Cos’è la parallasse? – Come gli astronomi misurano la distanza stellare

Osservato dalla Terra, il cielo notturno appare bidimensionale. Ma è tutt'altro. Tuttavia, gli astronomi hanno impiegato migliaia di anni per capire come misurare le distanze delle stelle dal nostro pianeta e creare mappe tridimensionali reali che riflettessero la distribuzione di stelle e galassie nell'universo. Uno dei metodi chiave che usano è la cosiddetta parallasse, che si basa sullo stesso effetto della visione stereoscopica.

Funziona in questo modo: tieni la mano, chiudi l'occhio destro e posiziona il pollice esteso su un oggetto distante. Ora, cambia gli occhi, in modo che la tua sinistra sia chiusa e la tua destra sia aperta. Sembrerà che il tuo pollice si sposti leggermente sullo sfondo. Misurando questo piccolo cambiamento e conoscendo la distanza tra i tuoi occhi, puoi calcolare la distanza dal tuo pollice. Questa è trigonometria.

Quando si tratta di misurare le distanze da altre stelle , non ci sono due occhi che potrebbero fare il trucco. Invece, l'orbita della Terra attorno al sole fornisce la linea di base per questi calcoli.

Ogni sei mesi, il pianeta cambia la sua posizione rispetto all'universo circostante di 186 milioni di miglia (300 milioni di chilometri). Dato che stiamo facendo questo movimento insieme alla Terra, possiamo (teoricamente) osservarne l'effetto sotto forma di piccoli cerchi che le stelle compiono nel cielo ogni anno. A causa delle grandi distanze anche dalle stelle più vicine, questi cerchi sono appena percettibili, quindi rilevarli e misurarli è estremamente difficile.

La storia delle misure di parallasse in astronomia

La prima misurazione astronomica conosciuta che utilizza la parallasse non ha coinvolto una stella ma la luna . Secondo quanto riferito, l'antico astronomo greco Ipparco ha utilizzato le osservazioni di un'eclissi solare da due luoghi diversi per calcolare la distanza del compagno celeste della Terra.

Nel 1672, l'astronomo italiano Giovanni Cassini e il suo collega Jean Richer fecero osservazioni simultanee di Marte , con Cassini a Parigi e Richer nella Guyana francese. Cassini ha successivamente utilizzato queste misurazioni per calcolare la parallasse che determina la distanza di Marte dalla Terra.

La prima persona a riuscire a misurare la distanza di una stella usando il metodo della parallasse fu l'astronomo tedesco Friedrich Bessel nel 1838. Sulla base delle sue osservazioni, Bessel calcolò che la stella 61 Cygni , una delle stelle della costellazione del Cigno , doveva essere di circa 10 anni luce dalla Terra. Questo fu l'inizio del lungo e noioso processo di costruzione di una mappa tridimensionale dell'universo.

Alla fine degli anni '30 dell'Ottocento, i contemporanei e rivali di Bessels Wilhelm Struve e Thomas Henderson fornirono una misurazione della parallasse ciascuno, portando il numero totale a tre. All'inizio del XX secolo, l'elenco delle stelle con parallassi misurati crebbe fino a poche centinaia, principalmente grazie al lavoro dell'astronomo olandese Jacobus Kapteyn.

Nei decenni successivi, gli astronomi, aiutati dai miglioramenti nella tecnologia dei telescopi, hanno gradualmente ampliato i cataloghi delle distanze stellari utilizzando il metodo della parallasse. Nel 1924, l'astronomo americano Frank Schlesinger pubblicò un catalogo con i parallassi di quasi 2.000 stelle, sondando distanze stellari fino a poche decine di anni luce dalla Terra. Il suo catalogo è stato esteso a circa 6.000 stelle da Louise Freeland Jenkins nel 1952 e ad oltre 8.000 stelle da William van Altena nel 1995. Ma l'effetto tremolante causato dall'atmosfera terrestre e la distorsione delle osservazioni del telescopio causata dalla gravità terrestre hanno impedito agli astronomi di raggiungere una precisione migliore di circa 0,01 secondi d'arco (un secondo d'arco è una misura angolare pari a 1/3600 di grado).

