Inserito da: Ripley - 23 Dic 2013, 15:35:20
Traduzione in tre parti
Parte II (#post_A)
Parte III (#post_B)
Parte I - La mappatura del cielo dall'antichità ai tempi pre-moderni
I popoli iniziarono a misurare la posizione delle stelle migliaia di anni fa e la storia dell'astrometria è la storia di alcuni degli scienziati più talentuosi e appassionati che abbiano mai vissuto. Mentre la missione ESA Gaia (http://www.tuttovola.org/index.php?topic=6770.0) inaugura una nuova era di astrometria spaziale, ripercorriamo la storia di questa illustre disciplina, a cominciare dai pionieri che hanno lavorato prima dell'invenzione del telescopio.
Reperti archeologici dimostrano che l'astronomia è una delle prime scienze naturali sviluppate dalle antiche civiltà di tutto il mondo. Gli antichi astronomi potevano eseguire solo indagini limitate del cielo, con l'aiuto di rudimentali strumenti ottici. Anche in queste condizioni, l'umanità aveva già iniziato la misurazione delle posizioni dei corpi celesti, rendendo l'astrometria - la scienza della mappatura del cielo - una delle più antiche branche dell'astronomia.
Non era solo la curiosità che ispirava i primi astronomi: astronomia e astrometria erano anche scienze pratiche. Monitorare i movimenti di stelle e di pianeti nel cielo era il modo migliore per tenere traccia del tempo, che era fondamentale per l'agricoltura, i rituali religiosi e la navigazione.
Le prime notizie documentate di sistematiche osservazioni astronomiche risalgono agli Assiro-Babilonesi, nel 1000 A.C. circa. Dalla culla della civiltà in Mesopotamia - nella parte meridionale dell'attuale Iraq - gli astronomi avevano costruito la conoscenza dei corpi celesti e registrato i loro movimenti periodici. Ma non avevano idea di quanto fossero realmente lontane le stelle e i pianeti.
La Grecia antica
Fu molto più tardi, nel III secolo A.C., che gli astronomi greci tentarono per la prima volta di usare l'astrometria per stimare le scale cosmiche. Tra le altre scienze, l'astronomia fiorì ad Alessandria, una colonia greca al largo della costa settentrionale dell'Egitto, con una famosa biblioteca ed un rinomato museo. La visione dominante del cosmo tra gli scienziati era geocentrica, con la Terra al centro dell'Universo e tutto il resto che ruotava intorno ad essa, ma ce ne erano alcuni che stavano avvicinandosi alla verità.
Aristarco di Samo era uno dei pochi sostenitori del sistema eliocentrico, avendo capito che la Terra viaggiava intorno al Sole e non viceversa. Matematico esperto, cercò di valutare la distanza relativa del Sole e della Luna dalla Terra, misurando l'angolo tra loro quando la Luna appare esattamente come un quarto. Con l'aiuto della trigonometria, stabilì che il Sole è da 18 a 20 volte più distante dalla Terra rispetto alla Luna. Ebbe l'idea giusta, ma la misura non era molto precisa: i dati attuali indicano che il Sole è circa 400 volte più distante della Luna.
Il primo catalogo stellare
Nel secondo secolo A.C., il famoso astronomo greco Ipparco di Nicea compilò il primo catalogo stellare. Una copia del suo lavoro venne trascritta da Tolomeo, un astronomo vissuto 300 anni più tardi ad Alessandria - allora parte dell'Impero Romano.
Per misurare gli angoli nel cielo, Ipparco impiegò l'antica pratica babilonese, ancora in uso oggi, di dividere un cerchio in 360 gradi, ed ogni grado in 60 minuti d'arco. Il catalogo di Ipparco, uno dei primi tentativi riusciti di tracciare il cielo, elenca le posizioni di 850 stelle nel cielo con una precisione di circa un grado (circa il doppio della dimensione angolare della Luna piena). Fu in grado di raggiungere questa precisione esclusivamente con osservazioni a occhio nudo e con l'aiuto dei pochi strumenti disponibili all'epoca - gnomoni, astrolabi e sfere armillari. Ipparco ha anche creato il sistema di magnitudine per descrivere la luminosità delle stelle, che è ancora in uso oggi, e studiò la distanza relativa del Sole e della Luna dalla Terra.
Progressi durante i Secoli bui
Mentre l'Europa languiva nei Secoli bui, l'astronomia fiorì in Asia e nel mondo islamico. Ampie osservazioni furono eseguite durante gli imperi cinesi e indiani, compresa la compilazione di cataloghi stellari. Nel mondo islamico, le osservazioni del cielo erano accompagnate dallo studio e dalla traduzione dei testi antichi degli scienziati greci. Studiosi islamici costruirono raffinatissimi strumenti astronomici per misurare gli angoli nel cielo. Migliorarono il quadrante, un dispositivo di misurazione a forma di quarto di cerchio, originariamente proposto da Tolomeo, e inventarono il sestante, uno strumento simile nella forma ad un sesto di cerchio.
Ulugh Beg, della dinastia timuride, creò un catalogo di 994 stelle nel XV secolo a Samarcanda. Governando l'Asia centrale, gli astronomi ed i matematici costruirono un enorme sestante con un raggio di 36 metri a Samarcanda (oggi Uzbekistan). Il catalogo di Ulugh Beg ha una precisione leggermente migliore di un grado, rispetto a quello di Ipparco, compilato diversi secoli prima. Ulugh Beg e molti altri astronomi attivi nel mondo islamico mantennero vive le pratiche dell'astronomia e dell'astrometria, facendole giungere fino all'era moderna.
Il Rinascimento europeo
Il flusso di scoperte e invenzioni provenienti da altre culture e altri territori catalizzarono la rinascita della scienza nell'Europa del Rinascimento. In astronomia, la riscoperta dei testi originali di Tolomeo avrebbe portato l'astronomo polacco Niccolò Copernico a rivoluzionare la visione del cosmo, con la sconvolgente rivelazione che la Terra non era il centro dell'Universo.
Il Sistema Copernicano
Copernico pubblicò la sua teoria di un sistema eliocentrico nel 1543, identificando il Sole come il centro dell'Universo, con la Terra e gli altri pianeti costretti a muoversi intorno ad esso. Anche se la visione eliocentrica descriveva i moti planetari in un modo più semplice e ordinato del sistema geocentrico di Tolomeo, ci volle almeno un secolo prima che questo controverso modello fosse accettato sia all'interno che all'esterno della comunità scientifica.
Anche una delle grandi menti dell'astronomia, Tycho Brahe, respingeva l'eliocentrismo. Tuttavia, dalla sua base in Danimarca, Brahe fece grandi passi avanti in astronomia osservativa. Sull'isola di Hven, che si trova oggi in Svezia, Brahe costruì Uraniborg, il più grande osservatorio astronomico prima dell'invenzione del telescopio. Con l'aiuto di grandi quadranti e sestanti, compilò un catalogo con le posizioni di circa 1000 stelle. Completato nel 1598 e pubblicato nel 1627, il catalogo di Brahe ha una precisione di circa un minuto d'arco - un enorme balzo in avanti, e il primo grande miglioramento nei cataloghi stellari che risalivano a diciassette secoli prima.
In cerca della parallasse stellare
Il sistema eliocentrico aveva rilanciato il dibattito sulle parallassi stellari. La parallasse è un movimento apparente di un oggetto in primo piano rispetto al suo sfondo a causa di un cambiamento nella posizione dell'osservatore. Conosciuto anche come triangolazione, questo metodo viene utilizzato per valutare le distanze degli oggetti lontani sulla Terra. Gli astronomi avevano cercato di applicarlo per determinare la distanza delle stelle, ma nessun riferimento sulla Terra era sufficientemente grande per rilevare la parallasse stellare a causa delle immense distanze coinvolte.
Dopo l'affermazione di Copernico che la Terra gira intorno al Sole, gli astronomi si resero conto che, per misurare le parallassi stellari, era possibile sfruttare la linea di base molto più ampia offerta dal piano dell'orbita terrestre. Brahe si spinse quindi verso i limiti osservativi del suo tempo, alla ricerca della parallasse stellare. Purtroppo, non fu in grado di rilevarla. Supponendo erroneamente che le stelle non potessero essere così distanti, e che quindi la loro parallasse non potesse essere misurabile, Brahe respinse il modello di Copernico e propose il suo sistema ibrido, che incorporava caratteristiche sia geocentriche che eliocentriche.
Alla fine del XVI secolo, non ci fu modo per Brahe di scoprire che le stelle sono davvero così distanti che le sue misure non sarebbero state sufficienti a rilevarne la parallasse, neanche per le stelle più vicine al Sole.
Ad una distanza di poco più di 4 anni luce, le stelle più vicine a noi hanno una parallasse più piccola di un secondo d'arco. Sarebbe stata necessaria l'invenzione del telescopio e due secoli di diligente astronomia prima che la prima distanza di una stella potesse essere misurata.
Fu solo all'inizio del XIX secolo che cominciammo a comprendere la vera immensità del cosmo.
