MISURARE LO SPAZIO
1.
Qualche nozione di base (punti, rette, angoli)
2.
Misura delle posizioni nel cielo
Dove siamo: coordinate terrestri
•
Dove guardiamo: coordinate celesti
•
3.
Diamo profondità al cielo
•
Distanze nel sistema solare
•
Distanze maggiori
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 1 – MISURARE LO SPAZIO
1
1. QUALCHE NOZIONE DI BASE
• Punti, rette e angoli
• Angoli e misurazione degli angoli
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 1
2
1A. QUALCHE NOZIONE DI BASE
•
L’Astronomia ci fa imbattere in concetti di geometria, a volte semplici ed intuitivi ed altre
volte un po’ più complessi. Cerchiamo di fare un veloce ripasso all’interno di questi
concetti di base in modo da incontrare minori difficoltà quando entriamo nello specifico
campo astronomico.
•
I concetti che andiamo a ripassare sono:
•
PIANO, visto che incontreremo concetti come l’eclittica
•
RETTA, visto che incontreremo concetti come gli assi di rotazione
•
ANGOLO, visto che incontreremo concetti come le distanze prospettiche tra corpi celesti
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 1
3
1B. GEOMETRIA DI BASE
Il Punto è un luogo geometrico senza dimensioni
•
La Retta è un infinito ed illimitato insieme di punti che ha una sola dimensione, la
lunghezza
•
La Semiretta è il luogo geometrico di tutti i punti di una retta che seguono o precedono un
punto iniziale, detto origine
•
La Sfera è il solido ottenuto facendo ruotare una circonferenza intorno al suo diametro
(asse di rotazione)
•
Il Piano è il luogo geometrico che identifica un insieme bidimensionale infinito di punti e
che non ha spessore
•
l’Asse di un piano è una qualsiasi retta che interseca perpendicolarmente il piano stesso
Asse di rotazione
•
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 1
4
1C. GLI ANGOLI
•
Un angolo è la porzione di piano delimitato da due semirette aventi un vertice in comune
Due rette che si intersecano, generano quattro
angoli appartenenti allo stesso piano
Gli angoli sono generalmente espressi in gradi sessagesimali, con il grado sessagesimale
definito come la 90esima parte dell’angolo retto.
Un grado si compone di 60 minuti d’arco, e un minuto d’arco si compone di 60 secondi
d’arco. Come per gli orari, dove 60 secondi fanno un minuto e 60 minuti fanno un’ora.
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 1
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2. MISURA DELLE POSIZIONI NEL CIELO
• Posizione sulla Terra: le coordinate terrestri
• La Sfera Celeste
• Posizione sulla sfera celeste: le coordinate celesti locali e equatoriali
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 1
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2A. MISURA DELLE POSIZIONI NEL CIELO
LE COORDINATE TERRESTRI
Per conoscere la nostra posizione sulla Terra ci basiamo su
un sistema di coordinate a due dimensioni, ottenute
fissando un punto di partenza ed una direzione.
In questo modo è stato creato un reticolo sul nostro
pianeta, dove ciascun punto è raggiungibile a partire da una
«distanza angolare» che ci dice di quanto siamo «a
sinistra» rispetto ad un dato punto verticale e di quanto
siamo «sopra» o «sotto» rispetto ad un dato punto di
riferimento orizzontale.
Il reticolo creato dà vita alle cosiddette coordinate terrestri,
che poi vengono in realtà utilizzate per ogni altro pianeta o
corpo celeste.
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 1
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2B. EQUATORE, PARALLELI E LATITUDINE
Trovare un punto di riferimento di partenza per i
«cerchi» orizzontali è facile dal momento che la Terra è
una sfera, anche se imprecisa.
Si prende come riferimento il cerchio massimo, cioè
quello più grande, l’EQUATORE.
Gli infiniti cerchi paralleli all’equatore sono detti
PARALLELI.
I paralleli sono sempre valori positivi da 0° (equatore) a
90° (Polo Nord o Sud), e per distinguere l’emisfero si
usa la dicitura «Nord» o «Sud», anche se spesso
sbagliando si indicano anche i segni «+» per l’emisfero
nord e «–» per quello sud.
La LATITUDINE è la distanza angolare di un punto della superficie terrestre dall’equatore.
