Progetto Cielo!

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Progetto Cielo!
La costruzione della Scala delle Distanze
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Il primo gradino fino a 500 parsec

• Per costruire la scala delle distanze utilizziamo
  diversi metodi di misura della distanza stessa.
• Ognuno di questi metodi e valido in un certo
  intervallo di valori della distanza.
• Ogni metodo serve anche per tarare e confermare
  il successivo.
• Il primo gradino della scala delle distanze viene
  costruito utilizzando un metodo geometrico
  quello della parallasse

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La nube di Oort

• La Nube di Oort è una zona di forma sferica oltre
  lorbita di Plutone dalla quale si pensa arrivino
  le comete. Per determinare la distanza degli
  oggetti che la compongono utilizziamo sia la
  parallasse diurna che quella annua, a seconda dei
  casi.

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La cometa Hale Bopp

• Questa è la cometa Hale - Bopp, apparsa nei
  nostri cieli nellinverno 96 - 97. E solo un
  esempio di uno dei tanti corpi che compongono la
  Nube di Oort che avviluppa il sistema solare. La
  dimensione massima della Nube e circa 0.5
  parsec.

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Oltre la parallasse

• La distanza massima cui riusciamo ad arrivare col
  metodo della parallasse e limitata dal più
  piccolo angolo che riusciamo a stimare.
• Osservatori specializzati e misure che possono
  durare anni ci riescono a dare angoli tanto
  piccoli quanto 0.01 secondi darco. Per capire
  quanto piccolo sia questangolo, e di conseguenza
  quanto difficile sia la sua misura pensiamo che
  equivale alla grandezza apparente di una
  bottiglietta di Coca Cola vista (se si
  riuscisse) ad una distanza di oltre 4.000 km !

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Un faro campione le stelle cefeidi

• Per andare oltre i 500 parsec occorre utilizzare
  metodi diversi, non più basati sulla geometria,
  bensì sulla luminosità.
• Ricordiamo che se conosciamo la magnitudine
  assoluta e misuriamo quella apparente di un
  oggetto celeste possiamo ricavare la distanza!
• Occorre quindi cercare degli oggetti celesti
  entro i 500 parsec e visibili bene anche oltre
  questo limite, da sfruttare per la determinazione
  della distanza.
• Questi oggetti celesti sono le stelle cefeidi.

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Un faro campione le stelle cefeidi

• Nella costellazione del Cefeo, e visibile una
  stella, Delta Cephei, molto particolare. E una
  stella variabile, la prima di questo tipo ad
  esser stata scoperta. La sua luminosità varia in
  modo periodico con estrema regolarità, come un
  faro marino. Dato che conosciamo la distanza di
  Delta Cephei con il metodo della parallasse,
  possiamo stimare bene la sua magnitudine
  assoluta.

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Un faro campione le stelle cefeidi

• Il gioco e fatto conosciamo la magnitudine
  assoluta delle stelle cefeidi.
• Quando in una nebulosa o in una galassia lontana
  riusciamo a vedere una stella che varia così come
  la stella delta Cephei possiamo calcolare la
  distanza di quella nebulosa o galassia dalla
  differenza fra la magnitudine osservata
  (apparente) e quella assoluta della stella (che
  conosciamo).
• In questo modo arriviamo a determinare distanze
  fino allordine dei milioni di parsec ( 5-10
  Megaparsec).

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Un faro campione le stelle cefeidi

• Oltre questo limite le cefeidi non si vedono più
  perché diventano troppo deboli per essere
  individuate anche dai moderni telescopi
• Dobbiamo ripetere il ragionamento nella zona
  nella quale utilizziamo, e siamo sicuri delle
  Cefeidi, trovare altri oggetti da utilizzare per
  determinare la distanza.
• Per ogni scalino della scala delle distanze si
  opera in questo modo

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Dove si trovano le cefeidi

• Anche in altre galassie sono presenti variabili
  di tipo cefeide M100 è una galassia esterna alla
  nostra, appartenente allammasso di galassie
  della Vergine.

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Dove si trovano le cefeidi

• La Grande Nube di Magellano, visibile solo
  dallemisfero sud, è la galassia più vicina alla
  nostra.

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Dove si trovano le cefeidi

• La Piccola Nube di Magellano visibile solo
  dallemisfero sud, è la seconda galassia più
  vicina alla nostra.

