in termini assoluti è quindi sempre la stessa e, di conseguenza, la magnitudine assoluta può essere considerata nota. Anche in questo caso dalla differenza tra la magnitudine assoluta e quella visuale, possiamo ricavare la distanza. Questi corpi celesti sono miliardi di volte più luminose delle Cefeidi e permettono di essere scorte fino ad una distanza di 8 miliardi di anni luce.

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