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 1
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2C. GREENWICH, MERIDIANI E LONGITUDINE
Gli infiniti cerchi verticali, che passano per il Polo Nord
ed il Polo Sud terrestri, sono detti MERIDIANI.
I cerchi verticali che abbracciano la Terra hanno tutti lo
stesso diametro, quindi sono tutti «cerchi massimi».
Si è scelto il cerchio passante per l’antico osservatorio
di Greenwich, definito MERIDIANO FONDAMENTALE.
I meridiani si misurano verso est, da 0°a 180° Est, e
verso Ovest, da 0° a 180° Ovest.
I meridiani sono legati molto da vicino alla misurazione
del tempo, visto che ogni 15° di distanza da Greenwich
c’è un cambio di fuso orario (15° * 24 ore = 360°, un
giro completo).
La LONGITUDINE è la distanza angolare di un punto della superficie terrestre dal meridiano
fondamentale
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 1
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2D. TROVARE UN PUNTO TERRESTRE
Per trovare le coordinate di una zona di Roma:
1. La distanza angolare del punto dal meridiano
Fondamentale di Greenwich fornisce la LONGITUDINE
(freccia rossa orizzontale, circa 12° 30’ Est)
2. La distanza angolare del punto dall’equatore
indica la LATITUDINE (freccia rossa verticale,
circa 42° Nord).
Ad ogni coppia di coordinate terrestri corrisponde un
solo punto sulla superficie terrestre, ed è per questo che
la posizione GPS indicata dai navigatori è precisa e univoca.
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 1
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2E. PUNTI PARTICOLARI DELLA TERRA
•
L’equatore ha LATITUDINE pari a 0°
•
Il meridiano di Greenwich ha LONGITUDINE pari a 0°
•
Il Polo Nord ha LATITUDINE 90° Nord e LONGITUDINE 0°. Da questo punto, ogni
direzione porta a SUD. Il Polo Nord è infatti il «punto» più a nord del pianeta, ed essendo
un punto non ha una estensione in longitudine. Un passo in una direzione a caso porta
più a sud rispetto alla posizione di partenza.
•
Il Polo Sud ha LATITUDINE 90° Sud e LONGITUDINE 0°. Da questo punto, ogni
direzione porta a NORD. Stesso discorso fatto per il Polo Nord.
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 1
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2F. LA SFERA CELESTE
•
Il nostro occhio non ci consente di stabilire se una stella è più vicina o lontana di un’altra.
Siamo indotti a pensare che le più luminose siano le più vicine, ma più in là di questa
congettura non possiamo andare. Ed è sbagliata.
•
Tutte le stelle vengono proiettate dal nostro occhio su uno schermo, tutte ad una uguale
distanza. Una distanza che per il nostro occhio conta poco.
•
L’unica cosa che conta è se vediamo o non vediamo un oggetto. Tutti gli oggetti che
vediamo li proiettiamo su uno schermo che circonda la Terra, che la avvolge.
La SFERA CELESTE è una sfera fittizia, di raggio indeterminato, che ha per centro l'occhio
dell'osservatore, oppure la Terra stessa intesa come unico osservatore, e serve a definire la
posizione e la direzione degli astri indipendentemente dalla loro reale distanza.
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 1
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2G. PUNTI SULLA SFERA CELESTE
La SFERA CELESTE riporta i punti già visti
per la Terra:
Prolungando l’asse del mondo che unisce il
Polo Nord Terrestre (PNT) al Polo Sud
Terrestre (PST) fino a «incontrare» la Sfera
Celeste, otteniamo il POLO NORD CELESTE
(PNC) ed il POLO SUD CELESTE (PSC).
Proiettando l’equatore sulla Sfera Celeste,
invece, abbiamo l’EQUATORE CELESTE.
Ci siamo così ricondotti alla situazione
terrestre: per indicare un punto sulla Sfera
Celeste, infatti, basta prendere due punti come
facciamo per la Terra, visto che la distanza da
noi non conta più!
Il problema è che la Terra ruota, e di
conseguenza il cielo «si muove»!
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 1
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2H. I PUNTI FONDAMENTALI DELLA SFERA CELESTE
Per la Terra abbia visto che le coordinate partono da Equatore e Meridiano Fondamentale.
Per la Sfera Celeste occorre trovare altri due riferimenti di questo tipo, dai quali far partire il
sistema di coordinate.