Fonte: traduzione da ESA - The oldest sky maps (http://sci.esa.int/gaia/53196-the-oldest-sky-maps/)
I popoli iniziarono a misurare la posizione delle stelle migliaia di anni fa e la storia dell'astrometria è la storia di alcuni degli scienziati più talentuosi e appassionati che abbiano mai vissuto. Mentre la missione ESA Gaia (http://www.tuttovola.org/index.php?topic=6770.0) inaugura una nuova era di astrometria spaziale, ripercorriamo la storia di questa illustre disciplina, a cominciare dai pionieri che hanno lavorato prima dell'invenzione del telescopio.
Reperti archeologici dimostrano che l'astronomia è una delle prime scienze naturali sviluppate dalle antiche civiltà di tutto il mondo. Gli antichi astronomi potevano eseguire solo indagini limitate del cielo, con l'aiuto di rudimentali strumenti ottici. Anche in queste condizioni, l'umanità aveva già iniziato la misurazione delle posizioni dei corpi celesti, rendendo l'astrometria - la scienza della mappatura del cielo - una delle più antiche branche dell'astronomia.
Tavoletta di pietra di Shamash, il dio-Sole, dall'antica città babilonese di Sippar Credito: © Trustees del British Museum | La Luna e la cometa Hale-Bopp sopra le Grandi Piramidi di Giza nel 1997 Credito: John Goldsmith |
Non era solo la curiosità che ispirava i primi astronomi: astronomia e astrometria erano anche scienze pratiche. Monitorare i movimenti di stelle e di pianeti nel cielo era il modo migliore per tenere traccia del tempo, che era fondamentale per l'agricoltura, i rituali religiosi e la navigazione.
Le prime notizie documentate di sistematiche osservazioni astronomiche risalgono agli Assiro-Babilonesi, nel 1000 A.C. circa. Dalla culla della civiltà in Mesopotamia - nella parte meridionale dell'attuale Iraq - gli astronomi avevano costruito la conoscenza dei corpi celesti e registrato i loro movimenti periodici. Ma non avevano idea di quanto fossero realmente lontane le stelle e i pianeti.
La Grecia antica
Fu molto più tardi, nel III secolo A.C., che gli astronomi greci tentarono per la prima volta di usare l'astrometria per stimare le scale cosmiche. Tra le altre scienze, l'astronomia fiorì ad Alessandria, una colonia greca al largo della costa settentrionale dell'Egitto, con una famosa biblioteca ed un rinomato museo. La visione dominante del cosmo tra gli scienziati era geocentrica, con la Terra al centro dell'Universo e tutto il resto che ruotava intorno ad essa, ma ce ne erano alcuni che stavano avvicinandosi alla verità.
Aristarco di Samo era uno dei pochi sostenitori del sistema eliocentrico, avendo capito che la Terra viaggiava intorno al Sole e non viceversa. Matematico esperto, cercò di valutare la distanza relativa del Sole e della Luna dalla Terra, misurando l'angolo tra loro quando la Luna appare esattamente come un quarto. Con l'aiuto della trigonometria, stabilì che il Sole è da 18 a 20 volte più distante dalla Terra rispetto alla Luna. Ebbe l'idea giusta, ma la misura non era molto precisa: i dati attuali indicano che il Sole è circa 400 volte più distante della Luna.
Copia greca dei calcoli di Aristarco di Samo sulle dimensioni relative del Sole, della Luna e la Terra. II° secolo A.C. | L'Atlante Farnese (https://it.wikipedia.org/wiki/Atlante_Farnese), copia dall'originale di periodo ellenistico, II° secolo D.C. La figura mitologica di Atlante regge un globo celeste raffigurante le costellazioni come queste dovevano apparire al tempo in cui Ipparco compilò il suo catalogo. |
Il primo catalogo stellare
Nel secondo secolo A.C., il famoso astronomo greco Ipparco di Nicea compilò il primo catalogo stellare. Una copia del suo lavoro venne trascritta da Tolomeo, un astronomo vissuto 300 anni più tardi ad Alessandria - allora parte dell'Impero Romano.
Per misurare gli angoli nel cielo, Ipparco impiegò l'antica pratica babilonese, ancora in uso oggi, di dividere un cerchio in 360 gradi, ed ogni grado in 60 minuti d'arco. Il catalogo di Ipparco, uno dei primi tentativi riusciti di tracciare il cielo, elenca le posizioni di 850 stelle nel cielo con una precisione di circa un grado (circa il doppio della dimensione angolare della Luna piena). Fu in grado di raggiungere questa precisione esclusivamente con osservazioni a occhio nudo e con l'aiuto dei pochi strumenti disponibili all'epoca - gnomoni, astrolabi e sfere armillari. Ipparco ha anche creato il sistema di magnitudine per descrivere la luminosità delle stelle, che è ancora in uso oggi, e studiò la distanza relativa del Sole e della Luna dalla Terra.
Progressi durante i Secoli bui
Ulugh Beg, della dinastia timuride, creò un catalogo di 994 stelle nel XV secolo a Samarcanda. Governando l'Asia centrale, gli astronomi ed i matematici costruirono un enorme sestante con un raggio di 36 metri a Samarcanda (oggi Uzbekistan). Il catalogo di Ulugh Beg ha una precisione leggermente migliore di un grado, rispetto a quello di Ipparco, compilato diversi secoli prima. Ulugh Beg e molti altri astronomi attivi nel mondo islamico mantennero vive le pratiche dell'astronomia e dell'astrometria, facendole giungere fino all'era moderna.
Il Rinascimento europeo
Il Sistema Copernicano
Copernico pubblicò la sua teoria di un sistema eliocentrico nel 1543, identificando il Sole come il centro dell'Universo, con la Terra e gli altri pianeti costretti a muoversi intorno ad esso. Anche se la visione eliocentrica descriveva i moti planetari in un modo più semplice e ordinato del sistema geocentrico di Tolomeo, ci volle almeno un secolo prima che questo controverso modello fosse accettato sia all'interno che all'esterno della comunità scientifica.
In cerca della parallasse stellare
Il sistema eliocentrico aveva rilanciato il dibattito sulle parallassi stellari. La parallasse è un movimento apparente di un oggetto in primo piano rispetto al suo sfondo a causa di un cambiamento nella posizione dell'osservatore. Conosciuto anche come triangolazione, questo metodo viene utilizzato per valutare le distanze degli oggetti lontani sulla Terra. Gli astronomi avevano cercato di applicarlo per determinare la distanza delle stelle, ma nessun riferimento sulla Terra era sufficientemente grande per rilevare la parallasse stellare a causa delle immense distanze coinvolte.
Dopo l'affermazione di Copernico che la Terra gira intorno al Sole, gli astronomi si resero conto che, per misurare le parallassi stellari, era possibile sfruttare la linea di base molto più ampia offerta dal piano dell'orbita terrestre. Brahe si spinse quindi verso i limiti osservativi del suo tempo, alla ricerca della parallasse stellare. Purtroppo, non fu in grado di rilevarla. Supponendo erroneamente che le stelle non potessero essere così distanti, e che quindi la loro parallasse non potesse essere misurabile, Brahe respinse il modello di Copernico e propose il suo sistema ibrido, che incorporava caratteristiche sia geocentriche che eliocentriche.
Alla fine del XVI secolo, non ci fu modo per Brahe di scoprire che le stelle sono davvero così distanti che le sue misure non sarebbero state sufficienti a rilevarne la parallasse, neanche per le stelle più vicine al Sole.
Ad una distanza di poco più di 4 anni luce, le stelle più vicine a noi hanno una parallasse più piccola di un secondo d'arco. Sarebbe stata necessaria l'invenzione del telescopio e due secoli di diligente astronomia prima che la prima distanza di una stella potesse essere misurata.
Fu solo all'inizio del XIX secolo che cominciammo a comprendere la vera immensità del cosmo.
Fonte: traduzione da ESA - The oldest sky maps (http://sci.esa.int/gaia/53196-the-oldest-sky-maps/)
Inserito da: Ripley - 09 Feb 2015, 23:10:18
Parte II - Il telescopio dà il via alla corsa per misurare le distanze stellari
Nel 17mo secolo avvenne una rivoluzione in astronomia. L'invenzione del telescopio ed il riconoscimento del sistema eliocentrico diedero il via ad una gara tra astronomi per misurare la parallasse delle stelle - lo spostamento annuale della loro posizione dovuto al moto della Terra intorno al Sole. Nei tardi anni '30 (del 1800) queste misurazioni permisero agli astronomi di determinare per la prima volta le distanze di un piccolo numero di stelle. Dal 1850 in poi, la fotografia applicata alle osservazioni astronomiche trasformò la pratica di mappare il cielo, permettendo la compilazione di cataloghi sempre più grandi di posizioni e distanze stellari.
Immagine a lato - Il telescopio di Galileo. Credito: Institute and Museum of the History of Science/Franca Principe.
Fu un'era di esplorazioni e scoperte in Europa. Mentre i navigatori ed i mercanti partivano per attraversare gli oceani e tracciare mappe del globo, gli scenziati si imbarcarono nel loro eccitante viaggio - sondare l'infinitamente grande e l'invisibilmente piccolo. Queste ricerche divennero possibili allo scoccare del 17mo secolo con le invenzioni del telescopio e del microscopio, entrambe accreditate a ottici olandesi.
