On Thu, 15 Oct 2009 12:23:44 +0200, Aleph ha scritto:
> Valerio HT ha scritto:
>
>> Le galassie >> ellittiche nane (come M32, una satellite di M31)
>> invece possono formarsi dalla fusione di piccole galassie di
>> qualunque forma,
>> probabilmente il pi� delle volte a morfologia "irregolare" come
>> le Nubi di Magellano, piccole galassie satelliti della nostra.
Aleph:
> In realt� potrebbero anche non essere satelliti della Galassia.
> L'articolo seguente mostra, una volta di pi�, come nonostante gli enormi
> progressi tecnologici e strumentali, le misure astrofiche (di distanza, di
> massa, di velocit�,...) siano ancora affette da margini d'errore
> inconsueti (per non dire quasi impossibili) in altre branche delle scienze
> fisiche:
>
> http://www.sciencedaily.com/releases/2007/09/070926123359.htm
Valerio HT:
Molto interessante, non conoscevo ancora quest'articolo.
Quanto ai margini d'errore nelle misure astrofisiche... ci troviamo
in situazioni in cui effettuare misure � assai pi� difficile di quanto
succeda in altre scienze fisiche. Per il sistema solare, ora, abbiamo
in genere la possibilit� di effettuare misure abbastanza precise:
se non ti basta l'osservazione, mandi una sonda a sfiorare Nettuno
e dalla deviazione dal suo movimento previsto puoi correggere la stima
di massa del pianeta. Per� � un metodo che possiamo usare da poco
tempo e solamente nell'ambito del nostro sistema solare. Per le
stelle, solamente per quelle pi� vicine puoi avere misure dirette della
distanza tramite l'angolo di parallasse, e pi� piccolo � tale angolo,
pi� approssimativa � la misura. Per ogni oggetto che sia pi� lontano,
diciamo da circa 400 anni luce in poi, ogni stima di distanza
� condotta tramite sistemi indiretti, spesso statistici, relazioni fra
tipi spettrali e luminosit�, fra periodo delle cefeidi e luminosit�
assoluta, e metodi ancora pi� indiretti. Ogni causa di complessit�
qui crea la possibilit� di fare errori anche grossolani.
Proprio dall'accurato e paziente esame delle cefeidi fotografate
nella Piccola Nube di Magellano, nel 1912 Henrietta Leavitt, dopo
aver tracciato su carta millimetrata le curve di luce ottenute dalla
valutazione sulle lastre viste al microscopio, si accorse che le cefeidi
con periodo pi� lungo apparivano come le pi� luminose, e da l�
la scoperta della relazione fra periodo e luminosit�. Gi�, ma quanto
realmente erano luminose quelle stelle? Mica si conosceva all'epoca
la distanza della Piccola Nube di Magellano (e manco della Grande),
onde poter valutare la luminosit� intrinseca delle stelle.
Occorreva poter conoscere la luminosit� assoluta di una Cefeide
della nostra Galassia, e possibilmente vicina, ma ogni cefeide era
troppo lontana per poter applicare il metodo della parallasse
trigonometrica. Harold Shapley nel 1917 diede una sua risposta
tramite il metodo statistico basato sulla misura degli spostamenti
apparenti che il moto (considerato per lunghi periodi) del Sole
nella aua orbita galattica causa alle stelle: � il metodo della
"parallasse secolare" applicato ai moti propri di un certo numero
di stelle Cefeidi. Per� tali stesse erano solamente 11: un campione
poco adeguato per applicare un metodo statistico! Comune da l�
stabil� che la loro "distanza media" era circa 3000 AL, e poich�
*mediamente* apparivano di settima magnitudine, risult� che
mediamente erano circa 1000 volte pi� brillanti del Sole.
Avendo stimato, in questo modo tutt'altro che rigoroso e preciso
(ma non avevano un miglior metodo...), la luminosit� di quelle
cefeidi, applicando la relazione fra periodo e luminosit� scoperta
dalla Leavit, si pote' alfine determinare la distanza di ogni
altra cefeide (in teoria), semplicemente misurando la magnitudine
apparente e il periodo di pulsazione. E' chiaro che vi sono state
in questo sviluppo di tale metodo, parecchie imprecisioni, che talvolta
si sono pure sommate... non si era ancora scoperto che esistono
due grandi classi di Cefeidi, quelle classiche, di popolazione I,
e quelle di tipo W Virginis, di popolazione II, che a parit� di periodo
le Cefeidi classiche (Delta Cefei il loro prototipo) sono 7 volte pi�
brillanti rispetto a quelle di popolazione II (se nel frattempo tale
rapporto non � stato corretto...). Il rapporto periodo-luminosit�
delle RR Lyrae, queste stelle pulsanti bianche dal breve periodo,
� molto simile a quello delle W Virginis. La presenza di diverse
categorie di Cefeidi all'inizio fece compiere qualche "svarione"
nella stima delle distanze, ad esempio, di M31 in Andromeda.
Oggi abbiamo fatto molti miglioramenti, abbiamo strumenti
pi� potenti e precisi, abbiamo sviluppato altri metodi di
misurazione, ma... la possibilit� che, talvolta, ci accorgiamo
che qualche misura aveva un eccessivo errore, esiste sempre.
Per raggiungere sempre la precisione di altre branche della fisica,
dovremmo disporre di mezzi che esistono solo nella letteratura
di fantascienza...
Qui l'errore in gioco riguardava le velocit� "3D" delle Nubi di
Magellano, non le distanze, ma il problema sostanzialmente
� simile: la componente di moto radiale � facilmente misurabile
e anche con buona precisione, per merito di San Doppler;
molto meno la componente tangenziale...
Ciao
Received on Fri Oct 16 2009 - 09:01:51 CEST