National Aeronautics and Space Administration (Italiano)
Informazioni sull’immagine
Poiché abitiamo all’interno della Via Lattea, è impossibile per noi scattare una foto della sua struttura a spirale dall’esterno. Ma sappiamo che la nostra Via Lattea ha una natura a spirale dalle osservazioni fatte all’interno della nostra Galassia (anche se è ancora in discussione se sia una spirale sbarrata)., Per rappresentare questo, è stata utilizzata la bellissima galassia a spirale Messier 74, poiché pensava di essere una galassia simile alla nostra.
Di seguito è riportata una foto della vera Via Lattea scattata dal satellite COBE. Il disco e la regione centrale della nostra Galassia sono facilmente riconoscibili. Questa immagine fa apparire la Via Lattea molto più simile a una galassia e meno simile alla macchia di stelle che vediamo allungarsi nel nostro cielo notturno. È possibile immaginare come potrebbe apparire la nostra Via Lattea guardandola dall’esterno.,
Distance Information
Sebbene l’anno luce sia un’unità comunemente usata, gli astronomi preferiscono un’unità diversa chiamata parsec (pc). Un parsec, pari a 3,26 anni luce, è definito come la distanza di 1 Unità Astronomica sottende un angolo di 1 secondo d’arco (1/3600 di grado) Quando usiamo il parsec per davvero grandi distanze, si usa mettere un prefisso davanti, come kiloparsecs (kpc), che sono pari a 1000 parsec – o Megaparsec (Mpc), pari a un milione di parsec.,
La Via Lattea è di circa 1.000.000.000.000.000 km (circa 100.000 anni luce o circa 30 kpc). Il Sole non giace vicino al centro della nostra Galassia. Si trova a circa 8 kpc dal centro su quello che è noto come il Braccio di Orione della Via Lattea.
Come calcoliamo le distanze di questa magnitudine
Le parallasse ci danno distanze fino a qualche migliaio di anni luce. Oltre quella distanza, le parallasse sono così piccole che non possono essere misurate con strumenti contemporanei. Gli astronomi usano metodi più indiretti oltre poche migliaia di anni luce.,
I metodi per misurare distanze stellari superiori a qualche migliaio di anni luce includono:
Moti corretti: tutte le stelle si muovono nel cielo, ma solo per le stelle vicine sono percepibili questi moti, e anche allora ci vogliono decenni o secoli per misurare. Statisticamente, le stelle si muovono all’incirca alla stessa velocità; pertanto, le stelle che sembrano avere movimenti più grandi sono più vicine. Misurando i moti di un gran numero di stelle di una data classe, possiamo stimare la loro distanza media dal loro moto medio.,
Ammassi in movimento: ammassi di stelle, come gli ammassi stellari delle Pleiadi e delle Iadi, viaggiano insieme. Analizzando il moto apparente del cluster può darci la distanza ad esso.
Linee interstellari: lo spazio tra le stelle non è vuoto, ma contiene una distribuzione sparsa di gas. A volte questo lascia linee di assorbimento nello spettro che osserviamo da stelle che si trovano oltre il gas interstellare. (Le linee di assorbimento sono colori mancanti in uno spettro continuo a causa del loro assorbimento da parte di atomi o ioni., Lo spettro è la matrice di colori o lunghezze d’onda che si ottiene quando la luce è dispersa.) Più una stella è lontana, più assorbimento sarà osservato, poiché la luce è passata attraverso più del mezzo interstellare.
Legge del quadrato inverso: la luminosità apparente o magnitudine di una stella dipende sia dalla sua luminosità intrinseca o luminosità (quanto è luminosa la stella in realtà piuttosto che quanto sembra luminosa) e dalla sua distanza da noi. La legge del quadrato inverso dice che il flusso da un oggetto luminoso diminuisce come il quadrato della sua distanza., Se conosciamo la luminosità di una stella (ad esempio, abbiamo una parallasse misurata per una stella dello stesso tipo e sappiamo che altre dello stesso tipo avranno luminosità simili), possiamo misurare la sua luminosità apparente e quindi risolvere la sua distanza. Ci sono diverse varianti su questo, molte delle quali sono utilizzate per misurare le distanze dalle stelle in altre galassie.
