La distanza delle stelle

Le stelle distano da noi da alcuni milioni di chilometri(150 milioni il sole) fino a svariatii migliaia di miliardi di chilometri. Per comprendere meglio facciamo qualche esempio.

La stella più vicina a noi è il Sole. La Terra vi gira attorno con un orbita ellittica per cui la sua distanza media risulta di circa 150 milioni di Km (circa 147 milioni di Km al punto più vicino detto perielio è circa 152 milioni di Km al punto più lontaoi detto afelio). La sua luce, che viaggia a circa 300.000 Km/s, per giungere fino a noi impiega 8 min e 19,8 sec.

La distanza media tra Sole e Terra viene presa come unità di misura astronomica (UA.) per cui abbiamo che 1 UA= 150.000.000 Km.

La stella più vicina alla Terra, dopo il Sole, è Proxima Centauri( parte del sistema di Alpha Centauri). La sua luce per giungere fino a noi impiega 4,22 anni luce che corrispondono a circa 9 461 miliardi di chilometri (circa 63241 volte la distanza fra la Terra e il Sole) e quindi 63241 UA.

Con il crescere delle distanze anche l'Unità Astonomica (UA.) risulta inadeguata ed allora, per rendere meglio l' idea, le distanze maggiori vengono espresse in anni luce, L'Anno Luce (al.) viene definito come la distanza percorsa dalla luce alla velocità di 299 792,458 chilometri al secondo , nel vuoto nell'intervallo di un anno. Abbiamo quindi :

1 al =299.792,458 km/sec. per 60 sec. per 60 min. per 24 ore per 365,25 giorni =9.461 miliardi di chilometri circa.

La misurazione delle distanze delle stelle risulta essere sempre molto complicata. Gli astronomi utilizzano diversi metodi, spesso in combinazione tra loro.

In realtà solo per le stelle più vicine al sistema solare (circa 100 al.) è possibile misurare la distanza con metodi geometrici, per tutte le altre stelle si devono usare metodi indiretti la cui precisione ed affidabilità è piuttosto incerta.
I metodi più conosciuti per la misura della distanza delle stelle sono:
  1. Metodo della parallasse: è un metodo trigonometrico che fornisce risultati abbastanza precisi fino a un centinaio di parsec dal sistema solare.
  2. Metodo delle cefeidi: le stelle variabili dette cefeidi presentano un periodo che è in stretta relazione con la loro luminosità assoluta; dal periodo osservato di una cefeide si ricava quindi la magnitudine assoluta e dal confronto con quella apparente la distanza.
  3. Metodi spettroscopici: l'analisi dello spettro di una stella fornisce tra le altre cose una buona stima della sua magnitudine assoluta; il confronto con la magnitudine apparente fornisce una stima della distanza.

Metodo di parallasse :

Questo metodo sfrutta il fatto che la Terra, girando intorno al Sole, nell'arco di 6 mesi, viene a trovarsi a una distanza di circa 300 milioni di km (2 Unità Astronomiche) dalla posizione di partenza. Questa distanza fornisce una base sufficiente per risolvere il triangolo rettangolo che ha per base la distanza Terra-Sole, per altezza la distanza dell' astro e per angolo (angoo di parallasse) l'angolo compreso tra l'astro, il sole ed uno dei due punti di misura sull' orbita terrestre (vedi figura 1).

ParallasseLa trigonometria ci insegna che "in un triangolo rettangolo, la misura di un cateto è uguale a quella dell’altro cateto per la tangente dell’angolo opposto o per la cotangente dell’angolo adiacente" Quindi indicando con SA la distanza Sole-Astro e con ST quella Sole-Terra e con π l' angolo di parallasse si ha:

SA = ST / tan(π) = ST * cot(π)

l problema di questo metodo è che gli angoli di parallasse delle stelle sono estremamente piccoli. La stella più vicina la Proxima Centauri ha un angolo di parallasse di 0.75", circa un quattromillesimo di un grado. Per avere valori attendibili occorrono misure minuziose eseguite con strumenti di massima precisione.

L' angolo di parallasse ci consente di introdurre un' altra unità di misura usata in astronomia per misurare la distanza delle stelle. Questa è il Persec. Il parsec (abbreviato in pc) significa "parallasse di un secondo d'arco" ed è definito come la distanza dalla Terra (o dal Sole) di una stella che ha una parallasse annua di 1 secondo d'arco (vedi figura 2).Il Persec

Un parsec corrisponde a:

360×60×60/2π UA ≈ 2.06264806247096×105 UA = 3.08567758130573×1016 m ≈ 30.8567758130573 Pm ≈ 3.261563777 anni luce

Per misurare di distante intergalattiche si usa il Kpc( 1000 pc) mentre il Mpc(Mega pc) viene ustato per distamze extragalattiche.

 

Metodo delle cefeidi :

Le cefeidi sono una importante classe di stelle variabili pulsanti che prendono il nome dal prototipo, la stella delta Cephei. Si suddividono in tre sottoclassi principali:
1) cefeidi classiche;
2) cefeidi tipo W Virginis;
3) variabili tipo RR Lyrae,
diverse fra loro per il periodo della variazione luminosa o per età. Le caratteristiche comuni alla classe sono:
a) variazioni luminose regolari con periodi compresi fra poche ore e un centinaio di giorni;
b) variazioni di temperatura e velocità radiale in fase con la variazione luminosa;
c) esistenza di una precisa relazione tra luminosità al massimo e periodo della variazione luminosa.
Particolarmente importante è quest’ultima proprietà che fa delle cefeidi ottimi indicatori di distanza: basta infatti rilevare il periodo per ricavare la luminosità assoluta; da qui si ottiene la distanza, dopo aver misurato la luminosità apparente.

Metodi spettroscopici :

Abbiamo già visto che la temperatura e la luminosità di una stella possono essere ricavate dall'analisi dello spettro. In particolare, dall'aspetto di alcune si possono determinare temperatura e gravità di una stella. La conoscenza di questi due parametri permette di localizzarle sul diagramma HR e quindi di ricavarne la magnitudine assoluta. Dalla differenza tra questa e la magnitudine apparente si ricava il valore della distanza. Questo metodo di determinazione delle distanze stellari trova larga applicazione ed é denominato parallasse spettroscopica per analogia con la parallasse trigonometrica.