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Titolo: Parallasse secolare e altro ( per Albino, p.f.!)

Salve a tutti,
e chiedo scusa ad Albino se mi permetto di rivolgermi a lui direttamente
dall'oggetto dell' e-mail : conto sul suo noto fair play (oltre che sulla
sua indiscussa competenza...!) per poter avere una risposta urgente.
Come membro di un circolo astrofili, sto preparando una conferenza (a
livello non professionale, ovviamente) sui metodi di determinazione delle
distanze in astronomia. Ho fatto riferimento alle pagine WEB
http://www.astro.ucla
. edu/~wright/distance.htm  , che di metodi ne
propongono una trentina, ma senza  un "approccio amichevole" , ed al libro
di  G. Romano "Prolegomeni alla Cosmologia" che non  tratta quelli in
oggetto, dei quali non sono in sostanza riuscito a capite abbastanza il
principio fisico - matematico.  Qualcuno ( ... conto su Albino.... !!)  me
li può spiegare , o indicarmi un sito in Italiano od in inglese ove trovare
materiale in argomento ??
Grazie a tutti (ed a Albino in ogni caso !)
Angelo
gel...@easynet.it

 materiale in argomento ??
Ho visitato il sito dell'Ucla ed effettivamente e' 
un pochino stringato. Elenca 26 metodi diversi 
per la stima della parallasse ma non si sofferma 
sulla loro importanza relativa.
Premesso che il problema delle distanze in
astronomia e' estremamente vasto ed ancora
aperto faccio notare che non e' possibile dare
una risposta esauriente via email. Comunque
qui di seguito c'e' un elenco dei metodi piu' 
importanti e che andrebbero esposti in una 
conferenza divulgativa.
Il problema della determinazione delle distanze
in astronomia e' noto come "problema di determinazione
della parallasse". Il termine "parallasse" deriva dal 
greco "parallaksis" (mutamento di direzione) e indica lo 
spostamento angolare apparente di un astro quando 
viene osservato da due punti di vista diversi. 
La parallasse e' un angolo e di solito si misura 
in secondi d'arco.
 
Ci sono vari tipi di parallasse, uno per ogni 
metodo che si impiega per determinare la distanza 
delle stelle. La piu' precisa e' quella trigonometrica, 
gli altri tipi di parallasse si usano quando non si 
puo' piu' usare quest'ultima. In breve:
 
Parallasse trigonometrica: nel suo moto attorno al 
Sole la Terra si sposta su una ellisse a bassa
eccentricita' i cui punti opposti si trovano a 
300 milioni di km l'uno dall'altro. Da questo
cambiamento di posizione della Terra risulta
uno spostamento delle stelle piu' vicine al Sole
rispetto a quelle piu' lontane sullo sfondo. 
L'angolo p di cui si spostano le stelle vicine rispetto 
a quelle piu' lontane (riflesso dell'orbita terrestre 
sulla sfera celeste) e' sempre inferiore a 1" e si puo'
misurare solo per stelle entro i 1000 anni luce. Noto
p in " la distanza d (in parsec, pc) e' data da
                       d=1/p
Questo metodo geometrico e' stato quello usato per 
primo da Bessel nel 1838 per determinare la
distanza della 61 Cygni.
 
Parallasse dinamica: si ottiene nel caso di sistemi 
binari ottici in cui sia almeno possibile stimare il 
periodo orbitale. Facendo ipotesi sulla massa
complessiva del sistema e usando la terza legge di 
Keplero
                 (a^3/P^2)=M1+M2
a=distanza fra le componenti in UA
P=periodo orbitale in anni
M1,M2=massa delle componenti in masse solari
si ottiene una stima della distanza reale fra 
le componenti. Da qui, conoscendo la distanza
angolare apparente fra le componenti del sistema 
binario, si trova la distanza della doppia.
 
Main Sequence Fitting: dall'analisi dello spettro 
della stella/e in esame si ricava la magnitudine 
assoluta dalla posizione che assume sul diagramma HR 
e confrontando con quella apparente si ottiene la 
distanza. 
Infatti la relazione fra magnitudine apparente ed
assoluta e' (in assenza di assorbimento interstellare):
                M=m+5-5*Log(d)
M=magnitudine assoluta
m=magnitudine apparente
d=distanza in pc
ed invertendo si trova subito d in funzione di M-m:
                 d=10^((m-M)+5)/5)
Questo metodo funzione egregiamente se si osservano
gruppi di stelle omogenee come quelle che fanno parte 
degli ammassi aperti e globulari perche' e' piu' facile
individuare la sequenza principale da traslare su
quella di cui e' nota la distanza fatta da stelle
vicine al Sole di cui e' nota d per via trigonometrica.
 
Parallasse di gruppo (Moving Clusters): si applica a gruppi 
di stelle con un moto proprio comune (tipicamente ammassi 
aperti vicini). Misurando la velocita' radiale usando 
l'effetto Doppler e determinando il punto di convergenza 
del sistema si puo' ottenere la velocita' tangenziale. 
Confrontando con il valore del moto proprio del gruppo di 
stelle si riesce a stimare la distanza media del gruppo.
RR Lyrae: sono stelle variabili regolari con periodo
inferiore al giorno e magnitudine assoluta media pari
a +0.6 (indipendente dal periodo). Misurando la magnitudine 
apparente media dalla differenza M-m si trova la distanza. 
Di solito si trovano negli ammassi globulari.
Cefeidi: le cefeidi sono stelle variabili regolari (periodo
fra >1 e 50 giorni) molto luminose che hanno una relazione 
fra periodo e magnitudine assoluta media del tipo:
             M=A-B*Log(P)
A,B=costanti
Noto il periodo P si trova la magnitudine assoluta media e 
confrontando con quella apparente si trova la distanza della 
stella. Vista la loro elevata luminosita' le Cefeidi sono utili 
per determinare le distanze delle galassie esterne alla nostra.
Supernovae Ia: le supernovae di questo tipo hanno una
magnitudine assoluta al massimo massimo costante. Misurando 
la magnitudine apparente al massimo si ottiene d dalla
differenza (M-m)max. Molto utili per determinare d di
ammassi di galassie.
Legge di Hubble: secondo Hubble la velocita' di recessione
delle galassie e' data da
                 V=H*d
dove H e' la costante di Hubble, H=75 km/s*Mpc secondo le
misure piu' recenti. L'incertezza su H e' di 10 km/s*Mpc. 
Noto V da misure di effetto Doppler si trova la distanza d 
della galassia. 
Per maggiori dettagli si puo' consultare qualche buon
testo di Astronomia a livello universitario. 
Ad esempio:
M.Hack, "Corso di Astronomia", Hoepli 1983.
 
Non ho trovato siti italiani degni di nota sulla misura delle 
distanze in astronomia. In inglese, oltre al sito dell'Ucla, 
sulle parallassi trigonometriche si puo' vedere:
http://www.ast.cam.ac.uk/~mjp/parallax.html
 
Questo e' quanto. Non e' molto ma spero che vi sia 
utile per la conferenza.
Albino