jump to navigation

Paralaxa Martie 12, 2010

Posted by EvolutieStelara in Evolutie Stelara.
Tags: , ,
trackback

Pentru a putea determina parametrii de bază ai oricarui obiect ceresc, este nevoie în primul rând să se determine distanţa. Acest lucru  este extrem de important întrucât, aşa cum vom vedea pe parcurs, strălucirea puternică a unei stele pe cerul nopţii poate însemna că este aproape de noi sau că este pur şi simplu strălucitoare. Pe de altă parte, o stea poate părea slabă fiind situată la o distanţă foarte mare de observator sau pur şi simplu pentru că este o stea „palidă”. De la început este important să stabilim care este răspunsul corect la această întrebare, pentru a nu compromite rezultatele ulterioare.

Determinarea distanţelor în astronomie a fost şi este în continuare o sarcină dificilă şi supusă erorilor. Încă nu s-a ajuns la un consens în ceea ce priveşte superioritatea unei metode asupra alteia, dar s-a constatat că cea mai veche metodă folosită este şi cea mai exactă, mai ales în determinarea distanţelor stelare.

Este vorba de paralaxa stelară. Aceasta este practic măsura unghiulară pe care o formează o stea atunci când este observată din două locaţii diferite de pe Pământ. Cele doua poziţii sunt rezultatul observării stelei în două momente diferite, în general la un interval de timp echivalent cu 6 luni. În acest fel steaua observată va părea că îşi schimbă poziţia pe fundalul cerului. Paralaxa (p) a stelei observate este egală cu jumătatea unghiului format de cele două poziţii aparente ale stelei. Cu cât este mai mare paralaxa (p), cu atât este mai mică distanţa. Ca un exemplu plastic ne vom imagina o călătorie cu trenul noaptea. Să presupunem că trenul tocmai trece pe lângă un orăşel cu străzile luminate. Pe măsură ce trenul se deplasează, luminiile aflate mai aproape de noi, par a se deplasa cu o viteză mai mare, in timp ce acele lumini situate mai departe, apararent stau pe loc.

Dacă o stea are măsura paralaxei de 1 arcsec (arcsec – prescurtare de la o secundă de arc) şi baza este de o unitate astronomică (U.A. – distanţa medie de la Pământ la Soare) înseamnă că distanţa până la stea este de 1 parsec (pc. – distanţa unui obiect care are paralxa de o secunda de arc). Aceasta este originea termenului „parsec”, unitatea de distanţă folosită cel mai frecvent în astronomie. Parsecul are 206264 UA, iar lumina ar străbate această distanţă în 3.26 ani.

Distanţa (d) a unei stele în parsec este dată de reciproca paralaxei sale (p) si de obicei este determinată astfel:

unde ,  d = distanţa până la stea exprimată în pc.

p =  unghiul paralaxei stelei exprimat in arcsec

În general în astronomie , distanţele sunt exprimate în  parsec în locul „ anilor lumină ” (a.l.)

Sirius (α Canis Majoris ) are o paralaxă de 0,379 arcsecunde. Prin urmare distanţa sa faţă de Pământ se mai poate exprima şi în felul urmator

De reţinut că 1 pc este echivalent cu 3,26 a.l. Distanţa lui Sirius faţa de Pamânt se mai poate exprima şi în felul următor:

Toate stelele descoperite până în prezent au o paralaxă mai mică de 1 arcsec, iar unghiuri mai mici de 0,1 arcsec sunt extrem de dificil de măsurat de pe Pământ datorită efectelor atmosferice. În schimb din spaţiu, satelitul Hipparcos, lansat în 1989, a măsurat paralaxe de până la  0,001 arcsec, determinând distanţe de  aproximativ 1000 pc.

Ca un ultim exemplu în acest sens vom lua paralaxa stelei celei mai apropiate – Proxima Centauri (0,74 arcsec). Aceasta înseamnă că pentru steaua cea mai apropiată, astronomii au avut de măsurat un triunghi cu o baza egală cu 1mm iar celelalte laturi de 275m! Să nu uităm că acesta este cazul celei mai apropiate stele de planeta noastră.