Stabilire la questione eliocentrica
Poco dopo l'invenzione del telescopio, l'astronomo italiano Galileo Galilei (http://it.wikipedia.org/wiki/Galileo_Galilei) ne costruì una propria versione ed egli fu il primo ad osservare il cielo con questa sorta di occhio "migliorato" nel 1609. Questo inaugurò una nuova era di osservazioni astronomiche che rappresentò l'embrione per lo sviluppo della scienza sperimentale moderna. Il telescopio permise agli astronomi di raccogliere molte prove per testare la visione eliocentrica dell'Universo, proposta poche decine di anni prima dall'astronomo polacco Niccolò Copernico (http://it.wikipedia.org/wiki/Niccol%C3%B2_Copernico).
Le osservazioni fatte da Galileo avrebbero aperto la strada a scoperte fondamentali. Insieme alle leggi che regolano il movimento dei pianeti formulate dall'astronomo tedesco Giovanni Keplero (http://it.wikipedia.org/wiki/Giovanni_Keplero), il lavoro di Galileo gettò le fondamenta su cui poggia la teoria della gravitazione universale. Questa teoria, sviluppata dal fisico e matematico inglese Isaac Newton (http://it.wikipedia.org/wiki/Isaac_Newton) e pubblicata nel 1687, dissolse ogni dubbio residuo sul fatto che la Terra ruota intorno al Sole.
Vedere la parallasse
La disponibilità di migliori strumenti e l'accettazione del sistema eliocentrico diedero agli astronomi una rinnovata motivazione per andare alla ricerca della parallasse stellare, un effetto naturale del movimento che la Terra compie ogni anno intorno al Sole.
La parallasse è il movimento apparente che un oggetto in primo piano ha rispetto al suo sfondo, dovuto in realtà al movimento del punto di osservazione. Gli astronomi credevano che l'orbita della Terra potesse fornire loro una base di osservazione sufficientemente ampia da potergli far rilevare la parallasse stellare e sfruttarla per ricavare la distanza delle stelle.
Nuovi cataloghi
L'astronomia non era una cosa da praticare per divertimento o curiosità: la continua espansione della navigazione marittima pretendeva mappe del cielo precise. Questo problema spronò i governi di alcuni stati europei a supportare e finanziare i primi grandi osservatori astronomici.
Due grandi istituti che avrebbero influito molto sulla mappatura del cielo vennero fondati verso la fine del 17mo secolo: l'Osservatorio di Parigi, e l'Osservatorio Reale di Greenwich. In quest'ultimo a Londra, l'astronomo inglese John Flamsteed (http://it.wikipedia.org/wiki/John_Flamsteed) compilò il primo catalogo stellare con l'aiuto di un telescopio. Pubblicato nel 1725, il catalogo di Flamsteed elencava la posizione di circa 3.000 stelle con una precisione di 10-20 arcosecondi: ciò rappresentava un netto miglioramento sul precedente catalogo compilato appena due secoli prima dall'astronomo danese Tycho Brahe (http://it.wikipedia.org/wiki/Tycho_Brahe).
Immagine a lato - l'osservatorio di Parigi. Credito: Julia Kostelnyk (dipinto originale)
Diversi decenni più tardi, nel 1801, l'astronomo francese Jérome Lalande (http://it.wikipedia.org/wiki/J%C3%A9r%C3%B4me_Lalande) dell'Osservatorio di Parigi pubblicherà un catalogo ancora più esteso di 50.000 stelle con una precisione di circa 3 arcosecondi.
Ma la parallasse delle stelle rimaneva tenacemente nascosta. Il fallimento degli astronomi nel misurare le parallassi stellari confermava una teoria di Newton - che le stelle cioè si trovano ad una distanza enorme da noi. Comunque gli astronomi stavano avendo qualche successo nel comprendere le scale cosmiche, misurando le distanze nel Sistema Solare.
Misurare il Sistema Solare
Nel 1672, l'astronomo italo-francese Giovanni Cassini (http://it.wikipedia.org/wiki/Giovanni_Cassini) stimò la distanza tra la Terra e Marte. Come direttore dell'Osservatorio di Parigi, Cassini osservò Marte da Parigi mentre un suo collega, l'astronomo francese Jean Richer (http://en.wikipedia.org/wiki/Jean_Richer), compiva la stessa osservazione dalla Caienna, nella Guyana francese.
Comparando queste misurazioni simultanee, essi stimarono la parallasse di Marte ed applicarono concetti base di trigonometria per dedurne la distanza, con un risultato finale calcolato entro il 7% dell'attuale valore reale. Queste misurazioni fornirono la prima concreta stima sulle dimensioni del Sistema Solare, che si scoprì essere 20 volte più grande di quanto gli antichi Greci avevano indicato quasi 2.000 anni prima.
Immagine a lato - Giugno 2012, transito solare di Venere. Credito: ESA
Un esperimento simile, proposto nel 1716 dall'astronomo inglese Edmond Halley (http://it.wikipedia.org/wiki/Edmond_Halley), suggerì di sfruttare il transito di Venere sul Sole per misurare le dimensioni del Sistema Solare. Halley non visse così a lungo da poter effettuare personalmente questa misurazione, ma la sua idea ispirò una delle maggiori imprese scientifiche internazionali mai realizzate fino a quel tempo. Molti astronomi si recarono in altrettanti diversi posti qua e la sulla Terra - inclusa l'isola polinesiana di Tahiti ed il Capo di Buona Speranza in Sud Africa - per osservare i transiti di Venere del 1761 e del 1769. Dall'analisi combinata dei dati raccolti, Jérome Lalande dedusse la prima robusta stima della distanza tra la Terra ed il Sole. Questa stima, pubblicata nel 1771, sforava solo di pochi punti percentuali il reale valore di 149.597.870,700 km.
Halley fu anche il primo ad accorgersi che le stelle non sono ferme nel cielo ma che si muovono nello spazio. Se ne accorse nel 1718 mentre comparava le posizioni di stelle dei cataloghi contemporanei con quelle elencate nell'Almagesto di Tolomeo (http://it.wikipedia.org/wiki/Almagesto) - un lavoro astronomico del secondo secolo che include un catalogo di posizioni comunemente attribuite all'astronomo greco Ipparco di Nicea (http://it.wikipedia.org/wiki/Ipparco_di_Nicea), vissuto circa 2.000 anni prima. Halley notò che la posizione nel cielo di alcune stelle luminose era sostanzialmente diversa, e spiegò questi spostamenti nei termini di ciò che è noto come moto proprio - la proiezione della velocità di una stella sul piano del cielo.
La conquista della parallasse
All'inizio del 19mo secolo si costruivano telescopi sempre più precisi, ma nonostante i grandi progressi tecnologici, gli astronomi ancora non erano stati in grado di misurare la parallasse delle stelle. Un interessante sotto-prodotto di questa ricerca fu la scoperta dell'aberrazione della luce, accreditata all'astronomo inglese James Bradley (http://it.wikipedia.org/wiki/James_Bradley), nel 1725. Questo fenomeno, dovuto al movimento della Terra nello spazio, risulta in un moto apparente della sorgente astronomica sulla volta celeste, che appare spostarsi lievemente verso la direzione del moto terrestre.
Man mano che la ricerca sulla parallasse stellare continuava, l'astronomo tedesco Wilhelm Struve (http://it.wikipedia.org/wiki/Friedrich_Georg_Wilhelm_von_Struve), che lavorava a Dorpat in Russia (ora Tartu, in Estonia), sviluppò un criterio per semplificare le cose. Egli suggerì di concentrarsi su stelle che, sulla base di indizi indiretti come la loro luminosità apparente od il loro movimento, si trovavano probabilmente a distanze relativamente minori. Sosteneva che, se queste stelle erano più vicine a noi, dovevano anche produrre una parallasse maggiore, più facile da distinguere.
Struve si spinse così in avanti da arrivare finalmente a misurare la parallasse di una stella, ma non fu il primo a pubblicare questo risultato. Questo onore spettò al suo conterraneo Friedrich Bessel (http://it.wikipedia.org/wiki/Friedrich_Wilhelm_Bessel). Astronomo e matematico, Bessel fu il primo a pubblicare una affidabile misurazione di parallasse, nel 1838. Riuscì a misurare lo scostamento annuale nella posizione della stella 61 Cygni, che ammontava a 0,314 arcosecondi, cosa che collocava la stella ad una distanza di 10 anni luce. Oggigiorno, 61 Cygni è nota per essere un sistema binario, con valori di parallasse di 0,287 e 0,286 arcosecondi per le due stelle.
Bessel usò un tipo speciale di telescopio, un eliometro, costruito dal fisico e ottico tedesco Joseph Fraunhofer (http://it.wikipedia.org/wiki/Joseph_von_Fraunhofer).
Sviluppato inizialmente per osservare il Sole e misurare il suo diametro angolare, l'eliometro consiste in una lente tagliata a metà: le due metà possono scorrere e sovrapporsi una all'altra, producendo due immagini della stessa sorgente la cui separazione può essere regolata ruotando una vite. Ciò permise a Bessel di quantificare microscopiche differenze nella posizione relativa delle stelle, portandolo infine a misurare la parallasse di 61 Cygni.
Struve era stato battuto per poco. Sebbene i suoi dati iniziali sulla parallasse della stella Vega pubblicati nel 1837 non furono considerati molto attendibili, continuò le sue osservazioni e nel 1840 pubblicò una nuova misurazione di 0,261 arcosecondi. Il suo valore era il doppio del valore reale 0,130 arcosecondi (corrispondenti ad una distanza di 26 anni luce) misurato dalla sonda ESA Hipparcos. Struve utilizzò anche un telescopio a rifrazione costruito da Fraunhofer, usando due sottili cavi paralleli per tracciare stelle vicine nello stesso campo.
