Sappiamo che la stella più vicina alla Terra è il Sole. Se parliamo di oggetti al di fuori del sistema solare, in primo luogo in prossimità delle stelle c'è Proxima Centauri e il sistema Alpha Centauri. Ma come lo sappiamo?
Le prime persone non erano particolarmente interessate alle stelle, poiché consideravano lo spazio esterno come una cupola statica, dove i corpi celesti sono saldamente attaccati al di sopra della Terra. Ma poi gli antichi saggi hanno intuito che il mondo è molto più complicato di quanto non sembrasse inizialmente.
Ad esempio, l'astronomo dell'antica Grecia Aristarco di Samo nel III secolo aC. e. Ho provato a determinare la distanza del sole. Riteneva che la stella dovesse trovarsi 20 volte più lontano dalla luna (la cifra attuale è 20 volte superiore). Altre figure moderne furono fornite dall'astronomo Jacques Dominique Cassini nel 1672, usando il momento del confronto di Marte (140 milioni di km).
Visualizzazione del metodo della parallasse
Per molto tempo, gli scienziati hanno dovuto usare il movimento di Venere per capire i parametri del sistema solare. Così nacquero importanti progetti internazionali, in cui scienziati di tutto il mondo combinavano osservazioni e distanze derivate con oggetti spaziali. Ma come fanno i ricercatori a misurare queste distanze?
Il metodo più semplice e il primo era la parallasse (triangolazione). Potresti non saperlo, ma osservi costantemente l'effetto nella vita ordinaria. Ricorda come sei andato in macchina, in treno o in minibus. Potresti aver notato quanto velocemente gli oggetti vicini (come post e persone) lampeggiano sullo sfondo di oggetti più distanti (montagne, nuvole, ecc.). La conclusione è semplice: l'offset di parallasse per gli oggetti vicini è molto più significativo e notevole.
Effetto Parallax
La parallasse è calcolata come un'equazione. Avrai bisogno di una base (misurazione di due angoli e una distanza) e della conoscenza della trigonometria per calcolare la lunghezza di una delle gambe in un triangolo rettangolo. Più lunga è la base, più significativi saranno gli spostamenti e gli angoli parallattici.
Quando ci si sposta da un'estremità della base all'altra, la direzione visibile cambia in un punto. Lo spostamento di un oggetto sullo sfondo di corpi celesti distanti è chiamato spostamento della parallasse. Cosa prenderà come base l'osservatore terrestre? Questo è il diametro dell'orbita terrestre intorno al sole.
La cosa più difficile era applicare la parallasse a stelle più lontane. La scoperta avvenne solo nel XIX secolo, quando i dispositivi goniometrici divennero abbastanza precisi. La fortuna sorrise a Vasily Struve, che nel 1837 pubblicò per la prima volta il valore della parallasse della stella Vega - 0,12 secondi angolari. Altre osservazioni di Friedrich Bessel sono seguite per la stella del Cygnus 61 - 0.3 ''.
Le distanze nel metodo della parallasse per altre stelle cominciarono a essere misurate in parsec (1 parsec = 3,26 anni luce). Questo è il punto di riferimento iniziale, dove esattamente da questa distanza il raggio dell'orbita del nostro pianeta è visto con un angolo di 1 secondo. Se si desidera calcolare la distanza dalla stella nel parsec, utilizzare una formula semplice in cui 1 è diviso per la parallasse a stella in secondi.
Il metodo funziona bene se si misurano distanze non superiori a 100 parsec (il metodo della parallasse collide con una barriera nella forma dell'atmosfera terrestre). Ma l'universo è infinito. Come vedere oggetti più distanti? I metodi fotometrici emersi con lo sviluppo della fotografia e le stelle variabili (cefeidi) aiutano qui. Il primo a succedere fu l'astronomo Henriette Levitt. Ha studiato la brillantezza delle stelle su lastre fotometriche usando Cefeidi sul territorio della Piccola nube di Magellano. È riuscita a capire che con la luminosità della stella aumenta e il periodo di oscillazione della luminosità.
Grazie alla luminosità e alla visibilità di Cefeidi, gli oggetti vicino a loro possono essere rintracciati. Se ricordiamo la connessione tra periodicità e luminosità, quindi sotto forma di Cefeidi otteniamo uno strumento utile per il calcolo delle scale dell'Universo.
Ma è difficile misurare la distanza dal Cepheid più vicino, dato che è remoto per 130 parsec. Pertanto, è emerso uno schema di "scala di distanza", in cui i gruppi stellari dispersi sono diventati uno stadio intermedio, in cui gli oggetti stellari sono caratterizzati da un tempo di formazione totale. Disegnare un grafico con un indicatore di temperatura e luminosità porta alla derivazione della linea di sequenza principale. Tutte le stelle nel cluster sono distanti dalla Terra di quasi una singola distanza, quindi il loro apparente brillantezza ha reso possibile calcolare la misura della luminosità.
È stato necessario determinare la distanza esatta da almeno un cluster per creare un "adattamento della sequenza principale". Questo ha aiutato le Pleiadi e le Hyade. Dopo di ciò, avevamo già una scala per le Cefeidi più vicine.
Le Pleiadi sono un ammasso aperto che può contenere 3000 stelle ed è distante 400 anni luce (120 parsec). Tra i nomi: Seven Sisters, NGC 1432/35 e M45.
La precisione della misura aumenta se osservi le stelle non dalla Terra, ma almeno in orbita. Pertanto, nel 1989, fu lanciato il satellite Hipparcos, con l'aiuto del quale furono in grado di presentare un catalogo astronomico di 120 stelle con parallasse annuali.
Se vuoi andare ancora oltre, non puoi fare a meno di un redshift. L'emergere del metodo è dovuto all'astronomo Vesto Slifer, che, nello studio degli spettri galattici, ha notato che molte linee sono spostate verso il rosso in relazione all'osservatore. Quindi Edwin Hubble ha assunto lo sviluppo del tema, che ha derivato la costante di Hubble e ha realizzato che le galassie vengono rimosse (il tasso di rimozione è proporzionale alla distanza dalla galassia) e l'universo si sta espandendo. Nel mondo moderno, è il metodo redshift che consente di determinare le distanze dalle galassie distanti. Certo, non dimentichiamo che ora gli scienziati hanno tecnologie di osservazione e satelliti più avanzati in orbita, quindi le distanze dalle stelle vengono continuamente affinate. Ad esempio, l'ultima missione di Gaia è misurare con precisione la parallasse, la velocità intrinseca e radiale per 1 miliardo di stelle.