Relazione periodo-luminosità: Alcune stelle sono pulsatori regolari, il che significa che la loro intensità cambia periodicamente. La fisica delle loro pulsazioni è tale che il periodo di un’oscillazione è correlato alla luminosità della stella., Se misuriamo il periodo di una tale stella, possiamo calcolare la sua luminosità. Da questo, e dalla sua magnitudine apparente, possiamo calcolare la sua distanza. La relazione periodo-luminosità fu scoperta da Henrietta Swan Leavitt nel 1908 mentre studiava le stelle variabili Cefeidi nelle Nubi di Magellano. Le cefeidi, che prendono il nome da Delta Cephei, le prime e più luminose della sua classe ad essere identificate, rendono ottimi indicatori di distanza, per la loro periodicità e straordinaria luminosità., Non solo possono essere trovati ai confini della nostra Galassia, possono anche essere risolti in galassie al di fuori della nostra. Le Cefeidi più luminose possono essere utilizzate per stimare le distanze dagli oggetti fino a 12.000.000 di anni luce di distanza.
Ci sono complicazioni nell’uso della relazione periodo-luminosità. Innanzitutto, la relazione stessa dipende dalla composizione chimica della stella. In secondo luogo, l’assorbimento di alcune lunghezze d’onda della luce da parte del mezzo interstellare può influenzare la luminosità apparente della stella e quindi deve essere considerato., Anche con queste (e altre) complicazioni, le variabili cefeidi forniscono un modo eccellente per misurare le distanze relative. Per convertire in distanze assolute, abbiamo idealmente bisogno di misurare la distanza da una Cefeide vicina con un altro metodo più diretto. C’è molto dibattito attualmente in questo settore, in particolare per quanto riguarda le misure di Hipparcos delle distanze dalle vicine Cefeidi. (Vedere la pagina Stelle più vicina per ulteriori informazioni sulle misurazioni di Hipparcos.)
È interessante notare che la dimensione della nostra galassia è stata discussa per molto tempo., Non è stato fino all”inizio del 20 ° secolo che Harlow Shapley utilizzato osservazioni di stelle variabili RR Lyrae per stimare la dimensione della nostra galassia. Le stelle RR Lyrae sono simili alle Variabili Cefeidi. Hanno periodi relativamente brevi, tipicamente di circa un giorno o meno, e tutte le stelle RR Lyrae hanno approssimativamente la stessa luminosità. In genere, le stelle RR Lyrae sono meno luminose delle Cefeidi, ma sono molto più comuni. Gli ammassi globulari di stelle-sciami di vecchie stelle strettamente legati insieme dalla gravità e orbitanti alla periferia delle galassie, contengono molte stelle variabili, tra cui RR Lyraes.,
Shapley è stato in grado di usare questi per trovare la distanza dagli ammassi globulari che circondano la nostra Galassia. Non solo gli ammassi globulari erano a grandi distanze, ma il Sole non giaceva al centro della loro distribuzione, il che poneva il Sole lontano dal centro della Galassia. Prima stima di Shapley del raggio della Via Lattea era fuori di un fattore di 2, ma ha fatto un primo importante passo nella comprensione della natura della nostra galassia.
Diversi metodi più moderni sono stati utilizzati per mappare la nostra Galassia in modo più accurato., Il gas idrogeno neutro nella nostra galassia emette luce ad una lunghezza d’onda di 21 cm; mentre questa luce è invisibile ai nostri occhi, è osservabile ai radiotelescopi. Altre molecole come il monossido di carbonio emettono anche onde radio. Questo è molto utile per mappare la parte del disco della nostra Galassia.
Perché queste distanze sono importanti per gli astronomi?
La distanza è uno strumento utile sulla scala galattica. Se riesci a misurare la velocità media delle stelle mentre si muovono intorno al Centro Galattico e la loro distanza dal Centro Galattico, puoi creare un grafico chiamato “curva di rotazione”., La curva di rotazione, che descrive il movimento della galassia può essere utilizzata per determinare la quantità di massa entro un determinato raggio dal centro. Le curve di rotazione previste per molte galassie (in particolare, galassie a spirale come la Via Lattea) non corrispondono a quelli osservati, che ha portato alla scoperta della materia oscura come spiegazione di questa discrepanza. Si pensa che queste galassie consistano in un grande alone rotondo di materia oscura, con la materia visibile concentrata in un disco al centro.
Tempo di percorrenza
La navicella Voyager si sta allontanando dal Sole ad una velocità di 17.,3 km/s. Se Voyager dovesse viaggiare al centro della nostra Galassia, ci vorrebbero più di 450.000.000 di anni per percorrere gli 8 kpc. Se potesse viaggiare alla velocità della luce, un’impossibilità dovuta alla Relatività Speciale, ci vorrebbero ancora oltre 26.000 anni per arrivare!
A 17,3 km / s, la Voyager impiegherebbe oltre 1.700.000.000 anni per attraversare l’intera lunghezza della Via Lattea. Anche viaggiando alla velocità della luce, ci vorrebbero quasi centomila anni!
Indietro