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Lammasso di galassie della Vergine

• Lammasso di galassie della Vergine contiene più
  di cento galassie e sta lentamente attirando il
  nostro Gruppo Locale verso di se

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Le galassie a Spirale

• Grazie al metodo delle Cefeidi conosciamo la
  distanza di alcune galassie, distanza limitata ad
  alcuni Megaparsec.
• Oltre questo limite le Cefeidi sono troppo deboli
  per poter essere rilevate.
• Per poter procedere, gli astronomi hanno ideato
  un terzo metodo, che sfrutta le galassie a
  spirale.

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La relazione di Tully - Fisher

• Utilizzando quelle galassie a spirale, la cui
  distanza era già nota perché calcolata con il
  metodo delle Cefeidi, gli Astronomi hanno trovato
  una relazione che lega la velocità di rotazione
  di queste con la loro luminosità intrinseca.
• Se riesco ad osservare la rotazione di una
  galassia di questo tipo, posso fare una ipotesi
  realistica sulla sua magnitudine assoluta.
• Essa è chiamata relazione di Tully - Fisher ed
  applicata a galassie che si trovano ben oltre
  alcuni Mega parsec, permette di determinare la
  loro distanza fino ad alcune decine di Mega
  parsec.

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NGC 1365

• NGC1365 è una galassia a spirale barrata,
  appartenente allammasso di galassie della Fornace

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Lammasso di galassie della Fornace

• Lammasso di galassie della Fornace, non visibile
  dalle nostre latitudini, si trova a circa 20 mega
  parsec da noi

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Un altro scalino le SNIa

• Le Supernovae (SN) sono stelle giganti al termine
  della loro vita, che esplodono improvvisamente
  con un conseguente aumento improvviso e
  notevolissimo di luminosita (oltre 30
  magnitudini, ovvero 1000 miliardi di volte più
  luminose che prima dello scoppio!). E chiaro che
  quando, improvvisamente, in galassie anche
  lontanissime, appaiono questi fari campione
  essi possono essere usati per calcolare la
  distanza, a patto di poter fare delle ipotesi
  ragionevoli sulla loro magnitudine assoluta.
  Questo e possibile per un particolare tipo di SN
  il tipo Ia.

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La SN1987A

• Con le Supernovae si arriva a misurare distanze
  di centinaia di megaparsec.
• Ad esempio una delle piu recenti, la supernova
  1987A, esplosa nella Grande Nube di Magellano, è
  caratterizzata da due anelli di gas, resi
  visibili da una stella molto calda rimasta al suo
  interno.

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Fino alle centinaia di Mega parsec

• Quando una supernova esplode, può diventare
  luminosa come lintera galassia che la ospita.
  Conoscendo tramite altri metodi la distanza di
  alcune galassie nelle quali sia esplosa una SN, è
  stato possibile determinare la magnitudine
  assoluta di queste ultime.
• Gli astronomi hanno fatto lipotesi che la M (
  magnitudine assoluta) delle SNIa sia uguale per
  tutte.
• Quindi, quando una SNIa esplode in una galassia
  oltre alcune decine di Mega parsec, misurando la
  sua m e conoscendo già la sua M, si può
  determinare la distanza della galassia.

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La SN1999em

• Come molte supernovae, anche la SN1999em, esplosa
  in NGC1637, è diventata luminosa come il nucleo
  della galassia che la ospitava.

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Sempre più lontano...

• Allontanandosi ancora, è sempre più difficile
  riuscire a vedere oggetti.
• Un ultimo metodo ci è offerto dai più luminosi
  ammassi di galassie.

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3C 324

• Su grande scala, lUniverso è organizzato in
  ammassi di galassie. Le galassie in altre parole,
  tendono a raggrupparsi fra loro.3C 324 è uno dei
  più distanti

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Gli oggetti più lontani visibili

• Utilizzando ammassi di galassie la cui distanza
  era nota tramite altri metodi, gli astronomi,
  formulando opportune ipotesi, sono riusciti a
  trovare una relazione che permettesse loro di
  calcolare le distanze di ammassi di galassie
  molto oltre alcune centinaia di Mega parsec.

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Conclusioni

• I metodi usati in astronomia per calcolare le
  distanze sono ben diversi da quelli usuali!
• Alcuni sono di tipo geometrico, altri coinvolgono
  la luce.
• Tutti questi metodi sono strettamente dipendenti
  luno dallaltro, poiché un metodo utilizzato per
  misurare distanze di oggetti più lontani ha
  necessariamente bisogno di basarsi sui risultati
  di quello precedente, altrimenti sarebbe
  inutilizzabile.

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Ora ne sappiamo di piu !!!!!