Modulo n°70.4
Gioco
1. Preparare tutti i pezzi del cartellone (vedi 70.4cart e 70.4istr) e
metterli in una busta.
2. Consegnare la busta ai ragazzi. Se la classe è numerosa, si
consiglia di dividere i ragazzi a gruppi, di preparare più buste e
di consegnare una busta a ciascun gruppetto.
3. Dire loro di costruire la “scala delle distanze” secondo le
istruzioni che troveranno nella busta e secondo gli appunti che
hanno preso guardando la proiezione in “Power Point”.
4. Vince chi avrà messo più pezzi al posto giusto.
5. Dopo il gioco, costruire un cartellone con la “scala delle
distanze” uguale a quella che hanno fatto loro.
6. Mano a mano che la si costruisce, soffermarsi su ogni gradino
per spiegare meglio il significato dello stesso.
La lezione dovrà seguire il seguente filo logico:
ci troviamo sulla Terra, dalla quale vediamo una sfera celeste
che ci circonda, e sulla quale vediamo, come se fossero
appoggiati lì, gli astri, tutti apparentemente ad una stessa
distanza da noi. Tuttavia, noi sappiamo che essi si trovano a
distanze diverse e vorremmo capire quanto lontani essi siano da
Terra. Chiedere ai ragazzi come farebbero, se fossero
astronomi, a misurare la distanza degli oggetti più vicini a noi.
Incollare sul cartellone il metodo di misura e le immagini relative
al “primo gradino della scala delle distanze”, ed illustrare le
immagini ai ragazzi.
Entro 500 parsec da Terra, conosciamo la distanza di almeno 15
mila stella, valutata tramite la parallasse annua. Ricordare ai
ragazzi che la parallasse ha i suoi limiti e chiedere loro cosa
sfrutterebbero per “andare oltre”. Farli ragionare su tre fatti: a)
bisogna vedere “qualcosa” per poter misurare la sua distanza;
b) mano a mano che ci allontaniamo si devono trovare degli
oggetti celesti che ci dicano quanto luminosi siano, ovvero dei
quali conosciamo la loro magnitudine assoluta; c) quanto sia
potente il metodo della parallasse, in quanto anche se il suo
raggio d’azione è limitato, è solo grazie a lui se si può “andare
oltre”.
Incollare sul cartellone il metodo di misura e le immagini relative
al “secondo gradino della scala delle distanze”, ed illustrare le
immagini ai ragazzi.
Riprendere il filo del discorso dicendo loro che fra tutte le stelle
di cui si può misurare la parallasse, ce ne sono alcune, chiamate
“stelle cefeidi”, delle quali si può facilmente ricavare la
magnitudine assoluta. Queste stelle sono presenti anche oltre i
500 parsec. Conoscendo la loro magnitudine assoluta, e
misurando quella apparente, si ricava la loro distanza. Da qui è
nato il metodo delle cefeidi, che permette di misurare la
distanza di queste stelle ben oltre i 500 parsec.
Le cefeidi sono delle stelle variabili, cioè la loro luminosità
cambia periodicamente e esiste una relazione tra il periodo di
una cefeide e la sua magnitudine assoluta, quindi,
osservativamente si misura il periodo e poi, tramite formule
matematiche, se ne ricava la luminosità intrinseca. Il fatto che
alcune siano presenti anche entro alcune centinaia di parsec da
noi, ha permesso di calibrare la relazione periodo-luminosità per
le cefeidi e quindi di renderla utilizzabile per misure di cefeidi
oltre alcune centinaia di parsec da noi.
Incollare sul cartellone il metodo di misura e le immagini relative
al “terzo gradino della scala delle distanze”, ed illustrare le
immagini ai ragazzi.
La relazione di Tully-Fisher si applica alle galassie a spirale e
mette in relazione la velocità di rotazione di queste galassie con
la loro luminosità intrinseca. Quindi, misurando la velocità di
rotazione delle galassie a spirale possiamo conoscere la loro
distanza. La relazione di Tully-Fisher è stata calibrata utilizzando
le cefeidi: si è calcolata la distanza di alcune cefeidi appartenenti
a galassie esterne e si è assunto che quel valore fosse indicativo
della distanza della galassia stessa. Se le galassie di cui si
calcola la distanza tramite la relazione di Tully-Fisher fanno
parte di un ammasso di galassie, mediando opportunamente
questi valori, si ricava la distanza dell’ammasso stesso.
Incollare sul cartellone il metodo di misura e le immagini relative
al “quarto gradino della scala delle distanze”, ed illustrare le
immagini ai ragazzi.
Le supernovae sono stelle alla fine della loro vita: esse
esplodono riversando nello spazio circostante il gas che le
forma. Quando esplodono, posso diventare luminose anche
tanto quanto la galassia che le ospita. La loro luminosità poi
decresce, seguendo una curva caratteristica. In realtà ci sono
diversi tipi di supernova (fra cui le Ia), ciascuno dei quali ha una
sua propria curva di luminosità. Ipotizzando che le supernovae
di tipo Ia abbiano tutte la stessa magnitudine assoluta,
misurando la loro magnitudine apparente è possibile
determinarne la distanza. Il valore preciso della magnitudine
assoluta al massimo delle SNIa è ancora oggetto di studio. Un
metodo per determinarla, ovvero un metodo per calibrare il
metodo di determinazione della distanza tramite le supernovae,
fa riferimento a galassie la cui distanza sia nota, calcolata, per
esempio, tramite la relazione di Tully-Fisher: conoscendo la
distanza della galassia che ospita un SN, ed assumendo che sia
la stessa anche per la SN stessa, si stima la magnitudine
assoluta della SN. Ottenuto questo valore, si può applicare il
metodo delle SN a galassie la cui distanza non sia determinabile
tramite, per esempio, le relazione di Tully-Fisher.
Incollare sul cartellone il metodo di misura e le immagini relative
al “quinto gradino della scala delle distanze”, ed illustrare le
immagini ai ragazzi.
Incollare, infine, in cima alla scala, l’immagine HDF.
