La scala delle distanze astronomiche

G. CutispotoINAF - Osservatorio Astrofisico di Catania - gcutispoto@oact.inaf.it

XVI Scuola Estiva di Astronomia

Stilo (RC) - 27 Luglio 2011

Le dimensioni dell’Universo

Conoscere la distanza dei corpi celesti èun’informazione fondamentale, senza di essa lanostra conoscenza dell’Universo risulterebbeestremamente incompleta

La storia della misura delle distanze è anche lastoria dell’Astronomia; i primi risultati si devonoagli astronomi dell’epoca ellenistica, ma distanza edimensioni degli oggetti celesti sono state spessosottovalutate

E’ possibile che i veri confinidell’Universo (se esistono) siano benoltre i nostri attuali limiti diosservazione e di immaginazione…

Eratostene di Cirene (276-194 A.C.), direttoredella biblioteca di Alessandria, misurò ledimensioni della Terra nel 240 A.C ottenendoR = 6.317 km

Un valore incredibilmente vicino a quellomisurato in tempi moderni: R = 6.378 km

Ipotizzò, quasi 1800 anni prima di Copernico, cheè la Terra a muoversi intorno al Sole e che lestelle sono oggetti posti a distanza enorme

Aristarco di Samo (310-230 A.C) calcolò, con“semplici” considerazioni geometriche, che ladistanza Terra – Luna è pari a 30 volte ildiametro della Terra e che il diametro della Lunaè un quarto del diametro terrestre

Nel 1838 F.W. Bessel (1784-1846)misurò per la prima volta ladistanza di una stella

Nel 1924 E. P. Hubble (1889-1953)cominciò a misurare le distanzedegli oggetti più lontani (galassie) ele dimensioni dell’Universo

Nel 1673 G.D. Cassini (1625-1712) misurò con

buona precisione la distanza Terra - Sole

Dopo ognuna di queste misure l’Universo risultò molto più grande di quanto ipotizzato in precedenza !!!

Aristarco e la distanza Terra-LunaEclissi di Luna: la Luna è grande circa la metà delle dimensionidell’ombra della Terra alla distanza della Luna

TerraLuna

Eclissi di Sole: La Luna e il Sole hanno dimensioni apparenti simili (a)

Soleab

b

Se RSole » RLuna

DSole-Terra » DTerra-Luna a b

Aristarco suppone, correttamente, che il Sole è molto più grandedella Luna e quindi molto più lontano (DSole-Terra » DTerra-Luna)

Di conseguenza l’angolo al vertice dell’ombra della Terra (b) èapprossimabile alle dimensioni angolari del Sole e della Luna (a)

Terra Luna a ba

Noto l’angolo a c’è una sola distanza alla quale la Luna copre metàdell’ombra della Terra

Da queste considerazioni Aristarco ricava distanza e dimensioni dellaLuna rispetto alle dimensioni della Terra:

Distanza Terra – Luna = 30·DTerra RTerra = 4 ·RLuna

La Terra e la Luna

Distanza media Terra-Luna = 384.000 km = 30,1 volte il diametro della Terra

Il diametro dellaTerra è 3.67 volte ildiametro della Luna

Diametro della Terra = 12.756 km

Diametro della Luna = 3476 km

Terra Luna

Aristarco e la distanza Terra-Sole

b

Aristarco stimò: b = 87°

da cui si ricava: Distanza Terra-Sole = 19·Distanza Terra-Luna

Quando la Luna si trova al primo quarto Sole, Terra e Lunaoccupano i vertici di un triangolo rettangolo e quindi:cos b = TL / TS = Distanza Terra-Luna / Distanza Terra-Sole

Con i mezzi a disposizione di Aristarco era difficilissimo valutare conesattezza 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

TL

TS

Aristarco stimò che il raggiodel Sole doveva essere circa7 volte maggiore di quellodella Terra

Il rapporto vero tra ledimensioni del Sole e dellaTerra è di 109, ma è statomisurato quasi 2000 annidopo Aristarco

Dimensione della Terra

secondo Aristarco

Sole

Dimensione reale della

Terra

Quindi la stima di Aristarco della distanza Terra – Sole fu moltomeno accurata della sua stima della distanza Terra – Luna

Il suo approccio ingegnoso e corretto richiedeva la misura di angolicon una precisione impossibile al suo tempo