În orice caz dificultăţile şi limitările impuse de această metodă i-a condus pe cercetători la descoperirea altor fenomene astronomice precum aberaţia luminii, nutaţia, existenţa stelelor duble.

După 1800 instrumentele devin perfecţionate şi pot măsura unghiuri foarte mici de mărimi subunitare. Trei astronomi îşi propun să măsoare paralaxele stelelor: Thomas Henderson, Friedrich Struve şi Friedrich Bessel. Rezultatele lor apar în 1838 astfel:

–         61 Cygni – Bessel, paralaxa de 0,545 arcsec(/an)

–         α Centauri – Henderson, 0,77 arcsec(/an)

–         Vega – Struve, 0,12 arcsec(/an)

0,77 arcsec = 2cm vizibil de la 5,3 km

0,01 arcsec = o unghie vazută de la 200km

Exemplele în acest sens pot continua.

Am văzut acum care sunt limitele metodei determinării paralaxei stelare pentru a stabili distanţa unei stele faţă de Pământ. Fără să insistăm prea mult asupra lor, vom aminti metodele care pot substitui tehnica paralaxei în măsurarea distanţelor stelare.

Două tipuri de stele variabile sunt foarte utile în a determina distanţele: stelele variabile din Cefeide şi cele din RR Lyrae. Importanţa lor constă în faptul că luminozitatea lor intrinsecă şi perioada variabilităţii sunt în strânsă legătură. Cu cât este mai îndelungat timpul în care o stea îşi schimbă strălucirea, cu atât are o luminozitate mai mare. Perioada de variabilitate a unei stele este relativ uşor de măsurat, fiind la îndemâna oricărui astronom amator. O data ce această perioadă a fost masurată, se poate determina luminozitatea stelei. Apoi comparând luminozitatea intrinsecă a stelei (magnitudinea sa absolută) cu strălucirea ei, aşa cum apare pe cerul nopţii (magnitudine aparentă) se poate calcula distanţa la care această stea se afla faţă de Pământ. Steaua Polaris este o astfel de stea din Cefeide şi variază în strălucire cu aproximativ 10% în doar 4 zile. Cu ajutorul Cefeidelor folosite ca referinţă, s-au putut determina distanţe de aproximativ 60 milioane de ani-lumina.

Altă metodă de determinare a distanţelor este metoda paralaxei spectroscopice, prin care stabilind clasa spectrală din care face parte steaua observată se determină luminozitatea intrinseca, ce se compară apoi cu magnitudinea aparentă pentru a determina distanţa.

Pentru galaxii, cele mai îndepărtate obiecte cereşti, dintre tehnicile de măsurare a distanţelor menţionăm metoda Tully Fisher şi faimoasa Lege Hubble.

Se impune o ultimă menţiune în ceea ce priveşte determinarea distanţelor şi anume aceea că  într-o oarecare măsură eroarea este inevitabilă pentru oricare dintre metodele utilizate. Acestă eroare poate fi într-un procent de 10-25%. Concret o eroare estimată de 25% pentru o stea aflată la o distanţă de 4000 de ani-lumina înseamnă că acea stea s-ar putea afla oriunde în intervalul 3000 – 5000 de ani-lumina depărtare.

Anunțuri

Comentarii»

No comments yet — be the first.

Lasă un răspuns

Completează mai jos detaliile tale sau dă clic pe un icon pentru a te autentifica:

Logo WordPress.com

Comentezi folosind contul tău WordPress.com. Dezautentificare / Schimbă )

Poză Twitter

Comentezi folosind contul tău Twitter. Dezautentificare / Schimbă )

Fotografie Facebook

Comentezi folosind contul tău Facebook. Dezautentificare / Schimbă )

Fotografie Google+

Comentezi folosind contul tău Google+. Dezautentificare / Schimbă )

Conectare la %s

%d blogeri au apreciat asta: