Progetto Cielo!
La costruzione della Scala delle Distanze
Progetto Cielo! Modulo 7.
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Il primo gradino: fino a 500 parsec
Per costruire la scala delle distanze utilizziamo diversi metodi di
misura della distanza stessa.
Ognuno di questi metodi e’ valido in un certo intervallo di valori
della distanza.
Ogni metodo serve anche per tarare e confermare il successivo.
Il primo gradino della scala delle distanze viene costruito
utilizzando un metodo geometrico: quello della parallasse
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La nube di Oort
La Nube di Oort è una zona
di forma sferica oltre
l’orbita di Plutone dalla
quale si pensa arrivino le
comete. Per determinare
la distanza degli oggetti
che la compongono
utilizziamo sia la
parallasse diurna che
quella annua, a seconda
dei casi.
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La cometa Hale Bopp
Questa è la cometa
Hale - Bopp, apparsa
nei nostri cieli
nell’inverno 96 - 97.
E’ solo un esempio
di uno dei tanti corpi
che compongono la
Nube di Oort che
avviluppa il sistema
solare. La
dimensione massima
della Nube e’ circa
0.5 parsec.
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Oltre la parallasse
La distanza massima cui riusciamo ad arrivare col metodo
della parallasse e’ limitata dal più piccolo angolo che
riusciamo a stimare.
Osservatori specializzati e misure che possono durare anni ci
riescono a dare angoli tanto piccoli quanto 0.01 secondi
d’arco. Per capire quanto piccolo sia quest’angolo, e di
conseguenza quanto difficile sia la sua misura pensiamo
che equivale alla grandezza apparente di una bottiglietta
di Coca Cola vista (se si riuscisse) ad una distanza di oltre
4.000 km !
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Un faro campione: le stelle cefeidi
Per andare oltre i 500 parsec occorre utilizzare metodi diversi, non più
basati sulla geometria, bensì sulla luminosità.
Ricordiamo che se conosciamo la magnitudine assoluta e misuriamo
quella apparente di un oggetto celeste possiamo ricavare la distanza!
Occorre quindi cercare degli oggetti celesti entro i 500 parsec e visibili
bene anche oltre questo limite, da sfruttare per la determinazione della
distanza.
Questi oggetti celesti sono le stelle cefeidi.
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Un faro campione: le stelle cefeidi
Nella costellazione del Cefeo, e’
visibile una stella, Delta Cephei,
molto particolare. E’ una stella
variabile, la prima di questo tipo ad
esser stata scoperta. La sua
luminosità varia in modo periodico
con estrema regolarità, come un faro
marino. Dato che conosciamo la
distanza di Delta Cephei con il
metodo della parallasse, possiamo
stimare bene la sua magnitudine
assoluta.
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Un faro campione: le stelle cefeidi
Il gioco e’ fatto: conosciamo la magnitudine assoluta delle
stelle cefeidi.
Quando in una nebulosa o in una galassia lontana riusciamo a
vedere una stella che varia così come la stella delta Cephei
possiamo calcolare la distanza di quella nebulosa o
galassia dalla differenza fra la magnitudine osservata
(apparente) e quella assoluta della stella (che
conosciamo).
In questo modo arriviamo a determinare distanze fino
all’ordine dei milioni di parsec ( 5-10 Megaparsec).
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Un faro campione: le stelle cefeidi
Oltre questo limite le cefeidi non si vedono più perché
diventano troppo deboli per essere individuate anche dai
moderni telescopi
Dobbiamo ripetere il ragionamento: nella zona nella quale
utilizziamo, e siamo sicuri delle Cefeidi, trovare altri
oggetti da utilizzare per determinare la distanza.
Per ogni scalino della scala delle distanze si opera in questo
modo
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Dove si trovano le cefeidi
Anche in altre
galassie sono
presenti variabili
di tipo cefeide:
M100 è una
galassia esterna
alla nostra,
appartenente
all’ammasso di
galassie della
Vergine.
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Dove si trovano le cefeidi
La Grande
Nube di
Magellano,
visibile
solo
dall’emisfe
ro sud, è la
galassia
più vicina
alla nostra.
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Dove si trovano le cefeidi
La Piccola
Nube di
Magellano
visibile
solo
dall’emisfe
ro sud, è la
seconda
galassia più
vicina alla
nostra.