Eratostene e le dimensioni della Terra

Equatore

Tropico del Cancro • Raggi solari

Siene

Alessandria

Il 21 Giugno il Sole passa allo Zenith a Siene ma non ad Alessandria

Si ha quindi:

a : 360° = d : C

Poiché la distanza Siene –Alessandria (d) era nota,bastava misurare l’angolo a

(= 7° 12’) per ricavare lacirconferenza (C) dellaTerra

C = 39.670 km

R = 6.317 km

a

a

d•

Eratostene dedusse che ciòera dovuto alla sfericitàdella Terra

Nel 100 A.C. Posidonio (135–50 A.C.) stimò RTerra = 4.460 km, e quindi unacirconferenza di circa 28.000 km, un valore troppo piccolo (il valore veroè poco più di 40.000 km) ma accettato fino al Medioevo

Basandosi sulle stime di Posidonio, Colombo pensava che un viaggio di soli5.000 km lo avrebbe portato dall’Europa all’Asia

Sarebbe partito se avesse conosciuto la vera distanza ?

La Terra secondo Eratostene La Terra secondo Posidonio

Solo nel 1523, al ritorno della spedizione di Magellano (1480-1521), siebbe la conferma che il valore esatto del raggio terrestre era quellocalcolato da Eratostene

La ParallasseLa posizione apparente di un oggetto vicino rispetto a uno sfondo moltopiù lontano cambia se cambia il punto di osservazione

La misura della distanza con ilmetodo della parallasse richiedela conoscenza della “base” (AB)e la misura dell’angolo b

La metà dell’angolo b è detta“angolo di parallasse” o piùsemplicemente “parallasse”

Per un dato valore di AB l’angolo b diminuisce all’aumentare delladistanza dell’oggetto, di fatto nelle misure astronomiche b risultasempre estremamente piccolo

Il fatto che le stelle nonmostrassero alcuna parallasseera considerata, fino ai tempi diGalileo, la prova più forte controi sistemi eliocentrici

b

A B

S

La terza legge di Keplero

Sole

Mercurio

Venere

Terra

MarteGiove

Nettuno

Saturno

Urano

T12 : T2

2 = a13 : a2

3

fornisce un modello in scaladel Sistema Solare: nota unaqualsiasi distanza si possonoricavare tutte le altre

UA

Parallasse DiurnaLe osservazioni possono essereeffettuate da un singolo osservatorein istanti diversi (è il moto dirotazione della Terra che genera ilfenomeno della parallasse) o nellostesso istante da osservatori posti inluoghi diversi

Base massima:

diametro della Terra

Con questo metodo si possono stimare distanze solo all’interno delSistema Solare, per oggetti più lontani il diametro della Terra è unabase troppo piccola per generare una parallasse misurabile

Nel 1673 G.D. Cassini (1625-1712) misurò con precisione ladistanza di Marte e quindi, dalla terza legge di Keplero,

ricavò la distanza Terra - Sole e di tutti gli altri pianeti

Dalla parallasse di Marte Cassini stimò la distanza Terra-Sole in138.000.000 km (solo il 7% in meno del valore accettato oggi: 149.597.870km = 1 UA) suscitando grande meraviglia, poiché il Sole ed il SistemaSolare risultavano notevolmente più grandi di quanto si pensasse

Cassini da Parigi ed il suo collaboratore Richterdalla Guyana Francese osservarono la posizionedi Marte all’opposizione

Terra

A

B

Venere

Sole

a

b

K

Z

Per due osservatori “A” e “B” le posizioni apparenti di Venere suldisco del Sole (K e Z) sono diverse

Grazie alla sua minore distanza dalla Terra rispetto a Marte, Veneremostra un angolo di parallasse maggiore e permette quindi una misuradell’UA molto più accurata

Transito di Venere

I pianeti interni (Mercurio eVenere) possono essere visti“transitare” sul disco solare

Periodicità dei transiti di Venere

Se l’orbita della Terra e quella di Venere giacessero sullo stessopiano 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”) iltransito di Venere è un fenomeno assai più raro, caratterizzato daun ciclo di 5 eventi in 243 anni

Dicembre 1631

Dicembre 1639

Giugno 1761

Giugno 1769

Dicembre 1874

Dicembre 1882

Giugno 2004

Giugno 2012

8 anni

8 anni

8 anni

8 anni

121,5 anni

105,5 anni

121,5 anni

243 anni

Queste “avventurose” spedizioni furono, nel loro insieme, ungrande successo e fornirono un’eccellente valore dell’UA, stimatanel 1890 in 149.668.465 km

Il valore attualmente accettato per l’UA è di 149.597.870 km

Il transito di Venere fu previsto da Keplero (6 Dicembre 1631), maavvenne quando in Europa il Sole era già tramontato; il primotransito ad essere osservato fu quello del Dicembre 1639

Compresa l’importanza del fenomeno vennero organizzateimponenti campagne internazionali per osservare i transiti diVenere del 1761 e 1769 ed del 1874 e 1882