Ma c'è un altro astronomo che potrebbe pretendere il primato nella misurazione della parallasse. L'astronomo inglese Thomas Henderson (http://it.wikipedia.org/wiki/Thomas_James_Henderson), che scandagliò l'emisfero meridionale dal Capo di Buona Speranza in Sud Africa, condusse le sue misurazioni intorno al 1830, ma pubblicò i suoi risultati solo nel 1839. Rilevò una parallasse di 1 arcosecondo per la stella Alpha Centauri. Ora nota come un sistema binario, le migliori stime attuali delle parallassi delle due stelle sono di 0,755 e 0,797 arcosecondi. Ad una distanza di poco superiore a 4 anni luce, il sistema binario Alpha Centauri insieme alla compagna Proxima Centauri, sono le stelle più vicine al Sole.
Le misurazioni furono un trionfo. La conoscenza delle distanze astronomiche permise per la prima volta agli astronomi di calibrare meglio le loro osservazioni e di valutare i parametri fisici delle stelle, come luminosità e dimensione. La vera immensità del cosmo stava finalmente iniziando a diventare apparente ed il prossimo grande sviluppo nella misurazione delle coordinate stellari stava per prendere corpo.
Fotografia
L'invenzione della fotografia rivoluzionò la pratica dell'astronomia. Le prime fotografie della Luna e del Sole apparvero intorno al 1840 e la prima immagine fotografica di una stella - Vega - fu ottenuta dagli astronomi americani William Cranch Bond (http://it.wikipedia.org/wiki/William_Cranch_Bond) e John Adams Whipple (http://en.wikipedia.org/wiki/John_Adams_Whipple) nel 1850.
Ora gli astronomi potevano direttamente catturare una mappa del cielo su una lastra fotografica, piuttosto che guardare attraverso un telescopio e trascrivere le loro osservazioni. Ciò produsse cataloghi stellari sempre più grandi e precisi di quanto fosse mai stato possibile.
Nel 1901, l'astronomo olandese Jacobus Kapteyn (http://it.wikipedia.org/wiki/Jacobus_C._Kapteyn) usò osservazioni fotografiche per assemblare un catalogo con la posizione e le distanze (ottenute dalla parallasse) di 58 stelle; il catalogo crebbe rapidamente fino a comprendere 365 stelle nel 1910. Nello stesso tempo, altri astronomi portavano avanti ricerche fotografiche ancora più vaste, tra cui la famosa "Carte du Ciel (http://it.wikipedia.org/wiki/Carte_du_Ciel)", che riportava la posizione di milioni di stelle, sebbene con una precisione minore.
Attraverso il 20mo secolo sono stati messi insieme molti altri rilevamenti stellari fatti da entrambi gli emisferi, basati su osservazioni fotografiche spesso catturate con telescopi Schmidt dedicati e dotati di lenti grandangolari, con cui si sono costruite mappe dell'intera volta celeste sempre più precise. Queste impressionanti collezioni di dati sono il risultato della lunga storia dell'astrometria, iniziata migliaia di anni fa e che ha vissuto un fenomenale crescendo nel 19mo secolo. Agli albori del 20mo secolo, la misurazione delle distanze stellari ha gettato le basi per future scoperte ancora più grandi, che vanno dalla struttura e dalla natura della nostra Galassia, la Via Lattea, all'origine e all'evoluzione dell'intero Universo.
Immagine a lato - Il telescopio di Galileo. Credito: Institute and Museum of the History of Science/Franca Principe.
Fu un'era di esplorazioni e scoperte in Europa. Mentre i navigatori ed i mercanti partivano per attraversare gli oceani e tracciare mappe del globo, gli scenziati si imbarcarono nel loro eccitante viaggio - sondare l'infinitamente grande e l'invisibilmente piccolo. Queste ricerche divennero possibili allo scoccare del 17mo secolo con le invenzioni del telescopio e del microscopio, entrambe accreditate a ottici olandesi.
Stabilire la questione eliocentrica
Poco dopo l'invenzione del telescopio, l'astronomo italiano Galileo Galilei (http://it.wikipedia.org/wiki/Galileo_Galilei) ne costruì una propria versione ed egli fu il primo ad osservare il cielo con questa sorta di occhio "migliorato" nel 1609. Questo inaugurò una nuova era di osservazioni astronomiche che rappresentò l'embrione per lo sviluppo della scienza sperimentale moderna. Il telescopio permise agli astronomi di raccogliere molte prove per testare la visione eliocentrica dell'Universo, proposta poche decine di anni prima dall'astronomo polacco Niccolò Copernico (http://it.wikipedia.org/wiki/Niccol%C3%B2_Copernico).
Le osservazioni fatte da Galileo avrebbero aperto la strada a scoperte fondamentali. Insieme alle leggi che regolano il movimento dei pianeti formulate dall'astronomo tedesco Giovanni Keplero (http://it.wikipedia.org/wiki/Giovanni_Keplero), il lavoro di Galileo gettò le fondamenta su cui poggia la teoria della gravitazione universale. Questa teoria, sviluppata dal fisico e matematico inglese Isaac Newton (http://it.wikipedia.org/wiki/Isaac_Newton) e pubblicata nel 1687, dissolse ogni dubbio residuo sul fatto che la Terra ruota intorno al Sole.
Vedere la parallasse
La disponibilità di migliori strumenti e l'accettazione del sistema eliocentrico diedero agli astronomi una rinnovata motivazione per andare alla ricerca della parallasse stellare, un effetto naturale del movimento che la Terra compie ogni anno intorno al Sole.
La parallasse è il movimento apparente che un oggetto in primo piano ha rispetto al suo sfondo, dovuto in realtà al movimento del punto di osservazione. Gli astronomi credevano che l'orbita della Terra potesse fornire loro una base di osservazione sufficientemente ampia da potergli far rilevare la parallasse stellare e sfruttarla per ricavare la distanza delle stelle.
Il metodo della parallasse per misurare la distanza di una stella.
Credito: ESA/ATG medialab
Credito: ESA/ATG medialab
Nuovi cataloghi
L'astronomia non era una cosa da praticare per divertimento o curiosità: la continua espansione della navigazione marittima pretendeva mappe del cielo precise. Questo problema spronò i governi di alcuni stati europei a supportare e finanziare i primi grandi osservatori astronomici.
Immagine a lato - l'osservatorio di Parigi. Credito: Julia Kostelnyk (dipinto originale)
Diversi decenni più tardi, nel 1801, l'astronomo francese Jérome Lalande (http://it.wikipedia.org/wiki/J%C3%A9r%C3%B4me_Lalande) dell'Osservatorio di Parigi pubblicherà un catalogo ancora più esteso di 50.000 stelle con una precisione di circa 3 arcosecondi.
Ma la parallasse delle stelle rimaneva tenacemente nascosta. Il fallimento degli astronomi nel misurare le parallassi stellari confermava una teoria di Newton - che le stelle cioè si trovano ad una distanza enorme da noi. Comunque gli astronomi stavano avendo qualche successo nel comprendere le scale cosmiche, misurando le distanze nel Sistema Solare.
Misurare il Sistema Solare
Nel 1672, l'astronomo italo-francese Giovanni Cassini (http://it.wikipedia.org/wiki/Giovanni_Cassini) stimò la distanza tra la Terra e Marte. Come direttore dell'Osservatorio di Parigi, Cassini osservò Marte da Parigi mentre un suo collega, l'astronomo francese Jean Richer (http://en.wikipedia.org/wiki/Jean_Richer), compiva la stessa osservazione dalla Caienna, nella Guyana francese.
Immagine a lato - Giugno 2012, transito solare di Venere. Credito: ESA
Un esperimento simile, proposto nel 1716 dall'astronomo inglese Edmond Halley (http://it.wikipedia.org/wiki/Edmond_Halley), suggerì di sfruttare il transito di Venere sul Sole per misurare le dimensioni del Sistema Solare. Halley non visse così a lungo da poter effettuare personalmente questa misurazione, ma la sua idea ispirò una delle maggiori imprese scientifiche internazionali mai realizzate fino a quel tempo. Molti astronomi si recarono in altrettanti diversi posti qua e la sulla Terra - inclusa l'isola polinesiana di Tahiti ed il Capo di Buona Speranza in Sud Africa - per osservare i transiti di Venere del 1761 e del 1769. Dall'analisi combinata dei dati raccolti, Jérome Lalande dedusse la prima robusta stima della distanza tra la Terra ed il Sole. Questa stima, pubblicata nel 1771, sforava solo di pochi punti percentuali il reale valore di 149.597.870,700 km.
Halley fu anche il primo ad accorgersi che le stelle non sono ferme nel cielo ma che si muovono nello spazio. Se ne accorse nel 1718 mentre comparava le posizioni di stelle dei cataloghi contemporanei con quelle elencate nell'Almagesto di Tolomeo (http://it.wikipedia.org/wiki/Almagesto) - un lavoro astronomico del secondo secolo che include un catalogo di posizioni comunemente attribuite all'astronomo greco Ipparco di Nicea (http://it.wikipedia.org/wiki/Ipparco_di_Nicea), vissuto circa 2.000 anni prima. Halley notò che la posizione nel cielo di alcune stelle luminose era sostanzialmente diversa, e spiegò questi spostamenti nei termini di ciò che è noto come moto proprio - la proiezione della velocità di una stella sul piano del cielo.