Ci sono diversi sistemi di coordinate per la sfera celeste, ma quelli più utilizzati sono
generalmente due:
•
il sistema ALTAZIMUTALE: è riferito al NOSTRO LUOGO DI OSSERVAZIONE, quindi le
coordinate valgono per il nostro luogo e per l’ora in cui osserviamo
•
il sistema EQUATORIALE: si riferisce invece all’osservatore «Terra» ed è valido per
indicare coordinate da «trasferire» nello spazio e nel tempo tra diversi osservatori
individuali.
In base al sistema, cambiano i punti di riferimento.
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 1
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3A. LE COORDINATE ALTAZIMUTALI - 1
Il Sistema Altazimutale prende spunto da Azimut e Altezza, che
vanno a sostituire nella sfera celeste quelli che sulla Terra sono
longitudine e latitudine.
ZENIT: è il punto proprio sopra la testa dell’osservatore.
Ovviamente è un punto puramente locale: se mi trovo a Catania
sulla mia testa avrò una stella, mentre se mi trovo al Polo Nord
sulla mia testa ci sarà la Polare.
NADIR: è il punto proprio sotto i piedi dell’osservatore, quindi
invisibile poiché coperto dal suolo terrestre. Per questo si disegna
soltanto una mezza sfera.
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 1
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3B. LE COORDINATE ALTAZIMUTALI - 2
Prendiamo ora i punti di riferimento per le coordinate locali:
MERIDIANO LOCALE: è l’equivalente del Meridiano
Fondamentale terrestre. Dal Meridiano Locale parte la misura
della distanza orizzontale. E’ il cerchio massimo che passa per i
due Poli Celesti e per lo Zenit. Per trovarlo, quindi, occorre saper
trovare il Polo Nord Celeste!
ORIZZONTE LOCALE: è l’equivalente dell’equatore terrestre nel
sistema di coordinate geografiche ed è dato dal cerchio
orizzontale che disegniamo con gli occhi girando su noi stessi. E’
quello che anche normalmente definiamo ORIZZONTE, dove il
cielo incontra la Terra.
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 1
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3C. LE COORDINATE ALTAZIMUTALI - 3
OCCORRE TROVARE IL POLO NORD CELESTE
Trovare il Polo Celeste è molto facile per gli osservatori
dell’emisfero boreale, visto che è indicato da una stella
brillante come la Polaris, la stella Alfa dell’Orsa Minore.
Per trovarla, si parte dai «puntatori» della Polare, Merak e
Dubhe dell’Orsa Maggiore, e se ne prolunga il segmento di
circa 5 volte.
La Polaris si trova ad una altezza che corrisponde alla
latitudine del luogo di osservazione. Per il Polo Nord,
quindi, la Polaris si trova allo zenit, cioè a 90° di altezza. A
Roma, con latitudine 42°, si trova appena sotto la metà del
cielo. All’equatore si trova all’orizzonte, a circa 0° di
altezza.
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 1
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3D. LE COORDINATE ALTAZIMUTALI - 4
L’ALTEZZA DELLA STELLA POLARE
La stella Polare (il PNC) si trova ad una altezza
pari alla latitudine del luogo di osservazione.
Infatti, è una stella che si trova proprio al
prolungamento dell’asse che unisce i due poli
terrestri, e si trova sulla sfera celeste proprio dove
l’asse del mondo incrocia la sfera celeste, quindi
gli abitanti del Polo Nord vedono questa stella
proprio allo zenit locale.
Chi vive all’equatore, la vedrà sfiorare l’orizzonte,
ad altezza di 0° (da latitudine 0°).
Per latitudini intermedie, vale quindi la regola:
Alt.polaris = Lat.
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 1
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3E. LE COORDINATE ALTAZIMUTALI - 5
DISEGNARE IL MERIDIANO LOCALE
A questo punto abbiamo tutto per disegnare il
meridiano locale.
Il MERIDIANO LOCALE è il cerchio massimo che
passa per lo zenit e per il Polo Nord Celeste (la
Polare), e se per due punti passa una sola retta,
questo va bene anche per un cerchio.
Conseguenza: laddove il meridiano locale
interseca l’orizzonte, in direzione Nord c’è il punto
cardinale Nord mentre dal lato opposto abbiamo il
punto cardinale Sud. Verso «destra», a 90° dal
Nord, abbiamo l’Est mentre verso «sinistra», a
270° dal Nord, abbiamo l’Ovest.
