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COME SI CALCOLA LA DISTANZA DELLE STELLE

astronomia


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COME SI CALCOLA LA DISTANZA DELLE STELLE

   Quali sono le dimensioni, le distanze, la natura dei corpi celesti? Queste domande che spesso derivano da una semplice curiosità, rivelano un interesse innato negli uomini di ogni tempo e cultura.

   Il metodo più semplice che gli astronomi usavano nel misurare la distanza tra la Terra e gli altri corpi celesti era quello della triangolazione, che sfruttava i criteri di similitudine, ma il metodo geometrico più usato, per determinare la distanza delle stelle e applicabile a quelle più vicine, è i 939e41j l metodo delle parallassi trigonometriche.

   Per capire il principio sul quale si basano queste misure teniamo presente il seguente disegno

   Indicando con S la posizione del Sole, la Terra gli ruota intorno lungo un'orbita ellittica. Consideriamo un'ipotetica stella che si trova in U. Quando la Terra si trova in A, noi vediamo la stella proiettarsi sullo sfondo in A'. Passati sei mesi, quando cioè la Terra ha percorso mezza circonferenza intorno al Sole e si trova in B, noi vediamo la stella proiettarsi in B'.          



  Dunque in sei mesi la stella ha subito uno spostamento apparente misurabile per mezzo dell'angolo AUB. Se ripetiamo il procedimento per una stella più lontana, cioè se spostiamo verso l'alto l'ipotetica stella che si trova in U, noteremo che il nuovo angolo AUB è minore del precedente, perché, sempre in sei mesi minore è lo spostamento apparente della stella rispetto allo sfondo.

   E' facile comprendere che esiste un legame geometrico tra l'angolo sotto il quale dalla stella è visto il diametro AB e la distanza della stella dal Sole e quindi dalla Terra. Con semplici procedimenti di trigonometria è possibile risalire dalla misura dell'angolo al valore della distanza. L'angolo SUB è detto parallasse della stella. Se dunque si conosce la parallasse di una stella, con l'aiuto della trigonometria si può determinare la distanza. L'angolo di parallasse risulta però piccolissimo anche per le stelle più vicine alla Terra, addirittura inferiore al secondo d'arco.

   Il concetto di parallasse è alla base di un'altra unità di misura delle distanze astronomiche, il parsec, che è la distanza pari a quella di una stella che abbia una parallasse di un secondo.  

  Un parsec equivale a 3,26 anni luce. La prima stella di cui è stata misurata la parallasse è la stella 61 della costellazione del Cigno (61 Cygni). La formula che ci permette il calcolo delle distanze in parsec è: d=1/ (angolo di parallasse). 

   Per gli astri più lontani questo metodo non è più applicabile perché l'angolo di parallasse risulta troppo piccolo, perciò è stato usato un altro angolo di parallasse detto secolare, che prendo come riferimento il moto peculiare del Sole, che è di 610 milioni di Km annui e che corrisponde a 4,09 unità astronomiche. Anche l'uso di questo metodo aveva dei limiti, perché le distanze misurabili erano dell'ordine di migliaia di anni luce. L'astronoma Levit scoprì che c'erano alcune stelle che variavano l'intensità della luce col tempo, queste furono chiamate cefeidi (nome che deriva dalla  stella Delta Cefali), la cui variabilità passa da un minimo di 4,5 ad un massimo di 3,3 magnitudine. Il periodo di variabilità è proporzionale all'intensità luminosa della stella: quanto più lungo è il periodo tanto più forte è la luminosità. Tuttavia ciò non era ancora sufficiente per la determinazione delle distanze, perché è indispensabile determinare la magnitudine assoluta di una stella per valutarne la distanza.




  L'astronomo Shapley nel 1917 riuscì con la parallasse secolare a misurare le distanze di 11 stelle cefeidi, determinandone la magnitudine assoluta e, a questo punto, si poté determinare per confronto la distanza di altre cefeidi.  

   Purtroppo anche il metodo delle stelle variabili ha un proprio limite. Infatti è possibile misurare la distanza di una galassia se è possibile osservarne le singole stelle e quindi le variabili cefeidi (siccome delle cefeidi sappiamo misurare la distanza, misuriamo anche la distanza delle galassie).

   Per la determinazione delle distanze di galassie non risolvibili in singole stelle, a causa della loro distanza, venne in aiuto la scoperta fatta negli anni venti dall'astronomo Hubble.     

   Egli osservò che lo spettro delle galassie, che si trovavano al di là del gruppo locale, era spostato verso il rosso e lo spostamento era tanto maggiore quanto più lontane erano le galassie.

   Questo fenomeno fu spiegato come conseguenza dell'effetto doppler, per cui  risultava che l' Universo  si stava espandendo e che le galassie si stavano allontanando le une dalle altre. 

   Alla fine di un lavoro molto complesso Hubble stabilì una relazione di proporzionalità diretta tra distanza e velocità di allontanamento e calcolò che la velocità aumentava di 75 Km/sec per ogni megaparsec: tale valore prese il nome di costante di Hubble.

   Attualmente però si ritiene che il suo valore sia più vicino a 100Km/sec per megaparsec. Da tutto ciò si evince che basta misurare lo spostamento verso il rosso dello spettro di una galassia per misurarne la distanza, applicando la costanza di Hubble (es. una galassia che si allontana alla velocità di 5.000 Km/sec si trova ad una distanza di 50 megaparsec).







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