La scala delle distanze astronomiche
G. Cutispoto
INAF - Osservatorio Astrofisico di Catania - [email protected]
XVI Scuola Estiva di Astronomia
Stilo (RC) - 27 Luglio 2011
Le dimensioni dell’Universo
Conoscere la distanza dei corpi celesti è
un’informazione fondamentale, senza di essa la
nostra conoscenza dell’Universo risulterebbe
estremamente incompleta
La storia della misura delle distanze è anche la
storia dell’Astronomia; i primi risultati si devono
agli astronomi dell’epoca ellenistica, ma distanza e
dimensioni degli oggetti celesti sono state spesso
sottovalutate
E’ possibile che i veri confini
dell’Universo (se esistono) siano ben
oltre i nostri attuali limiti di
osservazione e di immaginazione…
Aristarco di Samo (310-230 A.C) calcolò, con
“semplici” considerazioni geometriche, che la
distanza Terra – Luna è pari a 30 volte il
diametro della Terra e che il diametro della Luna
è un quarto del diametro terrestre
Ipotizzò, quasi 1800 anni prima di Copernico, che
è la Terra a muoversi intorno al Sole e che le
stelle sono oggetti posti a distanza enorme
Eratostene di Cirene (276-194 A.C.), direttore
della biblioteca di Alessandria, misurò le
dimensioni della Terra nel 240 A.C ottenendo
R = 6.317 km
Un valore incredibilmente vicino a
misurato in tempi moderni: R = 6.378 km
quello
Nel 1673 G.D. Cassini (1625-1712) misurò con
buona precisione la distanza Terra - Sole
Nel 1838 F.W. Bessel (1784-1846)
misurò per la prima volta la
distanza di una stella
Nel 1924 E. P. Hubble (1889-1953)
cominciò a misurare le distanze
degli oggetti più lontani (galassie) e
le dimensioni dell’Universo
Dopo ognuna di queste misure l’Universo risultò molto
più grande di quanto ipotizzato in precedenza !!!
Aristarco e la distanza Terra-Luna
Eclissi di Luna: la Luna è grande circa la metà delle dimensioni
dell’ombra della Terra alla distanza della Luna
Luna
b
Terra
Eclissi di Sole: La Luna e il Sole hanno dimensioni apparenti simili (a)
b
Sole
a
Se RSole » RLuna
DSole-Terra » DTerra-Luna
ab
Aristarco suppone, correttamente, che il Sole è molto più grande
della Luna e quindi molto più lontano (DSole-Terra » DTerra-Luna)
Di conseguenza l’angolo al vertice dell’ombra della Terra (b) è
approssimabile alle dimensioni angolari del Sole e della Luna (a)
Terra
a
Luna
ab
Noto l’angolo a c’è una sola distanza alla quale la Luna copre metà
dell’ombra della Terra
Da queste considerazioni Aristarco ricava distanza e dimensioni della
Luna rispetto alle dimensioni della Terra:
Distanza Terra – Luna = 30 · DTerra
RTerra = 4· RLuna
La Terra e la Luna
Diametro della Terra = 12.756 km
Diametro della Luna = 3476 km
Il diametro della
Terra è 3.67 volte il
diametro della Luna
Terra
Luna
Distanza media Terra-Luna = 384.000 km = 30,1 volte il diametro della Terra
Aristarco e la distanza Terra-Sole
TL
TS
b
Quando la Luna si trova al primo quarto Sole, Terra e Luna
occupano i vertici di un triangolo rettangolo e quindi:
cos b = TL / TS = Distanza Terra-Luna / Distanza Terra-Sole
Aristarco stimò: b = 87°
da cui si ricava: Distanza Terra-Sole = 19·Distanza Terra-Luna
Con i mezzi a disposizione di Aristarco era difficilissimo valutare con
esattezza il momento del primo quarto e misurare l’angolo b
Oggi sappiamo che: b = 89°51’