Sole

Venere

Terra

a

VS

UA= sin a = sin 46 = 0.72

Venere in “quadratura”(le dimensioni dei corpi e le distanze non sono in scala)

VS

UA

b

b = 90°

A

B

Z

K

ZKAB

Terra Venere Sole

P

P’

PP’0.72 UA

Il transito di Venere visto da un osservatore posto sul pianodell’orbita della Terra (dimensioni dei corpi e distanze non in scala)

0.28 UA

AB / 0.28 = ZK / 0.72 ZK (km)

PP’ (km) = PP’ (°) ZK (km) / ZK (°) PP’ = 1.392.000 km

Note le dimensioni del Sole in km se ne può ricavare la distanza

Il metodo di HalleySe AB = 3000 km ZK° = 0°.00296 = 10.67 arcsec !!!

Per osservatori diversi itempi dei “contatti” sonodiversi

Il metodo di Halleypermette di ricavare ilvalore di ZK° a partiredalla differenza di duratadel transito per dueosservatori

La misura dei tempi dei contattiè molto più precisa della misuradiretta di angoli sul disco solare

ZK°

Terra

Sole

Raggio del Sole = 696.000 km

Il Sole e la Terra

Distanza media Sole –Terra = 149.597.870 km = 1 UA

Il raggio del Sole è 109 volte il raggio della Terra

La Parallasse Annua

Il metodo della Parallasse Annua usa come base il semiasse dell’orbitaterrestre (1 UA); si definisce parallasse annua (p) la metà dellospostamento apparente di una stella causato dal moto della Terraintorno al Sole; p è sempre minore di 1” (1” = 1°/3600)

Il metodo della parallasse diurna permette di misurare distanze soloall’interno del Sistema Solare

p

La parallasse di 61 Cygni è di 0.293”, ovvero le dimensionidi una moneta da 1 € vista da una distanza di 16 km

Terra

Sole

Terra

Solo nel 1838 F.W.Bessel (1784-1846)fu in grado dimisurare la primaparallasse stellare(61 Cygni)

Anno Luce e ParsecEsprimere le distanze astronomiche in termini di km comporterebbel’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 dallaquale 1 UA sottende un angolo di 1”.1 pc = 30851 109 km

= 3.26 anni luce = 206.265 UA

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) èsemplicemente d = 1/p

La parallasse di Proxima Centauri è 0.762”, quindi d = 1/0.762” = 1.31 pc

p = 1”

1 pc

Distanze con il metodo trigonometricoLe misure di parallasse annua sconvolsero la concezione dell’Universo,che risultò molto più esteso di quanto fino ad allora immaginato

Con questo metodo si possono misurare da Terra distanze fino acirca 100 pc ( 330 anni luce), ovvero per poche migliaia di stelle

Il satellite Hipparcos ha eseguito, tra il 1989 eil 1994, misure di parallasse dallo spazio

Hipparcos ha misurato la parallasse di 118.218stelle con una precisione (non raggiungibile daTerra) di 1/1000” e la parallasse di 1.038.332stelle con una precisione fino a 1/20”

Stella 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

Il satellite “Gaia” Global Astrometric Interferometer for Astrophysics

Missione dell’ESA che fornirà la più precisa e completa mappatridimensionale 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)

Lancio: 2013 Posizione: L2 Durata della missione: 5 anni

Effettuerà inoltre misure divelocità radiale e fotometriche

Misure con un errore minore del 20%fino alla distanza del centro galattico( 9 • 103 pc 30.000 anni luce)

Indicatori di distanza

Per distanze superiori al limite di precisione delle misuretrigonometriche nessuna misura “diretta” è possibile; ci si avvaleallora degli “indicatori di distanza”, ovvero di metodi indiretti chesfruttano proprietà peculiari di alcuni oggetti astronomici

Ogni nuovo indicatore che estende la scala delle distanze deveessere 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 velocitàradiale

Misure di Luminosità: prime applicazioni

Sole

Si deve a W. Herschel (1738–1822) il primotentativo di determinare la forma e le dimensionidella Via Lattea

Ipotesi: tutte le stelle hanno all’incirca la stessaluminosità

Risultato: la Via Lattea ha forma appiattita (9000 x 900 a.l.) e il Soleoccupa una posizione prossima al centro

Errori: le stelle possono avere luminosità molto diverse, lo spazio tra lestelle non è vuoto (assorbimento interstellare)

Magnitudine Apparente e Assoluta

La Magnitudine Apparente di una stella (m) è un indice dellaquantità di luce della stella che arriva sulla Terra; è’ facilmentemisurabile ma non fornisce informazioni dirette sulla distanza

