Categoria: astronomia

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. Metodo spettroscopico: 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.
4. Metodo delle stelle gemelle: Consente di calcolare la distanza di una stella per confronto con un' altra che ha la stessa struttura fisico-chimica.

Metodo di parallasse

Per capire questo metodo basta mettere un dito a pochi centimetri dagli occhi e chiudere prima un occhio, osservare la posizione del dito rispetto allo sfondo e poi fare altrettanto chiudendo l'altro occhio. Il dito sembrerà essersi mosso in relazione allo sfondo e tanto più il dito sarà vicino agli occhi, tanto più ampio sembrerà lo spostamento.
Riportando l' esempio in campo astronomico, ad ogni occhio corrisponde la posizione della Terra in punti opposti nella sua orbita intorno al Sole, al dito invece corrisponde l’astro di cui si vuole misurare la distanza. Conoscendo il raggio dell'orbita terrestre (1 unità astronomica) e misurando l'angolo (detto di parallasse) corrispondente allo spostamento apparente dell’astro, con un semplice calcolo trigonometrico è possibile calcolare la distanza dalla Terra dell'astro stesso. Per parallasse si intende quindi lo spostamento apparente che subisce un astro sulla sfera celeste rispetto a una direzione di riferimento, per effetto della mutata posizione dell’osservatore.
La parallasse di un astro viene quindi misurata sfruttando 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 (angolo di parallasse) l'angolo compreso tra l'astro, il sole ed uno dei due punti di misura sull' orbita terrestre (vedi figura 1).
La 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 x 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 e comunque per stelle distanti più di 100 pc si preferiscono altri sistemi di misurazione.
L' angolo di parallasse ci consente di introdurre un' altra unità di misura usata in astronomia per misurare la distanza delle stelle : 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).


Considerando il cerchio con centro in "A" e raggio "d" vediamo che Parsec e parallasse sono legati dalla formula :

d = R / p

Essendo R= 1 UA si ha:

d= 1 / p

(dove "d" è la distanza espressa in parsec mentre "p" è l'angolo di parallasse.)

Misurando l' angolo in radianti vediamo che un parsec corrisponde a:

360°×60'×60'' / 2π ≈ 206.265 UA

Sapendo che 1 anno luce corrisponde a 63.240 UA (vedi sopra) si calcola che:

1 pc ≈ 206.265 UA / 63.240 UA ≈ 3,26 anni luce


Sapendo che 1 pc = 206.265 UA e che 1 UA =149,6x10 ⁶ calcoliamo la distanza in km :

1pc ≈ 206.265 x 149,6x10 ⁶ ≈ 30.857 x 10⁹ Km.

quindi poco più di 30.000 miliardi di Km.

Per misurare di distante intergalattiche si usa il Kpc( 1000 pc) mentre il Mpc(Mega pc) viene ustato per distamze extragalattiche.
Per distanze maggiori a 200 pc gli angoli di parallasse che si basano sulla distanza Terra-Sole sono talmente piccoli che praticamente sono immisurabili con le strumentazioni attuali.
Un modo per aumentare l’ angolo di parallasse consiste nel considerare lo spostamento del Sole o meglio del Sistema Solare che sappiamo muoversi su un’ orbita galattica alla velocità di circa 251 Km/s. percorrendo in un anno circa 50 UA. In tal caso si parla di parallasse secolare.
Con l' aumentare della base di osservazione, aumenta l' angolo di parallase e si è quindi in grado di misurare angoli parallattici di oggetti celesti sempre più lontani.
Occorre però considerare che le stelle vicine hanno anche un loro moto proprio inversamente proporzionale alla distanza e che si manifesta con uno spostamento progressivo rispetto ad un sistema fisso o rispetto a corpi celesti molto lontani, supposti fissi sulla sfera celeste. Per ridurre il margine di errore si preferisce allora eseguire le misurazioni , anziché su una singola stella, su gruppi di stelle dinamicamente omogenee .

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.

Metodo spettroscopico

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 righe spettrali 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.Va precisato che questo metodo introduce un margine di errore abbastanza elevato
La formula che viene usata, in questi casi, si chiama "modulo di distanza" e vale:


Tramite la seguente tabella è possibile ricavare direttamente la distanza (d) conoscendo solo la differenza tra magnitudine apparente (m) e quella ssoluta (M):

Metodo delle stelle gemelle

Un altro metodo per misure la distanze di alcune stelle è basato sulle proprietà fisiche e chimiche che le accomuna, motivo per il quale è conosciuto come metodo delle stelle “gemelle”.
Questo metodo, partendo dal presupposto che due stelle che abbiano la stessa struttura fisico-chimica abbiano di conseguenza la stessa luminosità e quindi la stessa magnitudine assoluta, consente, conoscendo la distanza di una, di ricava anche la distanza dell’ altra.
Infatti due stelle uguali appariranno di differente luminosità in funzione delle differenti distanze. In particolare la più vicina apparirà più luminosa mentre la più lontana apparirà meno luminosa. Misurando la magnitudine relativa delle due stelle e sapendo che quella assoluta è uguale, automaticamente si calcola la distanza della seconda per confronto con la prima.

Tabella :  Stelle più vicine alla Terra