La conquista della parallasse
All'inizio del 19mo secolo si costruivano telescopi sempre più precisi, ma nonostante i grandi progressi tecnologici, gli astronomi ancora non erano stati in grado di misurare la parallasse delle stelle. Un interessante sotto-prodotto di questa ricerca fu la scoperta dell'aberrazione della luce, accreditata all'astronomo inglese James Bradley (http://it.wikipedia.org/wiki/James_Bradley), nel 1725. Questo fenomeno, dovuto al movimento della Terra nello spazio, risulta in un moto apparente della sorgente astronomica sulla volta celeste, che appare spostarsi lievemente verso la direzione del moto terrestre.
Man mano che la ricerca sulla parallasse stellare continuava, l'astronomo tedesco Wilhelm Struve (http://it.wikipedia.org/wiki/Friedrich_Georg_Wilhelm_von_Struve), che lavorava a Dorpat in Russia (ora Tartu, in Estonia), sviluppò un criterio per semplificare le cose. Egli suggerì di concentrarsi su stelle che, sulla base di indizi indiretti come la loro luminosità apparente od il loro movimento, si trovavano probabilmente a distanze relativamente minori. Sosteneva che, se queste stelle erano più vicine a noi, dovevano anche produrre una parallasse maggiore, più facile da distinguere.
Struve si spinse così in avanti da arrivare finalmente a misurare la parallasse di una stella, ma non fu il primo a pubblicare questo risultato. Questo onore spettò al suo conterraneo Friedrich Bessel (http://it.wikipedia.org/wiki/Friedrich_Wilhelm_Bessel). Astronomo e matematico, Bessel fu il primo a pubblicare una affidabile misurazione di parallasse, nel 1838. Riuscì a misurare lo scostamento annuale nella posizione della stella 61 Cygni, che ammontava a 0,314 arcosecondi, cosa che collocava la stella ad una distanza di 10 anni luce. Oggigiorno, 61 Cygni è nota per essere un sistema binario, con valori di parallasse di 0,287 e 0,286 arcosecondi per le due stelle.
Bessel usò un tipo speciale di telescopio, un eliometro, costruito dal fisico e ottico tedesco Joseph Fraunhofer (http://it.wikipedia.org/wiki/Joseph_von_Fraunhofer).
Disegno di un eliometro. Credito: Specula astronomica minima
Sviluppato inizialmente per osservare il Sole e misurare il suo diametro angolare, l'eliometro consiste in una lente tagliata a metà: le due metà possono scorrere e sovrapporsi una all'altra, producendo due immagini della stessa sorgente la cui separazione può essere regolata ruotando una vite. Ciò permise a Bessel di quantificare microscopiche differenze nella posizione relativa delle stelle, portandolo infine a misurare la parallasse di 61 Cygni.
Struve era stato battuto per poco. Sebbene i suoi dati iniziali sulla parallasse della stella Vega pubblicati nel 1837 non furono considerati molto attendibili, continuò le sue osservazioni e nel 1840 pubblicò una nuova misurazione di 0,261 arcosecondi. Il suo valore era il doppio del valore reale 0,130 arcosecondi (corrispondenti ad una distanza di 26 anni luce) misurato dalla sonda ESA Hipparcos. Struve utilizzò anche un telescopio a rifrazione costruito da Fraunhofer, usando due sottili cavi paralleli per tracciare stelle vicine nello stesso campo.
Ma c'è un altro astronomo che potrebbe pretendere il primato nella misurazione della parallasse. L'astronomo inglese Thomas Henderson (http://it.wikipedia.org/wiki/Thomas_James_Henderson), che scandagliò l'emisfero meridionale dal Capo di Buona Speranza in Sud Africa, condusse le sue misurazioni intorno al 1830, ma pubblicò i suoi risultati solo nel 1839. Rilevò una parallasse di 1 arcosecondo per la stella Alpha Centauri. Ora nota come un sistema binario, le migliori stime attuali delle parallassi delle due stelle sono di 0,755 e 0,797 arcosecondi. Ad una distanza di poco superiore a 4 anni luce, il sistema binario Alpha Centauri insieme alla compagna Proxima Centauri, sono le stelle più vicine al Sole.
Le misurazioni furono un trionfo. La conoscenza delle distanze astronomiche permise per la prima volta agli astronomi di calibrare meglio le loro osservazioni e di valutare i parametri fisici delle stelle, come luminosità e dimensione. La vera immensità del cosmo stava finalmente iniziando a diventare apparente ed il prossimo grande sviluppo nella misurazione delle coordinate stellari stava per prendere corpo.
Fotografia
L'invenzione della fotografia rivoluzionò la pratica dell'astronomia. Le prime fotografie della Luna e del Sole apparvero intorno al 1840 e la prima immagine fotografica di una stella - Vega - fu ottenuta dagli astronomi americani William Cranch Bond (http://it.wikipedia.org/wiki/William_Cranch_Bond) e John Adams Whipple (http://en.wikipedia.org/wiki/John_Adams_Whipple) nel 1850.
Ora gli astronomi potevano direttamente catturare una mappa del cielo su una lastra fotografica, piuttosto che guardare attraverso un telescopio e trascrivere le loro osservazioni. Ciò produsse cataloghi stellari sempre più grandi e precisi di quanto fosse mai stato possibile.
Nel 1901, l'astronomo olandese Jacobus Kapteyn (http://it.wikipedia.org/wiki/Jacobus_C._Kapteyn) usò osservazioni fotografiche per assemblare un catalogo con la posizione e le distanze (ottenute dalla parallasse) di 58 stelle; il catalogo crebbe rapidamente fino a comprendere 365 stelle nel 1910. Nello stesso tempo, altri astronomi portavano avanti ricerche fotografiche ancora più vaste, tra cui la famosa "Carte du Ciel (http://it.wikipedia.org/wiki/Carte_du_Ciel)", che riportava la posizione di milioni di stelle, sebbene con una precisione minore.
Attraverso il 20mo secolo sono stati messi insieme molti altri rilevamenti stellari fatti da entrambi gli emisferi, basati su osservazioni fotografiche spesso catturate con telescopi Schmidt dedicati e dotati di lenti grandangolari, con cui si sono costruite mappe dell'intera volta celeste sempre più precise. Queste impressionanti collezioni di dati sono il risultato della lunga storia dell'astrometria, iniziata migliaia di anni fa e che ha vissuto un fenomenale crescendo nel 19mo secolo. Agli albori del 20mo secolo, la misurazione delle distanze stellari ha gettato le basi per future scoperte ancora più grandi, che vanno dalla struttura e dalla natura della nostra Galassia, la Via Lattea, all'origine e all'evoluzione dell'intero Universo.
Fonte: traduzione da ESA - Seeing and measuring farther (http://sci.esa.int/gaia/53197-seeing-and-measuring-farther/)
Inserito da: Ripley - 07 Giu 2017, 23:21:14
Parte III - L'astrometria verso lo spazio: la guida galattica dei cartografi
Durante la prima metà del XX° secolo, i cataloghi stellari derivati dai telescopi terrestri sono cresciuti in dimensioni e precisione, ma poi hanno raggiunto il loro limite. Lo sfarfallìo causato dall'atmosfera terrestre ha impedito ulteriori miglioramenti in astrometria fino a quando non è stato possibile osservare le stelle direttamente dallo spazio. La missione ESA Hipparcos ha immesso in orbita il primo telescopio spaziale dedicato al rilevamento della posizione delle stelle. Operativo dal 1989 al 1993, Hipparcos ha permesso agli astronomi di mappare posizioni, velocità e distanze di più di 100.000 stelle con una precisione senza precedenti. La missione ESA Gaia è l'astrometria del XXI° secolo. Basata sull'eredità di Hipparcos, traccerà un miliardo di stelle esplorando la composizione, l'origine e l'evoluzione della nostra Galassia.
Alla fine del XIX° secolo, la fotografia e la spettroscopia rappresentarono una vera rivoluzione in astronomia. La spettroscopia ha permesso agli astronomi di analizzare la composizione chimica di stelle e nebulose lontane, altrimenti inaccessibili. Con l'uso della fotografia essi riuscirono a tracciare il cielo con una precisione e una sensibilità fino a quel tempo impossibili da ottenere.
Misurando le parallassi stellari su grandi rilievi fotografici, gli astronomi iniziarono a fissare le distanze di un gran numero di stelle vicine al Sole. Nel 1924, Frank Schlesinger, un astronomo americano pioniere dei metodi fotografici, pubblicò un catalogo con le posizioni di quasi 2.000 stelle con una precisione di circa un centesimo di arcosecondo. Con questa precisione, che corrisponde al diametro della Luna piena diviso 180.000, gli astronomi poterono sondare distanze stellari ad alcune decine di anni luce dalla Terra.