"Oggi, con tecnologie avanzate come l'ottica adattiva e l'interferometria, possiamo raggiungere precisioni di qualche dozzina di micro-secondi d'arco su grandi telescopi terrestri", ha affermato Jos de Bruijne, astronomo dell'Agenzia europea di questo Web (ESA) in un dichiarazione .

L'effetto di parallasse fa sì che le stelle eseguano apparentemente piccoli cerchi nel cielo ogni anno. Poiché anche le stelle si muovono in questa rete lungo le proprie traiettorie, questi cerchi si trasformano effettivamente in una spirale. (Credito immagine: ESA)

Innovazione nelle misurazioni della parallasse e nella mappatura delle galassie

Una vera svolta nella misurazione della parallasse e quindi nel determinare le distanze delle stelle nella nostra galassia, la Via Lattea , è arrivata con una missione chiamata Ipparco , dal nome dell'antico astronomo greco che per primo utilizzò il metodo per stimare la distanza della luna.

Questa missione, lanciata dall'ESA nel 1989, ha misurato le posizioni e le parallasse nonché i moti propri (il movimento di una stella nel cielo osservato negli anni che non è causato dalla parallasse ma riflette il movimento effettivo della stella in This Web ), per quasi 120.000 stelle. Il This Webcraft ha orbitato attorno alla Terra per circa quattro anni, consentendo agli astronomi di sondare le vicinanze del Sole fino a una distanza di 300 anni luce con una precisione di 0,001 secondi d'arco.

Due decenni dopo la fine della missione Ipparco, arrivò un'altra svolta. Nel 2013, l'ESA ha lanciato un telescopio chiamato Gaia che traccia le posizioni, i parallassi e i moti propri di oltre un miliardo di stelle. Quel numero rappresenta solo circa l'1% del numero effettivo di stelle nella galassia, ma è abbastanza per gli astronomi estrapolare le osservazioni per capire come si comporta la Via Lattea nel suo insieme.

Utilizzando i dati di Gaia, potrebbero, per la prima volta, creare un filmato dinamico della vita della galassia nel corso di miliardi di anni, scoprendo eventi passati ma anche proiettando ciò che accadrà in futuro.

"Hipparcos aveva un rilevatore con un solo pixel e poteva osservare solo una stella alla volta", ha affermato de Bruijne, vice scienziato del progetto dell'ESA per la missione Gaia. "Gaia, d'altra parte, ha quasi un miliardo di pixel nei suoi rivelatori e può osservare migliaia di stelle contemporaneamente".

Gli specchi di Gaias sono 20 volte più grandi e quindi raccolgono la luce in modo molto più efficiente rispetto al suo predecessore, vedendo molto più in profondità nella galassia.

Cos'altro puoi imparare dalla parallasse?

Il metodo della parallasse, tuttavia, è solo il primo gradino della scala delle distanze cosmiche, una successione di metodi che gli astronomi usano per stimare le distanze degli oggetti nell'universo. Ad un certo punto, le stelle e le galassie diventano troppo lontane per poter misurare la loro parallasse anche dalla più sensibile delle tecnologie disponibili. Ma gli astronomi possono utilizzare le intuizioni derivate dalle misurazioni della parallasse delle stelle più vicine per stimare le distanze di quelle più lontane.

Ad esempio, misurando le distanze da un certo numero di stelle vicine, gli astronomi sono stati in grado di stabilire relazioni tra il colore di una stella e la sua luminosità intrinseca, la luminosità che sembrerebbe avere se osservata da una distanza standard. Queste stelle diventano quindi quelle che gli astronomi chiamano "candele standard". Confrontando il colore e lo spettro delle stelle con le "candele standard", gli astronomi possono determinare la luminosità intrinseca della stella, ha affermato Mark Reid, astronomo dell'Harvard Smithsonian Center for Astrophysics.

Confrontando la luminosità intrinseca con la luminosità apparente della stella, possiamo ottenere una buona misura della distanza della stella applicando la regola 1/r^2. La regola 1/r^2 afferma che la luminosità apparente di una sorgente luminosa è proporzionale al quadrato della sua distanza. Ad esempio, se si proietta un'immagine quadrata di un piede su uno schermo e quindi si sposta il proiettore due volte più lontano, la nuova immagine sarà di 2 piedi per 2 piedi o 4 piedi quadrati. La luce si diffonde su un'area quattro volte più grande e sarà solo un quarto più luminosa di quando il proiettore era la metà della distanza. Se si sposta il proiettore tre volte più lontano, la luce coprirà 9 piedi quadrati e apparirà solo un nono di luminosità.