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L’ammasso di galassie della Vergine
L’ammasso di
galassie della
Vergine
contiene più di
cento galassie e
sta lentamente
attirando il
nostro Gruppo
Locale verso di
se
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Le galassie a Spirale
Grazie al metodo delle Cefeidi conosciamo la distanza di
alcune galassie, distanza limitata ad alcuni Megaparsec.
Oltre questo limite le Cefeidi sono troppo deboli per poter
essere rilevate.
Per poter procedere, gli astronomi hanno ideato un terzo
metodo, che sfrutta le galassie a spirale.
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La relazione di Tully - Fisher
Utilizzando quelle galassie a spirale, la cui distanza era già nota
perché calcolata con il metodo delle Cefeidi, gli Astronomi
hanno trovato una relazione che lega la velocità di rotazione di
queste con la loro luminosità intrinseca.
Se riesco ad osservare la rotazione di una galassia di questo tipo,
posso fare una ipotesi realistica sulla sua magnitudine assoluta.
Essa è chiamata relazione di Tully - Fisher ed applicata a galassie
che si trovano ben oltre alcuni Mega parsec, permette di
determinare la loro distanza fino ad alcune decine di Mega
parsec.
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NGC 1365
NGC1365 è una
galassia a
spirale
barrata,
appartenente
all’ammasso
di galassie
della Fornace
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L’ammasso di galassie della Fornace
L’ammasso di galassie della
Fornace, non visibile
dalle nostre latitudini, si
trova a circa 20 mega
parsec da noi
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Un altro scalino: le SNIa
Le Supernovae (SN) sono stelle giganti al termine della
loro vita, che esplodono improvvisamente con un
conseguente aumento improvviso e notevolissimo di
luminosita’ (oltre 30 magnitudini, ovvero 1000
miliardi di volte più luminose che prima dello
scoppio!). E’ chiaro che quando, improvvisamente, in
galassie anche lontanissime, appaiono questi “fari
campione” essi possono essere usati per calcolare la
distanza, a patto di poter fare delle ipotesi ragionevoli
sulla loro magnitudine assoluta. Questo e’ possibile
per un particolare tipo di SN : il tipo Ia.
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La SN1987A
Con le Supernovae si arriva a
misurare distanze di
centinaia di megaparsec.
Ad esempio una delle piu’
recenti, la supernova
1987A, esplosa nella
Grande Nube di Magellano,
è caratterizzata da due
anelli di gas, resi visibili da
una stella molto calda
rimasta al suo interno.
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Fino alle centinaia di Mega parsec
Quando una supernova esplode, può diventare luminosa come
l’intera galassia che la ospita. Conoscendo tramite altri metodi la
distanza di alcune galassie nelle quali sia esplosa una SN, è stato
possibile determinare la magnitudine assoluta di queste ultime.
Gli astronomi hanno fatto l’ipotesi che la M ( magnitudine assoluta)
delle SNIa sia uguale per tutte.
Quindi, quando una SNIa esplode in una galassia oltre alcune decine
di Mega parsec, misurando la sua m e conoscendo già la sua M,
si può determinare la distanza della galassia.
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La SN1999em
Come molte
supernovae, anche la
SN1999em, esplosa
in NGC1637, è
diventata luminosa
come il nucleo della
galassia che la
ospitava.
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Sempre più lontano...
Allontanandosi ancora, è sempre più difficile riuscire a
“vedere” oggetti.
Un ultimo metodo ci è offerto dai più luminosi ammassi
di galassie.
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3C 324
Su grande scala,
l’Universo è
organizzato in
ammassi di
galassie. Le
galassie in
altre parole,
tendono a
raggrupparsi
fra loro.3C
324 è uno dei
più distanti
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Gli oggetti più lontani visibili
Utilizzando ammassi di galassie la cui distanza era nota
tramite altri metodi, gli astronomi, formulando
opportune ipotesi, sono riusciti a trovare una relazione
che permettesse loro di calcolare le distanze di ammassi
di galassie molto oltre alcune centinaia di Mega parsec.
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Conclusioni
I metodi usati in astronomia per calcolare le distanze sono
ben diversi da quelli usuali!
Alcuni sono di tipo geometrico, altri coinvolgono la luce.
Tutti questi metodi sono strettamente dipendenti l’uno
dall’altro, poiché un metodo utilizzato per misurare
distanze di oggetti più lontani ha necessariamente
bisogno di basarsi sui risultati di quello precedente,
altrimenti sarebbe inutilizzabile.
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Ora ne sappiamo di piu’ !!!!!
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