Immagine a lato - il telescopio rifrattore da 102 cm del Yerkes Observatory nel Wisconsin, USA, utilizzato da F. Schlesinger agli inizi del 20mo secolo
Vedere più lontano
Sebbene le distanze dedotte attraverso la misurazione della parallasse siano limitate, sono di vitale importanza per la calibrazione di metodi indiretti che possono essere utilizzati per distanze cosmiche ancora maggiori, al prezzo di una minore precisione. Questi indicatori secondari di distanza si basano sul confronto tra luminosità rilevata e luminosità intrinseca di una stella, dato che la luminosità intrinseca può essere stimata sulla base delle altre proprietà osservate di quella stella.
Uno di questi metodi può essere applicato per determinare la distanza degli ammassi stellari: quando gli astronomi confrontano la magnitudine rilevata e il colore di stelle appartenenti a un ammasso con le previsioni di modelli di evoluzione stellare, possono stimare le loro luminosità intrinseche e, da queste, la distanza dell'ammasso stellare. Questo metodo, che può essere applicato ad ammassi stellari di tutta la nostra Galassia, è noto come raccordo della sequenza principale (N.d.T.: in inglese "main-sequence fitting" - vedi Wikipedia IT (https://it.wikipedia.org/wiki/Sequenza_principale)); il termine sequenza principale si riferisce all'epoca (https://it.wikipedia.org/wiki/Epoca_(astronomia)) del nucleo nella vita di una stella, in cui l'idrogeno viene bruciato e convertito in elio nel centro stellare.
Un altro metodo per stimare le distanze, che può essere applicato anche ad altre galassie oltre la Via Lattea, si basa sull'osservazione di specifiche classi di stelle e galassie - note come candele standard (https://it.wikipedia.org/wiki/Candela_standard) - la cui luminosità intrinseca può essere valutata da altre proprietà.
Le Variabili Cefeidi - un tipo di stelle variabili - sono diffusamente usate come candele standard. Nel 1908, l'astronoma americana Henrietta Leavitt aprì la strada allo studio della variabilità delle Cefeidi mentre analizzava rilievi fotografici del cielo australe. I suoi risultati suggerirono l'utilizzo di questa classe di stelle per misurare le distanze cosmiche, perché il periodo delle loro variazioni è direttamente correlato alla loro luminosità intrinseca. Prima che si potessero usare le Cefeidi per stimare le distanze, il metodo doveva essere calibrato misurando indipendentemente la distanza di un campione prossimo di stelle simili. Questo accadde nel 1913, quando l'astronomo danese Ejnar Hertzsprung misurò la parallasse di diverse stelle Cefeidi, costruendo il primo gradino della scala delle distanze cosmiche (https://it.wikipedia.org/wiki/Scala_delle_distanze_cosmiche) che avrebbe presto permesso agli astronomi di tracciare il cosmo ben oltre il nostro "vicinato" stellare locale.
La capacità di misurare la distanza di fonti lontane e di esaminare la loro composizione ha causato una serie di scoperte a catena negli anni '20 e '30 del secolo scorso. Combinando queste osservazioni con gli sviluppi della fisica teorica del tempo, gli astronomi poterono finalmente capire i processi fisici da cui le stelle traggono la loro energia, delineare la forma e le dimensioni della Via Lattea, e stabilire che il Sole non è al centro della nostra Galassia, ma più alla sua periferia. La misurazione delle distanze ha portato alla straordinaria rivelazione che ci sono innumerevoli altre galassie oltre la nostra Via Lattea e che l'intero Universo è in espansione.
Astrometria al bivio
La pratica della moderna astrofisica era iniziata, innescando lo sviluppo di una varietà di nuovi campi e tecniche con i quali indagare il cosmo. In questo turbinio di attività, la venerabile pratica dell'astrometria - la misura delle posizioni stellari nel cielo - aveva fatto pochi passi in avanti. Aumentare precisione e sensibilità degli strumenti non era più sufficiente a ottenere maggiore precisione nelle posizioni stellari. Le misurazioni sembravano aver raggiunto il loro limite.
La turbolenta atmosfera della Terra rappresentava un enorme ostacolo. L'atmosfera degrada la qualità delle immagini astronomiche acquisite da telescopi terrestri, limitando la precisione astrometrica. Rumore aggiuntivo viene introdotto da distorsioni nella struttura fisica del telescopio, causate dal suo peso e dalla risposta termica dell'osservatorio e del telescopio stesso. La combinazione di questi fattori ha impedito agli astronomi di raggiungere misurazioni più precise di un centesimo di arcosecondo. Ciascun telescopio terrestre è soggetto a retrizioni a causa della limitata porzione di cielo che può raggiungere, e unire gli sforzi di diversi osservatori introduce ulteriori incertezze.
Ostacolata da queste condizioni, l'astrometria basata su osservazioni da terra fece solo piccoli progressi nel XX° secolo. A distanza di decenni, gli astronomi americani Louise Freeland Jenkins e William van Altena continuarono il lavoro di Frank Schlesinger e pubblicarono versioni estese del suo catalogo. Il catalogo di Jenkins è stato completato nel 1950 e comprendeva circa 6.000 stelle, mentre quello di van Altena, del 1995, conteneva oltre 8.000 stelle. Ma la loro precisione non era significativamente migliore di quella raggiunta da Schlesinger molti anni prima, essendo questi rilevamenti limitati entro un raggio di poche decine di anni luce intorno al Sole.
L'era spaziale viene in aiuto
L'inizio dell'era spaziale avrebbe fornito soluzioni a tutti questi problemi, riportando l'astrometria al suo antico splendore. Ancora prima che il primo satellite fosse immesso con successo in orbita nel 1950, gli astronomi stavano prendendo in considerazione i numerosi vantaggi che avrebbero fornito delle osservazioni con telescopi spaziali.
Un telescopio spaziale avrebbe visto più stelle, e le avrebbe viste meglio. Da una posizione privilegiata in orbita attorno alla Terra, i telescopi spaziali effettuano le loro osservazioni da sopra gli strati turbolenti dell'atmosfera, con meno interferenze dovute alla gravità terrestre e in un ambiente termicamente stabile. Tutte queste condizioni migliorano notevolmente la qualità delle immagini, che possono spaziare facilmente sull'intero cielo. Nel campo della astrometria, il primo a suggerire un telescopio spaziale dedicato per misurare le posizioni stellari fu l'astronomo francese Pierre Lacroute nel 1965.
Il progetto di Lacroute aveva una specifica caratteristica destinata all'astrometria. La sua idea traeva origine dallo strumento che l'astronomo tedesco Friedrich Bessel utilizzò per rilevare la prima misurazione affidabile di parallasse stellare, nel 1838. Bessel usò una lente tagliata a metà per eseguire misure differenziali delle posizioni delle stelle, aumentando la sua capacità di identificare modifiche nelle loro posizioni.
Immagine a lato - Pierre Lacroûte (a destra) e Michael Perryman (a sinistra). Credit: ESA - J. van Haarlem
Lacroute suggerì di eseguire misure differenziali di ampie porzioni di cielo. Per raggiungere questo obiettivo, il telescopio deve contemporaneamente acquisire due aree separate. Questa strategia di osservazione permette agli astronomi di stabilire un quadro di riferimento coerente su tutto il cielo e di misurare parallassi assolute, cosa che era impossibile da ottenere dalle piccole porzioni di cielo sondate dalle osservazioni terrestri. Le parallassi assolute sono molto più precise di qualsiasi misura effettuabile da terra.
Le osservazioni della missione Hipparcos
Questo concetto di satellite venne chiamato Hipparcos - acronimo di HIgh Precision PARallax COllecting Satellite - che echeggia il nome di Ipparco, l'antico pioniere greco dell'astrometria. Il progetto e il concetto di missione di Lacroute sono stati ulteriormente sviluppati da un team tra cui l'astronomo danese Erik Høg, gli astronomi francesi Jean Kovalevsky e Catherine Turon, e l'astronomo svedese Lennart Lindegren. La missione Hipparcos è stata accettata nel programma scientifico dell'ESA nel 1980.
Immagine a lato - da sinistra a destra: Caterina Turon, Jean Kovalevsky, Lennart Lindegren ed Erik Høg
Il disegno finale del telescopio comprendeva un "separatore di raggio" (N.d.T.: vedi beam-splitter su Wikipedia IT (https://it.wikipedia.org/wiki/Beam_splitter)) che raccoglie la luce da due diverse aree del cielo, separate da un angolo di base di 58°. Il beam-splitter dirige la luce su uno specchio primario con un diametro di 29 cm, che la focalizza sul sensore/rivelatore. I rivelatori di luce più sensibili disponibili al momento erano valvole di separazione immagini (https://en.wikipedia.org/wiki/Image_dissector), basate sull'effetto fotoelettrico - l'emissione di elettroni che un materiale emette dopo aver ricevuto specifiche lunghezze d'onda di luce.
L'astronomo britannico Michael Perryman ha guidato lo sviluppo del progetto attraverso la costruzione del satellite negli anni '80 e ha agito come Project Scientist della missione sia fino al suo lancio, sia fino al suo completamento nel 1997. Hipparcos è stato lanciato nel 1989 e gestito per oltre tre anni, mentre le sue operazioni sono terminate nel 1993.