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 1
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3F. LE COORDINATE ALTAZIMUTALI - 6
ALTEZZA e AZIMUT
A questo punto, le coordinate altazimutali sono:
ALTEZZA: distanza angolare di un corpo celeste
dall’orizzonte locale. Si misura in gradi, da 0 a 90°.
Lo Zenit ha altezza 90°. L’orizzonte è a 0°.
AZIMUT: distanza angolare di un corpo celeste,
proiettato sull’orizzonte, rispetto al punto cardinale
Nord. Quindi è la distanza angolare tra il Meridiano
Locale e il meridiano dell’oggetto celeste, con
origine nel lato Nord. Si misura in gradi a partire da
Nord e incrementando verso Est, Sud e Ovest. Il
Sud ha Azimut 180°, l’Est 90°, l’Ovest 270°.
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 1
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3G. LE COORDINATE ALTAZIMUTALI - 7
I PROBLEMI DELLE COORDINATE ALTAZIMUTALI
Le coordinate altazimutali hanno un problema
fondamentale: non sono «trasferibili» tra osservatori
dal momento che:
1. Si riferiscono ad una località di osservazione:
ciascun osservatore ha il proprio meridiano
locale.
2. Si riferiscono ad un tempo di osservazione ben
preciso.
Nel tempo, le uniche coordinate che non cambiano
sono lo zenit (Altezza = 90°) ed il Polo Nord Celeste
(Azimut = 0°). Le coordinate delle stelle «fisse»
variano in seguito alla rotazione terrestre.
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 1
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3H. LE COORDINATE EQUATORIALI - 1
QUALCHE CONSEGUENZA DI QUANTO DETTO FINORA…
Ciò che cambia tra due diversi luoghi di osservazione, quindi,
è l’altezza del Polo Nord Celeste (PNC) e – di conseguenza –
dell’Equatore Celeste (EC).
Dal momento che PNC e EC distano tra loro SEMPRE 90°, e
che anche zenit e orizzonte distano tra loro SEMPRE 90°, ne
segue che la differenza tra zenit e PNC è pari alla differenza
tra orizzonte e EC.
La latitudine λ del luogo di osservazione è la distanza
angolare dall’equatore terrestre, quindi anche lo zenit (sopra
la nostra testa) dista λ gradi dall’EC. Cosa ne segue:
Come detto, il PNC ha una altezza pari a λ, quindi EC ha una
altezza pari a (90 + λ) rispetto all’orizzonte Nord. Il che
equivale a dire che EC ha una altezza di 90 – λ rispetto
all’orizzonte Sud. Se mi trovo all’equatore, infatti, il PNC si
trova a λ = 0° mentre l’EC si trova a 90°, sia in direzione
Nord che Sud, al mio zenit. Se mi trovo al Polo Nord, il PNC si
trova a 90° mentre l’EC si trova a 0°. Se mi trovo a Roma (λ =
42°), il PNC si trova a 42° verso Nord mentre l’EC si trova a
48° in direzione Sud (90 – λ).
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 1
PNC = λ Nord
EC = 90 - λ Sud
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3I. LE COORDINATE EQUATORIALI - 2
SGANCIAMOCI DAL LUOGO DI OSSERVAZIONE
Occorre superare i problemi delle coordinate altazimutali, per far sì che due osservatori possano scambiarsi le stesse
coordinate. Il luogo di osservazione, quindi, non è più il nostro prato, ma la Terra intera.
Il problema, come sempre, è trovare le origini di un sistema di coordinate. Per la Terra abbiamo visto Greenwich ed
Equatore, per le coordinate altazimutali abbiamo visto punto Nord e orizzonte locale.
E per la Terra intera? Occorre basarci sulla sua orbita! Introduciamo allora un concetto orbitale del nostro pianeta.
ECLITTICA: moto apparente del Sole nel cielo durante
l’anno. E’ la proiezione del Sole tra le stelle dovuta alla
diversa posizione della Terra rispetto al Sole, e quindi è
dovuta al moto di rivoluzione della Terra intorno al Sole. E’
il piano orbitale terrestre.
Muovendosi intorno al Sole, dalla Terra ci sembra che
questo, nel tempo, si sposti tra le stelle percorrendo una
circonferenza intorno a noi.