M = m + 5 + 5 log p

La Magnitudine Assoluta di una stella (M) è un indice della quantitàdi luce emessa dalla stella e si può ricavare dalla magnitudineapparente se è nota la distanza:

Se riusciamo a valutare indipendentemente il valore dellamagnitudine assoluta (M) poichè il valore della magnitudineapparente (m) è misurabile otteniamo il valore della distanza:questo metodo è detto delle parallassi spettroscopiche e/ofotometriche

Il diagramma H-R

Si ottiene studiando le stelle di cui è disponibile la parallassetrigonometrica e la temperatura

-10

-5

0

5

10

15

MM = m + 5 + 5 log p

Si misurano:

la parallasse (p)

la magnitudine apparente (m)

la temperatura (T)

M

Le stelle più brillanti sono fino a10 miliardi di volte più luminosedelle stelle meno brillanti

Parallassi Spettroscopiche / Fotometriche

La posizione di una stella suldiagramma H-R (e quindi M)si può ottenere dall’analisidel suo “spettro”

Misurata la magnitudineapparente (m), si ricava ladistanza (metodo delleparallassi spettroscopiche):

p = 10[(M-m-5)/5]

La posizione sul diagramma H-R può essere determinata anchemediante osservazioni fotometriche (parallasse fotometrica)

Questi metodi, calibrati grazie alle parallassi trigonometriche, sonolimitati dall’assorbimento interstellare e dalla difficoltà di ottenerespettri (o misure fotometriche accurate) per stelle lontane; risultanoapplicabili fino a circa 30.000 pc (ovvero all’interno della Via Lattea)

Le Cefeidi

Sono stelle variabili periodiche “pulsanti” (1g < P < 150g)

Le variazioni di luminosità sono dovute a variazioni dellatemperatura della fotosfera e del raggio della stella

Sono stelle molto brillanti (giganti o supergiganti fino a oltre100.000 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)

Cefeo

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-Loccorreva misurare la distanza dialmeno una Cefeide con il metodotrigonometrico

P

L M

Ma le Cefeidi si trovano tutte agrande distanza dal Sole, gli errorinella calibrazione sono stati altifino a tempi recenti

Posizione del Sole nella Via LatteaNel 1918 H. Shapley (1885-1972) dimostrò,misurando la distanza degli Ammassi Globularicon il metodo delle cefeidi, che il Sole non è alcentro della Via Lattea (Galassia)

La distribuzione degli Ammassi Globulari hasimmetria sferica rispetto al centro dellaGalassia, che risulta in direzione dellacostellazione del Sagittario

100.000 anni luce

Sappiamo oggi che Galassia ha undiametro di circa 30700 pc(~100.000 anni luce) e che il suospessore al centro è di 6100 pc(~20.000 anni luce)

Il Sole dista circa 9.000 pc (quasi 30.000 anni luce) dal centro

Sole

Shapley non considerava l’assorbimento interstellare ed ottenne valoritroppo grandi per le dimensioni della Galassia (~300.000 anni luce)

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 unastruttura (Galassia) che contienealmeno 200 miliardi di stelle

La Galassia ha un diametrodi ~100.000 anni luce e unospessore di ~20.000 anniluce nel nucleo e di ~1200anni luce nei bracci

Sole Nucleo

100.000 anni luce

Il Sole si trova in posizione periferica; dista 30.000 anni lucedal Nucleo e orbita intorno ad esso in circa 250 milioni di anni

Il Sole nella Galassia

Le “Nubi di Magellano”Sono due piccole galassie irregolari satelliti della Via Lattea

Fino al 1920 le Nubi di Magellano erano tra gli oggetti più lontani di cuiera stata misurata la distanza

Si dibatteva su quali fossero i limiti dell’Universo

Grande Nubed ~ 48.000 pc ~ 157.000 anni luce

Piccola Nubed ~ 60.000 pc ~ 200.000 anni luce

Oltre gli ammassi globulari siosservavano altre struttureclassificate come “Nebulose”

Erano corpi interni o esternialla Via Lattea ?

Le Nebulose

M 101 (oggi e ieri)

2000

1950

1851

Fino all’inizio del XX° secolo lavera natura delle galassie eratema di controversie: facevanoo no parte della Via Lattea ?

La galassia di Andromeda

Nel 1924 E.P. Hubble (1889-1953)osservò la “Nebulosa” di Andromedacon il nuovo telescopio da 2.5m diMonte Wilson

Hubble vide che era composta di stelle, fu in grado di identificare delleCefeidi e, grazie alla relazione P-L, calcolò una distanza di circa285.000 pc (~ 930.000 anni luce)

Con lo stesso metodo furono ben presto calcolate le distanze di altregalassie e si vide che la Via Lattea è solo una delle innumerevoli galassieche popolano l’Universo

Ancora una volta le dimensioni del cosmo

aumentavano enormemente !!!