Il catalogo Hipparcos, pubblicato nel 1997, contiene dati su posizione, parallasse e moto proprio di 117.955 stelle con una precisione di 0,001 arcosecondi, e ha messo in grado gli astronomi di sondare distanze stellari maggiori di 300 anni luce. Questo è stato un enorme miglioramento rispetto ai cataloghi compilati da osservazioni terrestri. Il catalogo più grande, ma meno preciso, Tycho 2 contiene posizioni e moti propri di 2,5 milioni di stelle. Pubblicato nel 2000, combina i dati Hipparcos con osservazioni terrestri provenienti da ricerche più vecchie.
L'eredità di Hipparcos
I dati di Hipparcos hanno avuto una profonda influenza sulla maggior parte dei campi riguardanti l'astronomia. Il miglioramento della precisione astrometrica ha portato a stime molto più accurate di molti parametri stellari, dalla loro luminosità alla loro composizione chimica. Questo ha fatto significativamente avanzare la comprensione della struttura interna delle stelle e della evoluzione stellare. Con un sistema di riferimento solido e preciso, gli astronomi poterono finalmente descrivere la dinamica delle stelle negli "immediati" dintorni del sistema solare e studiare molti ammassi stellari in grande dettaglio.
Oltre la Via Lattea, le distanze stellari basate sulla misurazione della parallasse di Hipparcos hanno permesso ai cosmologi di perfezionare la calibrazione della scala delle distanze cosmiche, portando ad una stima più precisa della velocità di espansione dell'Universo e della sua età. La nuova età dell'Universo ha risolto un vecchio enigma; finalmente gli astronomi poterono dimostrare che l'Universo era più vecchio dei più antichi ammassi globulari della Galassia, ai quali, a loro volta, fu corretta l'età in base ai dati Hipparcos.
I dati di Hipparcos sono stati inoltre applicati allo studio dei pianeti extrasolari - qualcosa che non poteva essere previsto al momento della pianificazione della missione, dato che il primo pianeta al di fuori del nostro sistema solare è stato trovato solo nel 1995. Gli astronomi hanno usato i dati dal catalogo Hipparcos per ottenere limiti massimi per le masse di diversi pianeti extrasolari, confermando la loro natura, e per determinare le loro masse e per caratterizzare le proprietà delle loro stelle madri. L'applicazione dei dati di Hipparcos in questo campo ha evidenziato che le missioni spaziali di astrometria della prossima generazione, con una precisione di 1 milionesimo di arcosecondo, potrebbero contribuire significativamente allo studio di sistemi planetari oltre il nostro.
I dati di Hipparcos sono stati usati per stilare il Millennium Star Atlas (https://en.wikipedia.org/wiki/Millennium_Star_Atlas), una pubblicazione in 3 volumi con 1.548 grafici del cielo, rilasciato al pubblico nel 1997. Planetari software così come altri sistemi per la visualizzazione del cielo, tra cui Google Sky e le varie app di astronomia disponibili per gli smartphone, sono tutti basati sui dati di Hipparcos. I cataloghi Hipparcos e Tycho 2 sono ancora abitualmente usati come riferimento dai telescopi terrestri per trovare i loro obiettivi, e per la navigazione delle missioni spaziali.
Astrometria del futuro
Nel 2000, l'ESA ha scelto di portare la tradizione dell'astrometria nel 21mo secolo con l'adozione di Gaia, una missione di nuova generazione avente per scopo principale la tracciaura del cielo con una precisione 100 volte più accurata di quella di Hipparcos. Gaia esaminerà sistematicamente il cielo, mappando la posizione, la parallasse e il moto proprio di un miliardo di stelle, sondando circa l'1% della popolazione stellare della Galassia. Con una precisione astrometrica di 0,00001 arcosecondi, Gaia determinerà la distanza di stelle lontane fino a 30.000 anni luce - 100 volte più lontano di Hipparcos.
In aggiunta a questa mappa stellare tridimensionale, Gaia permetterà agli astronomi di studiare le velocità delle stelle in grande dettaglio. La velocità può essere accertata combinando il moto proprio (stimato dai dati astrometrici che producono la velocità proiettata sul piano del cielo) con la velocità radiale, che è perpendicolare al moto proprio e può essere estratta dagli spettri stellari raccolti dallo spettrografo a bordo di Gaia. Con questo straordinario insieme di dati, gli astronomi potranno tracciare le precedenti traiettorie delle stelle nella Via Lattea, studiando la storia dinamica della nostra Galassia. Tornando "indietro nel tempo" nei percorsi delle stelle, acquisiranno nuove conoscenze sulla formazione della nostra Galassia.
La combinazione dei dati astrometrici, fotometrici e spettroscopici di Gaia permetterà agli astronomi di caratterizzare le stelle studiate, misurando i loro parametri fisici come massa e luminosità ed età. Sarà un censimento senza precedenti della popolazione stellare della Via Lattea.
Credit: Astrium SAS
Gaia attinge al patrimonio di Hipparcos, ma sfrutta i progressi scientifici degli ultimi venti anni. Il suo equipaggiamento comprende due telescopi per acquisire due campi di cielo separati tra loro di 106,5°. Ciascun telescopio è costituito da sei specchi di varie forme e dimensioni - alcuni dei quali condivisi - che mettono a fuoco e ripetutamente riflettono la luce su una distanza complessiva di 35 metri. Alla fine, la luce raggiunge i rilevatori - una serie di dispositivi a carica accoppiata, composti da quasi un miliardo di pixel.
I rilevatori all'avanguardia installati a bordo di Gaia saranno fondamentali per compiere il più grande censimento mai realizzato della popolazione stellare della Via Lattea. Resta sintonizzato.
Fonte: traduzione da ESA - Astrometry in space (http://sci.esa.int/gaia/53198-astrometry-in-space/)
...Questo terzo e ultimo post conclude finalmente la serie!
Durante la prima metà del XX° secolo, i cataloghi stellari derivati dai telescopi terrestri sono cresciuti in dimensioni e precisione, ma poi hanno raggiunto il loro limite. Lo sfarfallìo causato dall'atmosfera terrestre ha impedito ulteriori miglioramenti in astrometria fino a quando non è stato possibile osservare le stelle direttamente dallo spazio. La missione ESA Hipparcos ha immesso in orbita il primo telescopio spaziale dedicato al rilevamento della posizione delle stelle. Operativo dal 1989 al 1993, Hipparcos ha permesso agli astronomi di mappare posizioni, velocità e distanze di più di 100.000 stelle con una precisione senza precedenti. La missione ESA Gaia è l'astrometria del XXI° secolo. Basata sull'eredità di Hipparcos, traccerà un miliardo di stelle esplorando la composizione, l'origine e l'evoluzione della nostra Galassia.
Misurando le parallassi stellari su grandi rilievi fotografici, gli astronomi iniziarono a fissare le distanze di un gran numero di stelle vicine al Sole. Nel 1924, Frank Schlesinger, un astronomo americano pioniere dei metodi fotografici, pubblicò un catalogo con le posizioni di quasi 2.000 stelle con una precisione di circa un centesimo di arcosecondo. Con questa precisione, che corrisponde al diametro della Luna piena diviso 180.000, gli astronomi poterono sondare distanze stellari ad alcune decine di anni luce dalla Terra.
Immagine a lato - il telescopio rifrattore da 102 cm del Yerkes Observatory nel Wisconsin, USA, utilizzato da F. Schlesinger agli inizi del 20mo secolo
Vedere più lontano
Sebbene le distanze dedotte attraverso la misurazione della parallasse siano limitate, sono di vitale importanza per la calibrazione di metodi indiretti che possono essere utilizzati per distanze cosmiche ancora maggiori, al prezzo di una minore precisione. Questi indicatori secondari di distanza si basano sul confronto tra luminosità rilevata e luminosità intrinseca di una stella, dato che la luminosità intrinseca può essere stimata sulla base delle altre proprietà osservate di quella stella.
Uno di questi metodi può essere applicato per determinare la distanza degli ammassi stellari: quando gli astronomi confrontano la magnitudine rilevata e il colore di stelle appartenenti a un ammasso con le previsioni di modelli di evoluzione stellare, possono stimare le loro luminosità intrinseche e, da queste, la distanza dell'ammasso stellare. Questo metodo, che può essere applicato ad ammassi stellari di tutta la nostra Galassia, è noto come raccordo della sequenza principale (N.d.T.: in inglese "main-sequence fitting" - vedi Wikipedia IT (https://it.wikipedia.org/wiki/Sequenza_principale)); il termine sequenza principale si riferisce all'epoca (https://it.wikipedia.org/wiki/Epoca_(astronomia)) del nucleo nella vita di una stella, in cui l'idrogeno viene bruciato e convertito in elio nel centro stellare.
Un altro metodo per stimare le distanze, che può essere applicato anche ad altre galassie oltre la Via Lattea, si basa sull'osservazione di specifiche classi di stelle e galassie - note come candele standard (https://it.wikipedia.org/wiki/Candela_standard) - la cui luminosità intrinseca può essere valutata da altre proprietà.