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 1
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3J. LE COORDINATE EQUATORIALI - 3
PUNTI DI RIFERIMENTO PER LE NUOVE
COORDINATE
Il primo punto di riferimento per le coordinate è
semplice, ed è l’EQUATORE CELESTE, in base al
quale possiamo calcolare la distanza angolare di un
corpo, verso Nord e verso Sud rispetto a questa
circonferenza.
Il secondo punto è complicato e deriva dalla diversa
inclinazione dell’EQUATORE CELESTE rispetto
all’ECLITTICA. L’asse polare è inclinato di 23°27’
rispetto all’Eclittica, quindi anche l’EC ha la stessa
inclinazione. Ne segue che EC ed Eclittica si
intersecano in due punti ben precisi, detti PUNTO
GAMMA e Punto Omega, che corrispondono ai punti
in cui il Sole «passa» apparentemente all’equatore
celeste (giorni di equinozio), posti a sei mesi di
distanza l’uno dall’altro.
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 1
24
3K. LE COORDINATE EQUATORIALI - 4
Quindi:
L’EQUATORE CELESTE è il punto di riferimento per
le distanze «verticali».
Il PUNTO GAMMA è il punto di riferimento per le
distanze «orizzontali» e corrisponde al meridiano
celeste che passa per PNC, PSC e Punto Gamma
(o punto di Ariete).
Si tratta di punti uguali per tutta la Terra, quindi
rappresentano l’origine di un sistema di coordinate
uguali per tutti i terrestri!
P.S.: Ogni 50 anni vengono ricalcolati per la
Precessione degli Equinozi.
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 1
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3L. LE COORDINATE EQUATORIALI - 5
Il sistema di coordinate equatoriali è dato da:
DECLINAZIONE: distanza angolare di un punto
rispetto all’Equatore Celeste. Si misura in gradi
da 0 a 90 sia verso Nord sia verso Sud. Va da 0
a +90° per l’emisfero nord, da 0 a -90° per
l’emisfero sud. I punti a 90° corrispondono ai Poli
Celesti.
ASCENSIONE RETTA: distanza angolare di un
punto rispetto al Punto Gamma. Si misura in Ore,
Minuti e Secondi a partire dal Punto Gamma e
crescendo verso est. Fondamentale per il tempo!
Ogni 15° si ha un’ora, quindi 360° impiegano 24
ore a passare. Il Punto Gamma infatti passa in
meridiano ogni 24 ore… quasi precise!
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 1
26
3M. I GRADI «A OCCHIO»
A spanne, possiamo misurare i gradi nel cielo tramite la nostra mano:
Oppure facendoci aiutare dalla Luna:
0,5°
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 1
27
3. MISURA DELLE DISTANZE
•
Trattare con i numeri troppo grandi: notazione esponenziale
Distanze nel Sistema Solare
•
•
Distanze delle stelle fisse
•
Distanze extra-galattiche
•
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 1
Calcolo delle distanze
28
1A. I NUMERI «ASTRONOMICI»
LA NOTAZIONE ESPONENZIALE
Dal momento che la luce viaggia a 299.791 chilometri al secondo, e che impiega circa 4,28 anni a
raggiungere la stella Proxima Centauri del sistema di Alfa Centauri, si deduce che la stella dista da
noi 39.924.170.880.000 chilometri, cioè:
trentanovemilanovecentoventiquattromiliardicentosettantamilioniottocentoottantamila chilometri
Chi se lo ricorda? Si può stemperare un po’, utilizzando la NOTAZIONE ESPONENZIALE che in
genere si usa per valori come massa e densità di un corpo celeste. Si prende la parte più
significativa di un numero e si moltiplica per 10 elevato al numero di zeri da aggiungere alla prima
parte del numero stesso.
200 chilometri = 2x10 2 - Proxima Centauri = 40x1012
E’ sicuramente un modo molto più compatto, ma è utile per i confronti?
Il Sole si trova a 150x106 chilometri. Riusciamo a capire istintivamente la distanza relativa tra il Sole
e Proxima Centauri? Forse no… Serve qualcosa di più intuitivo e sicuramente rapportato alle
«dimensioni» da stimare.
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 1
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2A. DISTANZE NEL SISTEMA SOLARE – 1
LA DISTANZE MINORI
Per la distanza della Luna dal nostro pianeta non c’è bisogno di
ricorrere a chissà quale notazione, visto che si tratta in media di
370.000 chilometri, qualcosa di semplice da ricordare e che, oltretutto,
possiamo capire molto bene visto che si tratta di una cifra grande, si,
ma anche alla nostra portata!