Tra il 1940 e il 1952 ci si reseconto che esistono diversi tipi diCefeidi

Le “Cefeidi Classiche” visibili nellagalassia di Andromeda sono, aparità di periodo, circa 4 volte piùluminose delle “W Virginis”,utilizzate per calibrare la relazioneP-L nella nostra Galassia

Con questa scoperta si capì che le distanze extragalattiche, basatesulla relazione P-L delle Cefeidi, dovevano essere più che raddoppiate

I dati del satellite Hipparcos, che per primo ha ottenuto misuretrigonometriche di 273 Cefeidi, hanno portato, nel 1994, a un aumentodelle distanze extragalattiche di un ulteriore 10%; sappiamo oggi che lagalassia di Andromeda dista 2.300.000 anni luce

Grazie alle Cefeidi sono state recentemente misurate distanze fino a30•106 pc ( 100 • 106 anni luce)

Le SupernovaeSono 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 unanana bianca che supera il limite diChandrasekhar (1.44 MSole)

Hanno una luminosità massima quasicostante: L 60 • 106 Lsole

Risultano visibili a grandissime distanze

Con le Supernovae di tipo “Ia” sipossono stimare distanze oltre 30volte maggiori che con le cefeidi:1000 • 106 pc (~ 3.3•109 anni luce)

Oltre queste distanze le Supernovae non sono osservabili, si devericorrere ad altri indicatori…. inoltre……..

MB = - 19.3

Supernova

Distance Methods Applied to the Virgo Cluster

MethodUncertainty

(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

Restano aperte controversie sull’affidabilità, correttaidentificazione e “universalità” delle “candele standard”

Legge di Hubble

Nel 1929 Hubble scoprì che lavelocità con cui le galassie siallontanano è proporzionale alla lorodistanza

v = H0 d

Tutte le galassie, a parte quelle del “Gruppo Locale”, mostrano unmoto di allontanamento dalla Via Lattea (redshift)

L’Universo si sta espandendo

Questa relazione ci permette di misurare distanze fino ai limitidell’Universo attualmente osservabile ( 13•109 anni luce), anche sepermane qualche incertezza sul valore di H0 (la cosiddetta“Costante di Hubble”)

H0 va determinato misurando la velocità di recessione di galassieesterne al “Gruppo Locale” di cui è nota la distanza

E’ una misura estremamente difficile e controversa

Il primo valore di H0 determinato daHubble era di 559 km s-1 Mpc-1

Successive stime hanno portato ad unadiminuzione di Ho ed attualmente si valutache 80 < H0 < 50 km s-1 Mpc-1

Il valore di H0 ha profonde implicazioni non solo sulla correttamisura delle distanze ai limiti dell’Universo conosciuto, ma anchesulle 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 • 109 anni

Se H0 = 73 km s-1 Mpc-1 Età dell’Universo 13.7 • 109 anni

Il “Gruppo Locale”

La Via Lattea fa parte del “Gruppo Locale”, un ammasso formato da30 galassie le cui dimensioni sono di 5 milioni di anni luce (~1.5 Mpc)

Le galassie tendono a raggrupparsi in:

“Ammassi” “Superammassi”

Via Lattea Andromeda

Il rapporto Distanza/Dimensioni tra la Via Lattea e la galassia diAndromeda è di circa 23; in proporzione sono più vicine del sistemaTerra – Luna

Scontri fra galassie

A causa dei moti nel “Gruppo Locale”, la Via Lattea e la galassia diAndromeda entreranno in collisione tra circa 5 miliardi di anni performare 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 Vergineche contiene almeno 25.000 galassie e si estende per circa200 milioni di anni luce

Superammassi vicini

Non sembrano esisterestrutture di gerarchiasuperiore ai superammassi

La materia nell’Universo sidistribuisce invece lungo“filamenti” che risultanointervallati da “vuoti”

E’ la cosidetta “Strutturaa Grande Scala”

I “vuoti“ sono le regioni tra i filamenti e hanno diametri compresi tra35 e 500 milioni 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

I più grandi filamenti finoad oggi osservati sono:

La “Grande Muraglia”, chedista circa 200 milioni dianni luce e ha unalunghezza di 500 milionidi anni luce

La “Grande Muraglia diSloan” che dista circa unmiliardo di anni luce e hauna lunghezza di circa 1,4miliardi di anni luce

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