Se una stella misurata in questo modo fa parte di un ammasso distante, possiamo presumere che tutte quelle stelle abbiano la stessa distanza e possiamo aggiungerle alla libreria delle candele standard.

Utilizzo del parallasse per l'imaging 3D

Un'altra applicazione della parallasse è la riproduzione e la visualizzazione di immagini 3D. La chiave è catturare immagini 2D del soggetto da due angolazioni leggermente diverse, simili agli occhi umani, e presentarle in modo tale che ogni occhio veda solo una delle due immagini.

Ad esempio, uno stereopticon, o stereoscopio, che era un dispositivo popolare nel 19° secolo, usa la parallasse per visualizzare fotografie in 3D. Due immagini montate una accanto all'altra vengono visualizzate attraverso una serie di obiettivi. Ogni immagine è presa da un punto di vista leggermente diverso che corrisponde strettamente alla distanza degli occhi. L'immagine a sinistra rappresenta ciò che vedrebbe l'occhio sinistro e l'immagine a destra mostra ciò che vedrebbe l'occhio destro. Attraverso uno speciale visore, la coppia di immagini 2D si fondono in un'unica fotografia 3D. Il moderno giocattolo View-Master utilizza lo stesso principio.

Un altro metodo per acquisire e visualizzare immagini 3D, Anaglyph 3D, separa le immagini fotografandole attraverso filtri colorati. Le immagini vengono poi visualizzate utilizzando speciali vetri colorati. Una lente è solitamente rossa e l'altra ciano (blu-verde). Questo effetto funziona per filmati e immagini stampate, ma la maggior parte o tutte le informazioni sul colore della scena originale vengono perse.

Alcuni film ottengono un effetto 3D utilizzando la luce polarizzata. Le due immagini sono polarizzate in direzioni ortogonali o ad angolo retto l'una rispetto all'altra, tipicamente in uno schema a X, e proiettate insieme sullo schermo. Gli speciali occhiali 3D indossati dai membri del pubblico bloccano una delle due immagini sovrapposte a ciascun occhio.

La maggior parte dei televisori 3D odierni utilizza uno schema di otturatore attivo per visualizzare immagini per ciascun occhio che si alternano a 240 Hz. Occhiali speciali sono sincronizzati con la TV in modo che blocchino alternativamente le immagini sinistra e destra per ciascun occhio.

Le cuffie da gioco per realtà virtuale, come Oculus Rift e HTC Vive, producono ambienti virtuali 3D proiettando un'immagine da un diverso angolo di visione a ciascun occhio per simulare un effetto di parallasse.

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Ci sono anche molti usi per l'imaging 3D nella scienza e nella medicina. Ad esempio, le scansioni TC che sono immagini 3D reali di regioni all'interno del corpo, non solo un paio di proiezioni 2D possono essere visualizzate in modo che ogni occhio veda l'immagine da un'angolazione leggermente diversa per produrre un effetto di parallasse. L'immagine può quindi essere ruotata e inclinata mentre viene visualizzata. Gli scienziati possono anche utilizzare immagini 3D per visualizzare molecole, virus, cristalli, superfici di film sottili, nanostrutture e altri oggetti che non possono essere visti direttamente con i microscopi ottici perché troppo piccoli o incorporati in materiali opachi.

Risorse aggiuntive e letture:

Puoi saperne di più sulla parallasse stellare dal Dipartimento di Fisica e Astronomia della Georgia State University o guardare una breve lezione sull'angolo di parallasse della NASA. Una volta acquisite le nozioni di base, puoi utilizzare i principi della parallasse per creare progetti stereoscopici dagli Scratch Studios del MIT.

Bibliografia

Parallasse
https://sci.esa.int/web/gaia/-/60236-parallax (ESA, 2018)

Perché era così difficile studiare la Via Lattea prima di Gaia?
https://www.esa.int/Science_Exploration/Space_Science/Gaia/Why_was_it_so_difficult_to_study_the_Milky_Way_before_Gaia (ESA)

Questo articolo è stato aggiornato il 12 dicembre 2018 da Adam Mann, collaboratore di This Web.com.

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