Writing the memory of Paolo Maffei I became curious about the galaxies closer to us and I have collected some information for an in deep study of the argument, closely related to the correct determination of their distance. The external links referred to Wikipedia.
We start with the measurement of distances.
In astronomy there are several methods for measuring distances.
For relatively nearby objects, we use the method of parallax based on the apparent displacement of the stars in the sky, due to Earth's orbital motion, and the use of trigonometric calculation to determine the distance. This shift is little appreciable and this method becomes unusable for objects that are further away, just think about the stars nearest to us that have a shift lesser than an arc second. Today, thanks to the measurements made by satellite Hypparcos, the method is reliable, with an error of 10%, up to about 300 light years.
Our Galaxy is about 100,000 light years wide so the method is clearly unsuitable for objects beyond that distance, and especially outside of the Galaxy itself.
Another method uses a particular class of variable stars: the Cepheid.
The size of our galaxy has been determined on the basis of observations of Cepheid by Harlow Shapley.
The other widely used method is based on the doppler effect, which is described by Christian Doppler in 1842, caused by variation in the frequency of light due to the motion of the source. If the source is moving away it's called an "expansion" of the frequency and hence a shift of the spectrum towards red, if the object is approaching we have a "compression" of the frequency and a consequent shift towards blue.
In 1920 Edwin Hubble, using the Cepheid, established that some nebulae, according to their distance, did not belong to the Milky Way and are obviously other galaxies. Putting these measurements in relation with the Doppler effect he formulated, in 1929, the Hubble's Law, which establishes the existence of a linear relationship between distance and the red shift of the spectrum, and therefore the speed of recession of a galaxy is directly proportional to its distance from us.
Iniziamo con la misura delle distanze.
In astronomia esistono numerosi metodi per la misura delle distanze.
Per oggetti relativamente vicini si usa il metodo della parallasse basato sull'apparente spostamento nel cielo degli astri, dovuto al moto orbitale terrestre ed all'utilizzo del calcolo trigonometrico per determinare la distanza. Essendo tale spostamento poco apprezzabile man mano che gli oggetti sono più lontani tale metodo diventa inutilizzabile, basti pensare che le stelle a noi più vicine presentano spostamenti inferiori al secondo d'arco. Attualmente, grazie alle misurazioni fatte dal satellite Hypparcos, tale sistema è attendibile, con un errore del 10%, fino a circa 300 anni luce.
Estendendosi la nostra Galassia per circa 100.000 anni luce il metodo è chiaramente inutilizzabile per oggetti oltre tale distanza e soprattutto al di fuori della Galassia stessa.
Un altro metodo utilizzato sfrutta una particolare categoria di stelle variabili: le Cefeidi.
Le Cefeidi prendono il nome dalla δ Cephey identificata come stella variabile nel 1784 da John Goodricke. Tali stelle presentano un periodo di variabilità da 1 a 50 giorni con una curva di luce che si ripete sempre uguale a se stessa. Nel 1908 Henrietta Leavitt pubblicò una ricerca, basata sullo studio delle Cefeidi presenti nelle Nubi di Magellano, con la quale dimostrò che più una Cefeide era luminosa più era lento il ciclo di variazione. Fu così possibile stabilire le distanze relative ad ogni Cefeide rispetto ad un'altra (stabilendo ad esempio che una si trovava ad una distanza doppia rispetto ad un'altra).
Solo nel 1918 Ejnar Hertzsprung misurò la distanza di varie Cefeidi vicine, con il metodo della parallasse, rendendo così possibile avere anche una idea delle distanze assolute.
La grandezza della nostra Galassie è stata determinata sulla base delle osservazioni delle Cefeidi da Harlow Shapley.
L'altro metodo largamente utilizzato si basa sull'effetto doppler, descritto da Christian Doppler nel 1842, causato dalla variazione della frequenza della luce dovuta al moto della sorgente. Se la sorgente si allontana si ha una "dilatazione" della frequenza e quindi uno spostamento dello spettro verso il rosso, se l'oggetto si avvicina si ha una "compressione" della frequenza ed un conseguente spostamento verso il blu.
Nel 1920 Edwin Hubble, sfruttando le Cefeidi, stabilì che alcune nebulose, in base alla loro distanza, non appartenevano alla Via Lattea ed erano quindi altre galassie. Mettendo in relazione tali misurazioni con l'effetto Doppler formulò, nel 1929, la Legge di Hubble, che stabilisce l'esistenza di una relazione lineare fra la distanza e lo spostamento verso il rosso dello spettro e che pertanto la velocità di recessione di una galassia è direttamente proporzionale alla sua distanza da noi.
La maggior precisione di tali misure, rese sempre più precise dallo sviluppo di sistemi tecnologicamente più evoluti , ha consentino di poter determinare con maggior precisione le distanze della galassie vicine. Ma questo lo vedremo in un post successivo.
Half65
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Nello scrivere il ricordo di Paolo Maffei mi sono incuriosito in merito alle galassie più vicine a noi ed ho raccolto alcune informazioni per approfondire l'argomento, strettamente correlato alla determinazione corretta della loro distanza. I link esterni sono riferiti a Wikipedia.We start with the measurement of distances.
In astronomy there are several methods for measuring distances.
For relatively nearby objects, we use the method of parallax based on the apparent displacement of the stars in the sky, due to Earth's orbital motion, and the use of trigonometric calculation to determine the distance. This shift is little appreciable and this method becomes unusable for objects that are further away, just think about the stars nearest to us that have a shift lesser than an arc second. Today, thanks to the measurements made by satellite Hypparcos, the method is reliable, with an error of 10%, up to about 300 light years.
Our Galaxy is about 100,000 light years wide so the method is clearly unsuitable for objects beyond that distance, and especially outside of the Galaxy itself.
Another method uses a particular class of variable stars: the Cepheid.
The Cepheid take their name from δ Cephey identified as a variable star in 1784 by John Goodrick. These stars have a variable period of 1 to 50 days with a light curve that is always repeated the same to itself. In 1908 Henrietta Leavitt published a research, based on the study of Cepheid in the Magellanic Clouds, by which showed that more bright was the Cepheid was more slow was the cycle of variation. It was thus possible to determine distances for each Cepheid over another (for example one that was at a distance twice to another).
Only in 1918 Ejnar Hertzsprung measured the distance of several near Cepheid with the method of parallax, thus making it possible to have an idea of absolute distances.The size of our galaxy has been determined on the basis of observations of Cepheid by Harlow Shapley.
The other widely used method is based on the doppler effect, which is described by Christian Doppler in 1842, caused by variation in the frequency of light due to the motion of the source. If the source is moving away it's called an "expansion" of the frequency and hence a shift of the spectrum towards red, if the object is approaching we have a "compression" of the frequency and a consequent shift towards blue.
In 1920 Edwin Hubble, using the Cepheid, established that some nebulae, according to their distance, did not belong to the Milky Way and are obviously other galaxies. Putting these measurements in relation with the Doppler effect he formulated, in 1929, the Hubble's Law, which establishes the existence of a linear relationship between distance and the red shift of the spectrum, and therefore the speed of recession of a galaxy is directly proportional to its distance from us.
The greater precision of such measurements, made more precise by the development of more technologically advanced systems, allows to determine with greater accuracy the distances of nearby galaxies. But we will see this in a later post.
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Iniziamo con la misura delle distanze.
In astronomia esistono numerosi metodi per la misura delle distanze.
Per oggetti relativamente vicini si usa il metodo della parallasse basato sull'apparente spostamento nel cielo degli astri, dovuto al moto orbitale terrestre ed all'utilizzo del calcolo trigonometrico per determinare la distanza. Essendo tale spostamento poco apprezzabile man mano che gli oggetti sono più lontani tale metodo diventa inutilizzabile, basti pensare che le stelle a noi più vicine presentano spostamenti inferiori al secondo d'arco. Attualmente, grazie alle misurazioni fatte dal satellite Hypparcos, tale sistema è attendibile, con un errore del 10%, fino a circa 300 anni luce.
Estendendosi la nostra Galassia per circa 100.000 anni luce il metodo è chiaramente inutilizzabile per oggetti oltre tale distanza e soprattutto al di fuori della Galassia stessa.
Un altro metodo utilizzato sfrutta una particolare categoria di stelle variabili: le Cefeidi.
Le Cefeidi prendono il nome dalla δ Cephey identificata come stella variabile nel 1784 da John Goodricke. Tali stelle presentano un periodo di variabilità da 1 a 50 giorni con una curva di luce che si ripete sempre uguale a se stessa. Nel 1908 Henrietta Leavitt pubblicò una ricerca, basata sullo studio delle Cefeidi presenti nelle Nubi di Magellano, con la quale dimostrò che più una Cefeide era luminosa più era lento il ciclo di variazione. Fu così possibile stabilire le distanze relative ad ogni Cefeide rispetto ad un'altra (stabilendo ad esempio che una si trovava ad una distanza doppia rispetto ad un'altra).
Solo nel 1918 Ejnar Hertzsprung misurò la distanza di varie Cefeidi vicine, con il metodo della parallasse, rendendo così possibile avere anche una idea delle distanze assolute.
La grandezza della nostra Galassie è stata determinata sulla base delle osservazioni delle Cefeidi da Harlow Shapley.
L'altro metodo largamente utilizzato si basa sull'effetto doppler, descritto da Christian Doppler nel 1842, causato dalla variazione della frequenza della luce dovuta al moto della sorgente. Se la sorgente si allontana si ha una "dilatazione" della frequenza e quindi uno spostamento dello spettro verso il rosso, se l'oggetto si avvicina si ha una "compressione" della frequenza ed un conseguente spostamento verso il blu.
Nel 1920 Edwin Hubble, sfruttando le Cefeidi, stabilì che alcune nebulose, in base alla loro distanza, non appartenevano alla Via Lattea ed erano quindi altre galassie. Mettendo in relazione tali misurazioni con l'effetto Doppler formulò, nel 1929, la Legge di Hubble, che stabilisce l'esistenza di una relazione lineare fra la distanza e lo spostamento verso il rosso dello spettro e che pertanto la velocità di recessione di una galassia è direttamente proporzionale alla sua distanza da noi.
La maggior precisione di tali misure, rese sempre più precise dallo sviluppo di sistemi tecnologicamente più evoluti , ha consentino di poter determinare con maggior precisione le distanze della galassie vicine. Ma questo lo vedremo in un post successivo.
Half65
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