da cui si ricava: Distanza Terra-Sole = 382·Distanza Terra-Luna
Quindi la stima di Aristarco della distanza Terra – Sole fu molto
meno accurata della sua stima della distanza Terra – Luna
Il suo approccio ingegnoso e corretto richiedeva la misura di angoli
con una precisione impossibile al suo tempo
Sole
Dimensione
reale della
Terra
Dimensione
della Terra
secondo
Aristarco
Aristarco stimò che il raggio
del Sole doveva essere circa
7 volte maggiore di quello
della Terra
Il rapporto vero tra le
dimensioni del Sole e della
Terra è di 109, ma è stato
misurato quasi 2000 anni
dopo Aristarco
Eratostene e le dimensioni della Terra
Il 21 Giugno il Sole passa allo Zenith a Siene ma non ad Alessandria
Eratostene dedusse che ciò
era dovuto alla sfericità
della Terra
Alessandria
d
Tropico del Cancro
a
Equatore
•
•
Si ha quindi:
a
a : 360° = d : C
Raggi solari
Siene
Poiché la distanza Siene –
Alessandria (d) era nota,
bastava misurare l’angolo a
(= 7° 12’) per ricavare la
circonferenza (C) della
Terra
C = 39.670 km
R = 6.317 km
Nel 100 A.C. Posidonio (135–50 A.C.) stimò RTerra = 4.460 km, e quindi una
circonferenza di circa 28.000 km, un valore troppo piccolo (il valore vero
è poco più di 40.000 km) ma accettato fino al Medioevo
La Terra secondo Eratostene
La Terra secondo Posidonio
Basandosi sulle stime di Posidonio, Colombo pensava che un viaggio di soli
5.000 km lo avrebbe portato dall’Europa all’Asia
Sarebbe partito se avesse conosciuto la vera distanza ?
Solo nel 1523, al ritorno della spedizione di Magellano (1480-1521), si
ebbe la conferma che il valore esatto del raggio terrestre era quello
calcolato da Eratostene
La Parallasse
La posizione apparente di un oggetto vicino rispetto a uno sfondo molto
più lontano cambia se cambia il punto di osservazione
La metà dell’angolo b è detta
“angolo di parallasse” o più
semplicemente “parallasse”
La misura della distanza con il
metodo della parallasse richiede
la conoscenza della “base” (AB)
e la misura dell’angolo b
S
b
A
B
Il fatto che le stelle non
mostrassero alcuna parallasse
era considerata, fino ai tempi di
Galileo, la prova più forte contro
i sistemi eliocentrici
Per un dato valore di AB l’angolo b diminuisce all’aumentare della
distanza dell’oggetto, di fatto nelle misure astronomiche b risulta
sempre estremamente piccolo
La terza legge di Keplero
Terra
Venere
Mercurio
Sole
UA
Nettuno
Urano
Saturno
Marte
T12 : T22 = a13 : a23
fornisce un modello in scala
del Sistema Solare: nota una
qualsiasi distanza si possono
ricavare tutte le altre
Giove
Parallasse Diurna
Base massima:
diametro della Terra
Le osservazioni possono essere
effettuate da un singolo osservatore
in istanti diversi (è il moto di
rotazione della Terra che genera il
fenomeno della parallasse) o nello
stesso istante da osservatori posti in
luoghi diversi
Con questo metodo si possono stimare distanze solo all’interno del
Sistema Solare, per oggetti più lontani il diametro della Terra è una
base troppo piccola per generare una parallasse misurabile
Nel 1673 G.D. Cassini (1625-1712) misurò con precisione la
distanza di Marte e quindi, dalla terza legge di Keplero,
ricavò la distanza Terra - Sole e di tutti gli altri pianeti
Cassini da Parigi ed il suo collaboratore Richter
dalla Guyana Francese osservarono la posizione
di Marte all’opposizione
Dalla parallasse di Marte Cassini stimò la distanza Terra-Sole in
138.000.000 km (solo il 7% in meno del valore accettato oggi: 149.597.870
km = 1 UA) suscitando grande meraviglia, poiché il Sole ed il Sistema
Solare risultavano notevolmente più grandi di quanto si pensasse
Transito di Venere
I pianeti interni (Mercurio e
Venere) possono essere visti
“transitare” sul disco solare
Z
b
K
A
Terra
Sole
a
Venere
B
Per due osservatori “A” e “B” le posizioni apparenti di Venere sul
disco del Sole (K e Z) sono diverse
Grazie alla sua minore distanza dalla Terra rispetto a Marte, Venere
mostra un angolo di parallasse maggiore e permette quindi una misura
dell’UA molto più accurata
Periodicità dei transiti di Venere
Se l’orbita della Terra e quella di Venere giacessero sullo stesso
piano avremmo un transito di Venere sul disco solare ogni 1,6 anni
A causa dell’inclinazione tra i piani orbitali (pari a 3°23’35”) il
transito di Venere è un fenomeno assai più raro, caratterizzato da
un ciclo di 5 eventi in 243 anni
Dicembre 1631
121,5 anni
105,5 anni
121,5 anni
Dicembre 1639
Giugno 1761
Giugno 1769
Dicembre 1874
Dicembre 1882
Giugno 2004
Giugno 2012
8 anni
8 anni
8 anni
8 anni
243 anni
Il transito di Venere fu previsto da Keplero (6 Dicembre 1631), ma
avvenne quando in Europa il Sole era già tramontato; il primo
transito ad essere osservato fu quello del Dicembre 1639
Compresa l’importanza del fenomeno vennero organizzate
imponenti campagne internazionali per osservare i transiti di
Venere del 1761 e 1769 ed del 1874 e 1882
Queste “avventurose” spedizioni furono, nel loro insieme, un
grande successo e fornirono un’eccellente valore dell’UA, stimata
nel 1890 in 149.668.465 km
Il valore attualmente accettato per l’UA è di 149.597.870 km
VS
UA
= sin a = sin 46 = 0.72
b = 90°
Venere
VS
b
Sole
a
UA
Terra
Venere in “quadratura”
(le dimensioni dei corpi e le distanze non sono in scala)
Il transito di Venere visto da un osservatore posto sul piano
dell’orbita della Terra (dimensioni dei corpi e distanze non in scala)
Terra
Venere
Sole
P
Z
A
0.72 UA
AB
B
ZK
PP’
K
0.28 UA
P’
AB / 0.28 = ZK / 0.72
PP’ (km) = PP’ (°) ZK (km) / ZK (°)
ZK (km)
PP’ = 1.392.000 km
Note le dimensioni del Sole in km se ne può ricavare la distanza
Il metodo di Halley
Se AB = 3000 km
ZK°
ZK° = 0°.00296 = 10.67 arcsec !!!
Per osservatori diversi i
tempi dei “contatti” sono
diversi
Il
metodo
di
Halley
permette di ricavare il
valore di ZK° a partire
dalla differenza di durata
del transito per due
osservatori
La misura dei tempi dei contatti
è molto più precisa della misura
diretta di angoli sul disco solare
Il Sole
e la Terra
Sole
Terra
Raggio del Sole = 696.000 km
Il raggio del Sole è 109 volte il raggio della Terra
Distanza media Sole –Terra = 149.597.870 km = 1 UA
La Parallasse Annua
Il metodo della parallasse diurna permette di misurare distanze solo
all’interno del Sistema Solare
Il metodo della Parallasse Annua usa come base il semiasse dell’orbita
terrestre (1 UA); si definisce parallasse annua (p) la metà dello
spostamento apparente di una stella causato dal moto della Terra
intorno al Sole; p è sempre minore di 1” (1” = 1°/3600)
Terra
Sole
p
Solo nel 1838 F.W.
Bessel (1784-1846)
fu in grado di
misurare la prima
parallasse stellare
(61 Cygni)
Terra
La parallasse di 61 Cygni è di 0.293”, ovvero le dimensioni
di una moneta da 1 € vista da una distanza di 16 km
Anno Luce e Parsec
Esprimere le distanze astronomiche in termini di km comporterebbe
l’utilizzo di numeri enormi e non facilmente “comprensibili”
Anno Luce: è la distanza che la luce percorre in un anno
= 300.000 x 60 x 60 x 24 x 365 = 9460 109 km = 63.236 UA
La stella più vicina dista 4.28 anni luce
Parsec (pc): è la distanza dalla
quale 1 UA sottende un angolo di 1”.
1 pc = 30851 109 km
= 3.26 anni luce = 206.265 UA
p = 1”
1 pc
La stella più vicina dista 1.31 pc = 4.28 anni luce = 270.200 UA
Se la parallasse (p) è data in secondi d’arco la distanza (in parsec) è
semplicemente d = 1/p
La parallasse di Proxima Centauri è 0.762”, quindi d = 1/0.762” = 1.31 pc
Distanze con il metodo trigonometrico
Le misure di parallasse annua sconvolsero la concezione dell’Universo,
che risultò molto più esteso di quanto fino ad allora immaginato
p (‘’)
D (pc)
D (a.l.)
D (UA)
a Centauri
0.762
1.313
4.28
270000
61 Cygni
0.293
3.41
11.1
701920
Vega
0.123
8.13
26.4
1675750
Stella
Con questo metodo si possono misurare da Terra distanze fino a
circa 100 pc ( 330 anni luce), ovvero per poche migliaia di stelle
Il satellite Hipparcos ha eseguito, tra il 1989 e
il 1994, misure di parallasse dallo spazio
Hipparcos ha misurato la parallasse di 118.218
stelle con una precisione (non raggiungibile da
Terra) di 1/1000” e la parallasse di 1.038.332
stelle con una precisione fino a 1/20”
Il satellite “Gaia”
Global Astrometric Interferometer for Astrophysics
Missione dell’ESA che fornirà la più precisa e completa mappa
tridimensionale della nostra Galassia
Stelle osservate: ~ 109 pari all’1% delle stelle della Galassia
Precisione: fino a 10 marcsec (= spessore di un capello visto da 1000 km)
Misure con un errore minore del 20%
fino alla distanza del centro galattico
( 9 • 103 pc 30.000 anni luce)
Effettuerà inoltre misure di
velocità radiale e fotometriche
Lancio: 2013
Posizione: L2
Durata della missione: 5 anni
Indicatori di distanza
Per distanze superiori al limite di precisione delle misure
trigonometriche nessuna misura “diretta” è possibile; ci si avvale
allora degli “indicatori di distanza”, ovvero di metodi indiretti che
sfruttano proprietà peculiari di alcuni oggetti astronomici
Ogni nuovo indicatore che estende la scala delle distanze deve
essere calibrato usando il suo “predecessore”
Alcuni degli indicatori più usati sono:
• Parallassi fotometriche e spettroscopiche
• Variabili Cefeidi
• Supernovae Ia
• Legge di Hubble
Misure di luminosità
“candele standard”
Misure di velocità
radiale
Misure di Luminosità: prime applicazioni
Si deve a W. Herschel (1738–1822) il primo
tentativo di determinare la forma e le dimensioni
della Via Lattea
Ipotesi: tutte le stelle hanno all’incirca la stessa
luminosità
Sole
Risultato: la Via Lattea ha forma appiattita (9000 x 900 a.l.) e il Sole
occupa una posizione prossima al centro
Errori: le stelle possono avere luminosità molto diverse, lo spazio tra le
stelle non è vuoto (assorbimento interstellare)
Magnitudine Apparente e Assoluta
La Magnitudine Apparente di una stella (m) è un indice della
quantità di luce della stella che arriva sulla Terra; è’ facilmente
misurabile ma non fornisce informazioni dirette sulla distanza
La Magnitudine Assoluta di una stella (M) è un indice della quantità
di luce emessa dalla stella e si può ricavare dalla magnitudine
apparente se è nota la distanza:
M = m + 5 + 5 log p
Se riusciamo a valutare indipendentemente il valore della
magnitudine assoluta (M) poichè il valore della magnitudine
apparente (m) è misurabile otteniamo il valore della distanza:
questo metodo è detto delle parallassi spettroscopiche e/o
fotometriche
Il diagramma H-R
Si ottiene studiando le stelle di cui è disponibile la parallasse
trigonometrica e la temperatura
M
-10
M = m + 5 + 5 log p
-5
0
Si misurano:
5
la parallasse (p)
10
15
la magnitudine apparente (m)
M
la temperatura (T)
Le stelle più brillanti sono fino a
10 miliardi di volte più luminose
delle stelle meno brillanti
Parallassi Spettroscopiche / Fotometriche
La posizione di una stella sul
diagramma H-R (e quindi M)
si può ottenere dall’analisi
del suo “spettro”
Misurata la magnitudine
apparente (m), si ricava la
distanza
(metodo
delle
parallassi spettroscopiche):
p = 10[(M-m-5)/5]
La posizione sul diagramma H-R può essere determinata anche
mediante osservazioni fotometriche (parallasse fotometrica)
Questi metodi, calibrati grazie alle parallassi trigonometriche, sono
limitati dall’assorbimento interstellare e dalla difficoltà di ottenere
spettri (o misure fotometriche accurate) per stelle lontane; risultano
applicabili fino a circa 30.000 pc (ovvero all’interno della Via Lattea)
Le Cefeidi
Cefeo
Sono stelle variabili periodiche “pulsanti” (1g < P < 150g)
Le variazioni di luminosità sono dovute a variazioni
temperatura della fotosfera e del raggio della stella
della
Sono stelle molto brillanti (giganti o supergiganti fino a oltre
100.000 volte più luminose del Sole) e sono quindi “facilmente”
osservabili anche in altre galassie
Oggi sappiamo che si distinguono in: “Cefeidi Classiche” (Pop I),
“W Virginis” e “RR Lyrae” (Pop II)
Relazione Periodo-Luminosità
Fu scoperta nel 1908 da H.S. Leavitt (1868-1921)
studiando le Cefeidi delle Nubi di Magellano
Più luminosa è una Cefeide maggiore è il suo
periodo di variazione
Per calibrare la relazione P-L
occorreva misurare la distanza di
almeno una Cefeide con il metodo
trigonometrico
Ma le Cefeidi si trovano tutte a
grande distanza dal Sole, gli errori
nella calibrazione sono stati alti
fino a tempi recenti
LM
P
Posizione del Sole nella Via Lattea
Nel 1918 H. Shapley (1885-1972) dimostrò,
misurando la distanza degli Ammassi Globulari
con il metodo delle cefeidi, che il Sole non è al
centro della Via Lattea (Galassia)
La distribuzione degli Ammassi Globulari ha
simmetria sferica rispetto al centro della
Galassia, che risulta in direzione della
costellazione del Sagittario
Shapley non considerava l’assorbimento interstellare ed ottenne valori
troppo grandi per le dimensioni della Galassia (~300.000 anni luce)
Sappiamo oggi che Galassia ha un
diametro di circa 30700 pc
(~100.000 anni luce) e che il suo
spessore al centro è di 6100 pc
(~20.000 anni luce)
Sole
100.000 anni luce
Il Sole dista circa 9.000 pc (quasi
30.000 anni luce) dal centro
Dintorni del Sole
Ci sono 33 stelle entro 12.5 anni luce dal Sole
Ci sono 260.000 stelle entro 250 anni luce dal Sole
Ci sono 600 milioni di stelle entro 5.000 anni luce dal Sole
Il Sole si trova all’interno di una
struttura (Galassia) che contiene
almeno 200 miliardi di stelle
La Galassia ha un diametro
di ~100.000 anni luce e uno
spessore di ~20.000 anni
luce nel nucleo e di ~1200
anni luce nei bracci
Il Sole nella Galassia
Sole
Nucleo
100.000 anni luce
Il Sole si trova in posizione periferica; dista 30.000 anni luce
dal Nucleo e orbita intorno ad esso in circa 250 milioni di anni
Le “Nubi di Magellano”
Sono due piccole galassie irregolari satelliti della Via Lattea
Grande Nube
d ~ 48.000 pc ~ 157.000 anni luce
Piccola Nube
d ~ 60.000 pc ~ 200.000 anni luce
Fino al 1920 le Nubi di Magellano erano tra gli oggetti più lontani di cui
era stata misurata la distanza
Si dibatteva su quali fossero i limiti dell’Universo
Le Nebulose
Oltre gli ammassi globulari si
osservavano altre strutture
classificate come “Nebulose”
Erano corpi interni o esterni
alla Via Lattea ?
M 101 (oggi e ieri)
1950
2000
Fino all’inizio del XX° secolo la
vera natura delle galassie era
tema di controversie: facevano
o no parte della Via Lattea ?
1851
La galassia di Andromeda
Nel 1924 E.P. Hubble (1889-1953)
osservò la “Nebulosa” di Andromeda
con il nuovo telescopio da 2.5m di
Monte Wilson
Hubble vide che era composta di stelle, fu in grado di identificare delle
Cefeidi e, grazie alla relazione P-L, calcolò una distanza di circa
285.000 pc (~ 930.000 anni luce)
Con lo stesso metodo furono ben presto calcolate le distanze di altre
galassie e si vide che la Via Lattea è solo una delle innumerevoli galassie
che popolano l’Universo
Ancora una volta le dimensioni del cosmo
aumentavano enormemente !!!
Tra il 1940 e il 1952 ci si rese
conto che esistono diversi tipi di
Cefeidi
Le “Cefeidi Classiche” visibili nella
galassia di Andromeda sono, a
parità di periodo, circa 4 volte più
luminose
delle
“W
Virginis”,
utilizzate per calibrare la relazione
P-L nella nostra Galassia
Con questa scoperta si capì che le distanze extragalattiche, basate
sulla relazione P-L delle Cefeidi, dovevano essere più che raddoppiate
I dati del satellite Hipparcos, che per primo ha ottenuto misure
trigonometriche di 273 Cefeidi, hanno portato, nel 1994, a un aumento
delle distanze extragalattiche di un ulteriore 10%; sappiamo oggi che la
galassia di Andromeda dista 2.300.000 anni luce
Grazie alle Cefeidi sono state recentemente misurate distanze fino a
30•106 pc ( 100 • 106 anni luce)
Le Supernovae
Sono il risultato dell’esplosione di una stella, si distinguono in:
Supernovae di “Tipo I” (Ia ,Ib, Ic) e di “Tipo II”
Supernovae di tipo “Ia”: esplosione di una
nana bianca che supera il limite di
Chandrasekhar (1.44 MSole)
Hanno una luminosità massima quasi
costante: L 60 • 106 Lsole
Risultano visibili a grandissime distanze
MB = - 19.3
Supernova
Con le Supernovae di tipo “Ia” si
possono stimare distanze oltre 30
volte maggiori che con le cefeidi:
1000 • 106 pc (~ 3.3•109 anni luce)
Oltre queste distanze le Supernovae non sono osservabili, si deve
ricorrere ad altri indicatori…. inoltre……..
Restano aperte controversie sull’affidabilità, corretta
identificazione e “universalità” delle “candele standard”
Distance Methods Applied to the Virgo Cluster
Method
Uncertainty
(Mag)
Distance (Mpc)
Uncertainty
(Mpc)
Cepheids
0.16
14.9
1.2
Novae
0.40
21.1
3.9
Plan. Nebulae
0.16
15.4
1.1
Glob. Clusters
0.40
18.8
3.8
S. Bright. Fluct.
0.16
15.9
0.9
Tulley-Fisher
0.28
15.8
1.5
D-Sigma
0.50
16.8
2.4
Supernova (Ia)
0.53
19.4
5.0
Legge di Hubble
Tutte le galassie, a parte quelle del “Gruppo Locale”, mostrano un
moto di allontanamento dalla Via Lattea (redshift)
L’Universo si sta espandendo
Nel 1929 Hubble scoprì che la
velocità con cui le galassie si
allontanano è proporzionale alla loro
distanza
v = H0
d
Questa relazione ci permette di misurare distanze fino ai limiti
dell’Universo attualmente osservabile ( 13•109 anni luce), anche se
permane qualche incertezza sul valore di H0 (la cosiddetta
“Costante di Hubble”)
H0 va determinato misurando la velocità di recessione di galassie
esterne al “Gruppo Locale” di cui è nota la distanza
E’ una misura estremamente difficile e controversa
Il primo valore di H0 determinato da
Hubble era di 559 km s-1 Mpc-1
Successive stime hanno portato ad una
diminuzione di Ho ed attualmente si valuta
che 80 < H0 < 50 km s-1 Mpc-1
Il valore di H0 ha profonde implicazioni non solo sulla corretta
misura delle distanze ai limiti dell’Universo conosciuto, ma anche
sulle teorie che descrivono la nascita e l’evoluzione dell’Universo
Se H0 = 559 km s-1 Mpc-1
Età dell’Universo 1.8 • 109 anni
Se H0 = 50 km s-1 Mpc-1
Età dell’Universo 20
Se H0 = 73 km s-1 Mpc-1
Età dell’Universo 13.7
•
109 anni
•
109 anni
Il “Gruppo Locale”
Le galassie tendono a raggrupparsi in:
“Ammassi”
“Superammassi”
La Via Lattea fa parte del “Gruppo Locale”, un ammasso formato da
30 galassie le cui dimensioni sono di 5 milioni di anni luce (~1.5 Mpc)
Via Lattea
Andromeda
Scontri fra galassie
Il rapporto Distanza/Dimensioni tra la Via Lattea e la galassia di
Andromeda è di circa 23; in proporzione sono più vicine del sistema
Terra – Luna
A causa dei moti nel “Gruppo Locale”, la Via Lattea e la galassia di
Andromeda entreranno in collisione tra circa 5 miliardi di anni per
formare un’unica galassia
Dagli scontri tra due galassie si può formare un’unica grande galassia
Il Superammasso della Vergine
Gli ammassi di galassie si raggruppano in Superammassi
Il Gruppo Locale fa parte del Superammasso della Vergine
che contiene almeno 25.000 galassie e si estende per circa
200 milioni di anni luce
Superammassi vicini
Non sembrano esistere
strutture di gerarchia
superiore ai superammassi
La materia nell’Universo si
distribuisce invece lungo
“filamenti” che risultano
intervallati da “vuoti”
E’ la cosidetta “Struttura
a Grande Scala”
I “vuoti“ sono le regioni tra i filamenti e hanno diametri compresi tra
35 e 500 milioni di anni luce
I più grandi filamenti fino
ad oggi osservati sono:
La “Grande Muraglia”, che
dista circa 200 milioni di
anni luce e ha una
lunghezza di 500 milioni
di anni luce
La “Grande Muraglia di
Sloan” che dista circa un
miliardo di anni luce e ha
una lunghezza di circa 1,4
miliardi di anni luce
Galassie con distanza dalla Via Lattea d < 109 anni luce: 30 milioni
Galassie nell’Universo osservabile (r ≤ 46 109 anni luce): > 100 miliardi
Riassumendo……
Distanza:
della Luna: 384.000 km = 1.28 secondi luce
del Sole: 149.597.870 km = 8 minuti 20 secondi luce
della stella più vicina: 4,28 anni luce
Diametro della Via Lattea: 100.000 anni luce
Distanza della galassia di Andromeda: 2.300.000 anni luce
Dimensioni del “Gruppo Locale”: 5 milioni di anni luce
Distanza Superammasso della Vergine: ~ 60 milioni di anni luce
Dimensioni del Superammasso: 200 milioni di anni luce
Distanza degli oggetti più lontani osservati: 13 miliardi di anni luce
Raggio dell’Universo osservabile: 46 miliardi di anni luce
