c01:a03
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Linea 1: | Linea 1: | ||
+ | ====== A1.3 La parallassi stellari. Seeing. ====== | ||
+ | <WRAP justify> | ||
+ | Sulla superficie della Terra, per valutare la distanza di un qualunque oggetto | ||
+ | non altrimenti raggiungibile è d'uso ricorrere | ||
+ | a semplici metodi trigonometrici, | ||
+ | diverse opportune posizioni. Procedure simili sono possibili anche | ||
+ | per valutare la distanza delle stelle, utilizzando come base della | ||
+ | misurazione la posizione della Terra sulla sua orbita a distanza | ||
+ | di sei mesi (fig. 1.17). | ||
+ | |||
+ | {{: | ||
+ | |||
+ | **Fig. 1.17.** // | ||
+ | vari di un angolo 2 π, ove π ` la parallasse dell’ oggetto, definita come l’angolo sotto il quale l’oggetto vede il | ||
+ | e semiasse ”a” dell’orbita terrestre.// | ||
+ | |||
+ | Per stelle che giacciono sul piano perpendicolare alla base di | ||
+ | traguardo cosi' definita si ha | ||
+ | |||
+ | <m>r= a/{tg pi} approx {a / pi}</ | ||
+ | |||
+ | dove " | ||
+ | astronomica// | ||
+ | Essendo 1 rad = 57< | ||
+ | |||
+ | <m>r= a (206.265/ | ||
+ | |||
+ | se < | ||
+ | Poichè < | ||
+ | |||
+ | <m>r = 3.1 * 10^18 / pi cm</ | ||
+ | |||
+ | Assumendo come unità di misura delle distanze stellari quella | ||
+ | cui corrisponde una parallasse annua di 1" (1 [[wp.it> | ||
+ | 10< | ||
+ | |||
+ | <m>r (pc)= 1/ pi</ | ||
+ | |||
+ | Poichè la velocità della luce è <m>c approx 3 10^10 cm/ | ||
+ | un parsec corrisponde a 3.26 anni luce, cioè allo spazio | ||
+ | percorso dalla luce in 3.26 anni (1 anno essendo pari a circa 3.1 10< | ||
+ | |||
+ | Traguardando una stella a sei mesi di | ||
+ | distanza ci si attende che la sua posizione sulla volta celeste | ||
+ | vari di un angolo 2 < | ||
+ | oggetto, definita come l' | ||
+ | semiasse " | ||
+ | |||
+ | La misura delle parallassi è argomento delicato, perchè è | ||
+ | innanzitutto da notare che ogni telescopio non può restituire | ||
+ | immagini puntiformi, creandosi in ogni caso una figura di | ||
+ | [[wp.it> | ||
+ | telescopio. L' | ||
+ | della figura, sino alla prima frangia oscura, ha un raggio | ||
+ | angolare | ||
+ | |||
+ | < | ||
+ | |||
+ | dove < | ||
+ | approx 5500 A</ | ||
+ | |||
+ | < | ||
+ | \\ | ||
+ | {{: | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | //La figura di diffrazione attorno alle stelle del sistema binario di [[wp.it> | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | Le maggiori limitazioni nella misura delle parallassi provengono | ||
+ | peraltro dalla turbolenza atmosferica ([[wp.it> | ||
+ | variazioni temporali dell' | ||
+ | quindi, del cammino ottico dei raggi luminosi, | ||
+ | l' | ||
+ | dell' ordine di almeno alcuni secondi d' | ||
+ | ragione che risulta di grande importanza collocare gli osservatori | ||
+ | astronomici ad alta quota, in regioni contraddistinte da limitata | ||
+ | turbolenza atmosferica, | ||
+ | il secondo d' | ||
+ | 0".76 si comprende peraltro la difficoltà di precise misure di | ||
+ | parallasse. Il metodo trigonometrico ha consentito cosi' di avere | ||
+ | indicazioni abbastanza precise sulla distanza solo qualche | ||
+ | centinaio | ||
+ | |||
+ | Un notevole miglioramento si è ottenuto grazie all' | ||
+ | utilizzazione di telescopi nello spazio e, in particolare, | ||
+ | satellite astrometrico [[wp.it> | ||
+ | che ha misurato la parallasse di molte migliaia | ||
+ | di stelle con precisioni dell' | ||
+ | d'arco (risultati ancora migliori si attendono dalla missione [[wp.it> | ||
+ | fenomeno della diffrazione (// | ||
+ | semprechè la piattaforma spaziale sia adeguatamente | ||
+ | stabilizzata. | ||
+ | |||
+ | {{youtube> | ||
+ | \\ | ||
+ | Si noti che l' | ||
+ | delle parallassi introduce pesanti limitazioni anche sul limite | ||
+ | inferiore dei segnali luminosi rivelabili. Il cielo ha infatti | ||
+ | una luminosità diffusa (fondo) valutabile nella banda V a circa | ||
+ | 22 mag per secondo d'arco quadrato. Se l' | ||
+ | viene dispersa dal seeing su una superficie analoga, ne segue che | ||
+ | per oggetti con magnitudine superiore a V=22 il rapporto | ||
+ | segnale-rumore scende sotto l' | ||
+ | difficoltose le misure. // | ||
+ | diminuisce quindi la magnitudine limite raggiungibile da un | ||
+ | telescopio//, | ||
+ | vitale scegliere per gli osservatori astronomici siti | ||
+ | contraddistinti dal minimo possibile seeing. Ed è questo ancora | ||
+ | il motivo per cui la tecnologia dei moderni telescopi ha | ||
+ | sviluppato tutta una serie di procedure informatiche ([[wp.it> | ||
+ | e [[wp.it> | ||
+ | dimensioni delle immagini stellari. | ||
+ | </ | ||
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+ | ~~DISQUS~~ |