unità di misura di distanze astronomiche
Le unità di misura delle distanze astronomiche sono:
Unità di misura in astronomia
Gli astronomi, a causa dell'immensità delle distanze che caratterizzano il loro campo di studio, si servono di varie unità di misura speciali. L’uso di queste unità rende le loro descrizioni più concise e facilita i calcoli più impegnativi. Ecco le unità di misura astronomiche più importanti: unità astronomica, anno-luce, parsec, kiloparsec, megaparsec.
Unità astronomica (UA):
è la distanza media fra il Sole e la Terra, che è grosso modo di 149 600 000 km. Quest'unità viene usata per lo più per misurare le distanze all’interno del Sistema Solare o fra coppie di stelle molto vicine fra loro. Una UA equivale anche a 499 secondi-luce (8 minuti-luce e 19 secondi-luce), tempo impiegato dalla luce a percorrere la distanza Sole-Terra.
Anno-luce:
la distanza che la luce, o qualsiasi altra radiazione elettromagnetica, percorre in un anno nel vuoto. Questa distanza è pari a circa 63 240 UA, (9 460,704 miliardi di chilometri) una distanza sufficiente per potervi allineare 800 sistemi solari l’uno accanto all’altro.
Parsec (Pc):
gli astronomi usano quest’unità di misura per misurare distanze fuori del nostro sistema solare. Essa è usata talvolta invece dell’anno-luce per grandi distanze.
Parsec è un’abbreviazione per parallasse-secondo . Un parsec è la distanza alla quale una stella avrebbe una parallasse di 1" e corrisponde a 206.265 UA, a 3,086 x 1013 Km o a 3,262 anni-luce. (206.265 è il numero di secondi contenuti in un radiante). Il Sole, che dista da noi 1 UA, ha una parallasse di 206 265 secondi. 1° è uguale a 60’ e a 3600’’ (vedi Parallasse trigonometrica).
Kiloparsec (Kpc):
usando gli usuali prefissi del sistema metrico, 1000 parsec diventano 1 kiloparsec. Spesso le distanze all’interno della Via Lattea vengono date in kiloparsec. Il kiloparsec è pari, ovviamente, a 3 260 anni-luce. Il nostro sole si trova a circa 8,5 kiloparsec dal centro della Via Lattea.
Megaparsec (Mpc):
Le distanze di altre galassie vengono misurate di solito in megaparsec che è pari a un milione di parsec. Questi numeri vengono di solito arrotondati a causa delle grandi incertezze con cui conosciamo queste distanze immense.
La misurazione delle distanze
La precisione in astronomia è estremamente relativa. Persino le distanze all’interno del nostro sistema solare vengono costantemente precisate man mano che veicoli interplanetari e satelliti artificiali inviano i loro dati alla Terra. In generale, con una certa esattezza si può dire solo che le distanze minori sono note con più precisione delle distanze maggiori. Ciò continuerà a essere vero anche al migliorare delle tecnologie per la misurazione delle distanze cosmiche.
Per determinare la posizione di una stella ci si serve della triangolazione partendo da due punti che definiscono una linea di base. Questo procedimento viene chiamato parallasse trigonometrica.
Un oggetto, osservato da due punti opposti dell’orbita terrestre, a sei mesi di distanza, sembrerebbe mutare la sua posizione in cielo. La metà di questo angolo (p) è chiamata parallasse della stella. L’unità di misura di questi angoli è il secondo d’arco (1"). Le parallassi sono sempre minori di 1". La Proxima Centauri, la stella più vicina alla Terra, ha una parallasse di 0,765" e la 61 Cygni una parallasse di 0,293".
In questo modo si viene ad avere fra i due punti dell’orbita terrestre una linea di base di 299 milioni di Km. Gli astronomi prendono in realtà molte misurazioni fino a determinare la linea di base più lunga per un particolare oggetto. Persino disponendo di linee di base così lunghe possono verificarsi imprecisioni a causa dell’atmosfera terrestre e delle limitazioni nell’equipaggiamento. Questi margini di errore in astronomia scompaiono negli arrotondamenti. Il margine d’errore della parallasse trigonometrica per distanze fino a 10 anni-luce dalla Terra è inferiore al 3 %. Ci sono poche stelle note entro questa distanza, e alcune appartengono allo stesso sistema.
A distanze di 30 anni-luce si ritiene che il margine d’errore delle misurazioni sia del 10 %. Le distanze di stelle che si trovano a 100 anni-luce possono essere sbagliate del 30 %, e questa distanza è generalmente considerata il limite per misurazioni ragionevolmente esatte.
Se 100 anni-luce sono il limite usuale per tali tecniche trigonometriche, in che modo gli astronomi misurano la nostra Via Lattea, la quale ha un diametro stimato di 100.000 anni-luce? Raccogliendo la luce di stelle lontane su lastre fotografiche e studiandone gli spettri: una tecnica chiamata spettroscopia stellare. Stelle vicine la cui distanza è stata misurata con la parallasse possono essere usate come candele per lo studio di stelle simili che si trovano a distanze maggiori. Queste stelle ci appaiono poco luminose, ma solo perché sono molto lontane. Una volta che sia stato determinato il tipo spettrale di una stella lontana e che la si sia confrontata con stelle più vicine, è possibile determinarne la luminosità reale. Conoscendo la luminosità reale di una stella e la sua luminosità apparente dalla Terra, è possibile stimarne la distanza. Questo metodo indiretto di determinazione della distanza, che si può usare con elevata approssimazione anche per determinare la distanza di galassie lontane, è noto come parallasse spettroscopica. Studiando lo spettro della luce si è stimata la distanza di migliaia di stelle in tutta la nostra galassia (vedi Luminosità e distanze sottostante). Un altro metodo di misurazione delle distanze intergalattiche ci è fornito dal rilevamento dell’effetto doppler. Le righe spettrali scure presenti nella luce di un oggetto che si sta allontanando da noi sono spostate verso lunghezze d’onda maggiori, verso l’estremo rosso dello spettro. La luce rossa è quella che ha la lunghezza d’onda massima fra tutti i colori visibili. Si parla in proposito di sposmento verso il rosso. Se invece l’oggetto si sta avvicinando succede l’opposto: le lunghezze d’onda risultano compresse e si verifica uno spostamento verso il blu. Quanto maggiore è lo spostamento verso il rosso di un oggetto cosmico, tanto più lontano esso si trova nello spazio e nel tempo e tanto maggiore è la sua velocità di regressione nell’universo in espansione. Gli spostamenti verso il rosso dello spettro sono essenziali, assieme al valore della costante di Hubble, per determinare velocità e distanze di oggetti cosmici molto lontani.
Fonte: astroarte.it