LE DISTANZE MAGGIORI
Il Sole si trova più o meno a 149.600.000 (150x106) di chilometri da
noi, mentre Marte si trova in media a circa 75.000.000 (750x106) di
chilometri da noi. Saturno si trova a 1.150.000.000 (1,1x109)
chilometri di distanza da noi. La cosa si sta complicando!
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 1
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2B. DISTANZE NEL SISTEMA SOLARE – 2
UNITA’ ASTRONOMICA
Si prende come base la distanza media tra Terra e Sole, di circa 149.600.000 chilometri e si
pone come unità di misura, battezzata Unità Astronomica (UA). Quindi, la Terra dista dal Sole 1
U.A. Marte si trova a 1,6 UA dal Sole, mentre Saturno si trova quasi a 10 UA dal Sole. Ora tutti i
valori sono molto più confrontabili: Saturno è 10 volte più distante della Terra rispetto al Sole!
L’Unità Astronomica si usa per distanze comprese nel Sistema Solare, ma anche per le
distanze tra le compagne di sistemi stellari binari o multipli.
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 1
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3A. DISTANZE OLTRE IL SISTEMA SOLARE
ANNO DI LUCE
Volendo esprimere la distanza di Proxima Centauri in UA siamo ancora in difficoltà: si tratta di
266.161,1392 UA di distanza. Occorre un altro sistema, anche perché ci sono stelle molto più
distanti. Per non parlare delle galassie!
Abbiamo visto che il Sole si trova a 1 UA, cioè 149.600.000 chilometri, che la luce percorre in 8
minuti e 19 secondi. Quindi 1 UA equivale a otto minuti circa di viaggio della luce.
La distanza di Proxima Centauri si può indicare allora in 4,28 anni di viaggio della luce.
Si può definire allora una nuova unità di misura: l’ANNO DI LUCE, più noto come ANNO LUCE.
L'anno di luce (al) è la distanza percorsa dalla luce nel vuoto in un anno ed è pari a
9.460.704.000.000 chilometri, percorsi alla velocità di 299.791 km/s.
Possiamo permetterci di dire che le Pleiadi si trovano a 385 anni luce di distanza, e che M31 si
trova a 2,5 milioni di anni luce. Continuiamo a capire i rapporti tra queste distanze!
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 1
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4A. DISTANZE EXTRAGALATTICHE
PARSEC
Anche se l’anno luce è utilizzato anche per i luoghi più lontani dell’universo, fino al Big Bang a
13,7 miliardi di anni luce, spesso per distanze molto grandi si ricorre al PARSEC.
Parsec vuol dire «parallasse per secondo» ed è la distanza alla quale una stella avrebbe una
parallasse di un secondo d'arco, calcolata con la base dell’orbita terrestre.
Il concetto di PARALLASSE indica il movimento nel cielo che un corpo celeste assume in
conseguenza del moto di rivoluzione terrestre, quindi vale per oggetti molto lontani ma sempre
entro una distanza tale da consentire un piccolo spostamento nel cielo in seguito al moto
terrestre. Dal Parsec si passa ai KiloParsec, ai MegaParsec.
Un Parsec corrisponde a 206.265 UA, ovvero a 3,086x1013 chilometri oppure ancora a
3,262 anni luce. Il Sole, posto a 1 UA, ha una parallasse di 206.265 secondi.
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 1
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5A. IL CALCOLO DELLE DISTANZE
A ciascuna scala di distanza corrisponde una tecnica di calcolo delle distanze, partendo dai
corpi più vicini per arrivare a quelli più lontani.
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 1
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5A. RADAR-RANGING NEL SISTEMA SOLARE
Le attuali tecnologie consentono di inviare un raggio radio verso un corpo celeste del sistema solare e
di ottenerne l’eco. In base al tempo di andata e ritorno è possibile stimare con precisione sempre
maggiore la distanza del corpo celeste stesso.
1946: prima eco dalla Luna; 1961 prima eco da Venere per stimare anche la distanza del Sole tramite
triangolazione.
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 1
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5B. LA PARALLASSE PER LE STELLE VICINE – 1
PARALLASSE
Cosa è la parallasse? E’ lo spostamento apparente di una stella in seguito al moto di rivoluzione terrestre.
