Progetto Cielo!

Progetto Cielo! Modulo 7. 1

La costruzione della Scala delle Distanze

Progetto Cielo!


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


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.


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.


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 !


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.



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.



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).



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


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.



La Grande Nube di Magellano, visibile solo dall’emisfero sud, è la galassia più vicina alla nostra.



La Piccola Nube di Magellano visibile solo dall’emisfero sud, è la seconda galassia più vicina alla nostra.


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


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.

Le galassie a Spirale


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.


NGC 1365

NGC1365 è una galassia a spirale barrata, appartenente all’ammasso di galassie della Fornace


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


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.


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.


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.


La SN1999em

Come molte supernovae, anche la SN1999em, esplosa in NGC1637, è diventata luminosa come il nucleo della galassia che la ospitava.


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.


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


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.


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.


Ora ne sappiamo di piu’ !!!!!

Progetto Cielo!

Documents

Transcript of Progetto Cielo!