Astronomia

Determinazione delle distanze astronomiche

Un’impresa centrale in astronomia è la determinazione delle distanze. Senza una conoscenza delle distanze astronomiche, la dimensione di un oggetto osservato nello spazio non rimarrebbe altro che un diametro angolare e la luminosità di una stella non potrebbe essere convertita nella sua vera potenza irradiata, o luminosità. La misurazione della distanza astronomica è iniziata con una conoscenza del diametro della Terra, che ha fornito una base per la triangolazione., All’interno del sistema solare interno, alcune distanze possono ora essere determinate meglio attraverso la tempistica dei riflessi radar o, nel caso della Luna, attraverso la gamma laser. Per i pianeti esterni, la triangolazione è ancora usata. Oltre il sistema solare, le distanze dalle stelle più vicine sono determinate attraverso la triangolazione, in cui il diametro dell’orbita terrestre funge da linea di base e gli spostamenti della parallasse stellare sono le quantità misurate. Le distanze stellari sono comunemente espresse dagli astronomi in parsec (pc), kiloparsec o megaparsec. (1 pz = 3.086 × 1018 cm, o circa 3.26 anni luce .,) Le distanze possono essere misurate a circa un kiloparsec mediante parallasse trigonometrica (vedi stella: determinazione delle distanze stellari). L’accuratezza delle misurazioni effettuate dalla superficie terrestre è limitata dagli effetti atmosferici, ma le misurazioni effettuate dal satellite Hipparcos negli anni ‘ 90 hanno esteso la scala alle stelle fino a 650 parsec, con una precisione di circa un millesimo di secondo d’arco. Il satellite Gaia dovrebbe misurare stelle fino a 10 kiloparsec con una precisione del 20 percento. Le misurazioni meno dirette devono essere utilizzate per le stelle più distanti e per le galassie.,

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Qui sono descritti due metodi generali per determinare le distanze galattiche. Nel primo, un tipo chiaramente identificabile di stella viene utilizzato come standard di riferimento perché la sua luminosità è stata ben determinata., Ciò richiede l’osservazione di tali stelle che sono abbastanza vicine alla Terra che le loro distanze e luminosità sono state misurate in modo affidabile. Tale stella è definita una ” candela standard.”Esempi sono le variabili cefeidi, la cui luminosità varia periodicamente in modi ben documentati, e alcuni tipi di esplosioni di supernova che hanno un’enorme brillantezza e possono quindi essere viste a distanze molto grandi. Una volta calibrate le luminosità di tali candele standard più vicine, la distanza da una candela standard più lontana può essere calcolata dalla sua luminosità calibrata e dalla sua effettiva intensità misurata., (L’intensità misurata è correlata alla luminosità e alla distanza dalla formula I = L / 4nd2.) Una candela standard può essere identificata per mezzo del suo spettro o del modello di variazioni regolari di luminosità. (Potrebbero essere necessarie correzioni per l’assorbimento della luce stellare da parte di gas interstellare e polvere su grandi distanze.) Questo metodo costituisce la base delle misurazioni delle distanze dalle galassie più vicine.,

Il secondo metodo per la galactic misure di distanza si avvale dell’osservazione che le distanze tra le galassie in generale in correlazione con la velocità con cui quelle galassie si stanno ritirando dalla Terra (come determinato dall’effetto Doppler nelle lunghezze d’onda della loro luce emessa)., Questa correlazione è espressa nella legge di Hubble: velocità = H × distanza, in cui H denota la costante di Hubble, che deve essere determinata dalle osservazioni della velocità con cui le galassie si stanno allontanando. Esiste un ampio consenso sul fatto che H si trovi tra 67 e 73 chilometri al secondo per megaparsec (km/sec/Mpc). H è stato usato per determinare le distanze da galassie remote in cui non sono state trovate candele standard. (Per ulteriori discussioni sulla recessione delle galassie, la legge di Hubble e la determinazione della distanza galattica, vedi physical science: Astronomy.,)

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