E’ un effetto che cogliamo ogni giorno, magari osservando un oggetto su uno sfondo lontano, prima con un occhio
e poi con un altro. La distanza tra i nostri occhi determina una diversa posizione dell’oggetto rispetto allo sfondo.
La distanza tra due punti dell’orbita produce lo stesso effetto sulle stelle lontane.
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 1
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5C. LA PARALLASSE PER LE STELLE VICINE – 2
Il Parsec è pari al reciproco della Parallasse, quindi la distanza in Parsec è data da:
d=1/p
Proxima Centauri ha parallasse 0,765’’ quindi la distanza in Parsec è 1,307 che equivale,
essendo un Parsec pari a 3,26 anni luce, a 4,24 anni luce.
Sirio ha parallasse di 0,379’’, quindi 2,64 Parsec e quindi 8,6 anni luce.
Il metodo fornisce un errore del 3% per stelle entro i 10 anni luce, del 10% entro 30 anni luce e
del 30% entro i 100 anni luce.
Nel 1838 si è avuta la prima stima tramite parallasse per la stella 61 Cygni ad opera di Bessel.
Venne misurata una parallasse di 0,316’’ corrispondenti a 10,3 anni luce, contro gli accertati
9,6.
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 1
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5D. MAIN SEQUENCE FITTING
Il metodo dell’aggiustamento della sequenza principale si basa sull’analisi della luminosità delle
stelle facenti parte di un ammasso aperto.
Si prende a campione un ammasso stellare del quale è nota la distanza, e se ne verifica la
luminosità delle stelle che lo compongono.
Se in un altro ammasso sono presenti stelle dello stesso tipo, e quindi presumibilmente della
stessa luminosità intrinseca, si può ottenere una stima della distanza del secondo ammasso
confrontando la maggiore o minore brillantezza delle componenti rispetto alle stelle la cui
distanza è nota, un po’ come per i metodi delle candele standard.
Se due stelle brillano allo stesso modo dal punto di vista assoluto, se ai nostri occhi una appare
più brillante è perché è più vicina!
d = 10 (m-M+5)/5
dove m è la magnitudine apparente e M è quella assoluta.
Un ammasso che viene usato come campione è quello delle Pleiadi.
CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE - SERATA 1
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5E. CEFEIDI E CANDELE STANDARD
Simile al metodo del Main Sequence Fitting, ma gli oggetti utilizzati sono decisamente più
brillanti e consentono di raggiungere e quindi di stimare distanze molto maggiori.
Il metodo delle Cefeidi ottiene la distanza di una stella di tipo Cefeide oppure di una galassia
nella quale sono presenti Cefeidi sulla base della magnitudine apparente delle cefeidi stesse.
Nota la variabilità e quindi la magnitudine assoluta delle stelle, è facile risalire alla distanza
sulla base della magnitudine apparente.
d = 10 (m-M+5)/5
Ancora simile è il metodo che si basa sulle supernovae di tipo Ia.
Maggiore è la luminosità delle stelle e maggiore è la possibilità di andare lontano con la
distanza.
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5F. METODO DI TULLY-FISHER
Metodo proposto da Brent Tully e Richard Fisher negli anni Settanta, valido per le galassie a
spirale.
La luminosità intrinseca delle galassie a spirale è proporzionale alla quarta potenza della
velocità della loro rotazione, quindi esiste una correlazione tra la velocità della rotazione della
galassia e la sua luminosità.
Se si conosce la velocità di rotazione di una galassia, quindi, si conosce la sua luminosità
assoluta e si può risalire alla distanza osservando la sua luminosità apparente, come per le
candele standard.
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5G. TEORIA DI HUBBLE
Con la scoperta dell’universo in espansione, Edwin Hubble si accorse che più le galassie sono
distanti e più si allontanano velocemente.
Il metodo di Hubble quindi riesce a stabilire la distanza degli oggetti più distanti dell’universo
visibile a partire dalla velocità con la quale si allontanano da noi.
v=H0d
con v = velocità di allontanamento, H = costante di Hubble e d = distanza.
Se una galassia ha una velocità di allontanamento di 3000 km/s, data la costante di
Hubble a 74 km/s, si ottiene una distanza pari a :
d = 3000 / 74 = 40,54 MPc 132 milioni di anni luce
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PROSSIMA SERATA 10 FEBBRAIO 2012
Il movimento dei corpi sulla sfera celeste
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