Le Variabili Cefeidi - un tipo di stelle variabili - sono diffusamente usate come candele standard. Nel 1908, l'astronoma americana Henrietta Leavitt aprì la strada allo studio della variabilità delle Cefeidi mentre analizzava rilievi fotografici del cielo australe. I suoi risultati suggerirono l'utilizzo di questa classe di stelle per misurare le distanze cosmiche, perché il periodo delle loro variazioni è direttamente correlato alla loro luminosità intrinseca. Prima che si potessero usare le Cefeidi per stimare le distanze, il metodo doveva essere calibrato misurando indipendentemente la distanza di un campione prossimo di stelle simili. Questo accadde nel 1913, quando l'astronomo danese Ejnar Hertzsprung misurò la parallasse di diverse stelle Cefeidi, costruendo il primo gradino della scala delle distanze cosmiche (https://it.wikipedia.org/wiki/Scala_delle_distanze_cosmiche) che avrebbe presto permesso agli astronomi di tracciare il cosmo ben oltre il nostro "vicinato" stellare locale.
La capacità di misurare la distanza di fonti lontane e di esaminare la loro composizione ha causato una serie di scoperte a catena negli anni '20 e '30 del secolo scorso. Combinando queste osservazioni con gli sviluppi della fisica teorica del tempo, gli astronomi poterono finalmente capire i processi fisici da cui le stelle traggono la loro energia, delineare la forma e le dimensioni della Via Lattea, e stabilire che il Sole non è al centro della nostra Galassia, ma più alla sua periferia. La misurazione delle distanze ha portato alla straordinaria rivelazione che ci sono innumerevoli altre galassie oltre la nostra Via Lattea e che l'intero Universo è in espansione.
Astrometria al bivio
La pratica della moderna astrofisica era iniziata, innescando lo sviluppo di una varietà di nuovi campi e tecniche con i quali indagare il cosmo. In questo turbinio di attività, la venerabile pratica dell'astrometria - la misura delle posizioni stellari nel cielo - aveva fatto pochi passi in avanti. Aumentare precisione e sensibilità degli strumenti non era più sufficiente a ottenere maggiore precisione nelle posizioni stellari. Le misurazioni sembravano aver raggiunto il loro limite.
La turbolenta atmosfera della Terra rappresentava un enorme ostacolo. L'atmosfera degrada la qualità delle immagini astronomiche acquisite da telescopi terrestri, limitando la precisione astrometrica. Rumore aggiuntivo viene introdotto da distorsioni nella struttura fisica del telescopio, causate dal suo peso e dalla risposta termica dell'osservatorio e del telescopio stesso. La combinazione di questi fattori ha impedito agli astronomi di raggiungere misurazioni più precise di un centesimo di arcosecondo. Ciascun telescopio terrestre è soggetto a retrizioni a causa della limitata porzione di cielo che può raggiungere, e unire gli sforzi di diversi osservatori introduce ulteriori incertezze.
Ostacolata da queste condizioni, l'astrometria basata su osservazioni da terra fece solo piccoli progressi nel XX° secolo. A distanza di decenni, gli astronomi americani Louise Freeland Jenkins e William van Altena continuarono il lavoro di Frank Schlesinger e pubblicarono versioni estese del suo catalogo. Il catalogo di Jenkins è stato completato nel 1950 e comprendeva circa 6.000 stelle, mentre quello di van Altena, del 1995, conteneva oltre 8.000 stelle. Ma la loro precisione non era significativamente migliore di quella raggiunta da Schlesinger molti anni prima, essendo questi rilevamenti limitati entro un raggio di poche decine di anni luce intorno al Sole.
L'era spaziale viene in aiuto
L'inizio dell'era spaziale avrebbe fornito soluzioni a tutti questi problemi, riportando l'astrometria al suo antico splendore. Ancora prima che il primo satellite fosse immesso con successo in orbita nel 1950, gli astronomi stavano prendendo in considerazione i numerosi vantaggi che avrebbero fornito delle osservazioni con telescopi spaziali.
Il progetto di Lacroute aveva una specifica caratteristica destinata all'astrometria. La sua idea traeva origine dallo strumento che l'astronomo tedesco Friedrich Bessel utilizzò per rilevare la prima misurazione affidabile di parallasse stellare, nel 1838. Bessel usò una lente tagliata a metà per eseguire misure differenziali delle posizioni delle stelle, aumentando la sua capacità di identificare modifiche nelle loro posizioni.
Immagine a lato - Pierre Lacroûte (a destra) e Michael Perryman (a sinistra). Credit: ESA - J. van Haarlem
Lacroute suggerì di eseguire misure differenziali di ampie porzioni di cielo. Per raggiungere questo obiettivo, il telescopio deve contemporaneamente acquisire due aree separate. Questa strategia di osservazione permette agli astronomi di stabilire un quadro di riferimento coerente su tutto il cielo e di misurare parallassi assolute, cosa che era impossibile da ottenere dalle piccole porzioni di cielo sondate dalle osservazioni terrestri. Le parallassi assolute sono molto più precise di qualsiasi misura effettuabile da terra.
Le osservazioni della missione Hipparcos
Immagine a lato - da sinistra a destra: Caterina Turon, Jean Kovalevsky, Lennart Lindegren ed Erik Høg
Il disegno finale del telescopio comprendeva un "separatore di raggio" (N.d.T.: vedi beam-splitter su Wikipedia IT (https://it.wikipedia.org/wiki/Beam_splitter)) che raccoglie la luce da due diverse aree del cielo, separate da un angolo di base di 58°. Il beam-splitter dirige la luce su uno specchio primario con un diametro di 29 cm, che la focalizza sul sensore/rivelatore. I rivelatori di luce più sensibili disponibili al momento erano valvole di separazione immagini (https://en.wikipedia.org/wiki/Image_dissector), basate sull'effetto fotoelettrico - l'emissione di elettroni che un materiale emette dopo aver ricevuto specifiche lunghezze d'onda di luce.
Specchio primario | Beam-splitter |
L'astronomo britannico Michael Perryman ha guidato lo sviluppo del progetto attraverso la costruzione del satellite negli anni '80 e ha agito come Project Scientist della missione sia fino al suo lancio, sia fino al suo completamento nel 1997. Hipparcos è stato lanciato nel 1989 e gestito per oltre tre anni, mentre le sue operazioni sono terminate nel 1993.
Il catalogo Hipparcos, pubblicato nel 1997, contiene dati su posizione, parallasse e moto proprio di 117.955 stelle con una precisione di 0,001 arcosecondi, e ha messo in grado gli astronomi di sondare distanze stellari maggiori di 300 anni luce. Questo è stato un enorme miglioramento rispetto ai cataloghi compilati da osservazioni terrestri. Il catalogo più grande, ma meno preciso, Tycho 2 contiene posizioni e moti propri di 2,5 milioni di stelle. Pubblicato nel 2000, combina i dati Hipparcos con osservazioni terrestri provenienti da ricerche più vecchie.
L'eredità di Hipparcos
I dati di Hipparcos hanno avuto una profonda influenza sulla maggior parte dei campi riguardanti l'astronomia. Il miglioramento della precisione astrometrica ha portato a stime molto più accurate di molti parametri stellari, dalla loro luminosità alla loro composizione chimica. Questo ha fatto significativamente avanzare la comprensione della struttura interna delle stelle e della evoluzione stellare. Con un sistema di riferimento solido e preciso, gli astronomi poterono finalmente descrivere la dinamica delle stelle negli "immediati" dintorni del sistema solare e studiare molti ammassi stellari in grande dettaglio.
Oltre la Via Lattea, le distanze stellari basate sulla misurazione della parallasse di Hipparcos hanno permesso ai cosmologi di perfezionare la calibrazione della scala delle distanze cosmiche, portando ad una stima più precisa della velocità di espansione dell'Universo e della sua età. La nuova età dell'Universo ha risolto un vecchio enigma; finalmente gli astronomi poterono dimostrare che l'Universo era più vecchio dei più antichi ammassi globulari della Galassia, ai quali, a loro volta, fu corretta l'età in base ai dati Hipparcos.
I dati di Hipparcos sono stati inoltre applicati allo studio dei pianeti extrasolari - qualcosa che non poteva essere previsto al momento della pianificazione della missione, dato che il primo pianeta al di fuori del nostro sistema solare è stato trovato solo nel 1995. Gli astronomi hanno usato i dati dal catalogo Hipparcos per ottenere limiti massimi per le masse di diversi pianeti extrasolari, confermando la loro natura, e per determinare le loro masse e per caratterizzare le proprietà delle loro stelle madri. L'applicazione dei dati di Hipparcos in questo campo ha evidenziato che le missioni spaziali di astrometria della prossima generazione, con una precisione di 1 milionesimo di arcosecondo, potrebbero contribuire significativamente allo studio di sistemi planetari oltre il nostro.
I dati di Hipparcos sono stati usati per stilare il Millennium Star Atlas (https://en.wikipedia.org/wiki/Millennium_Star_Atlas), una pubblicazione in 3 volumi con 1.548 grafici del cielo, rilasciato al pubblico nel 1997. Planetari software così come altri sistemi per la visualizzazione del cielo, tra cui Google Sky e le varie app di astronomia disponibili per gli smartphone, sono tutti basati sui dati di Hipparcos. I cataloghi Hipparcos e Tycho 2 sono ancora abitualmente usati come riferimento dai telescopi terrestri per trovare i loro obiettivi, e per la navigazione delle missioni spaziali.
Astrometria del futuro
Nel 2000, l'ESA ha scelto di portare la tradizione dell'astrometria nel 21mo secolo con l'adozione di Gaia, una missione di nuova generazione avente per scopo principale la tracciaura del cielo con una precisione 100 volte più accurata di quella di Hipparcos. Gaia esaminerà sistematicamente il cielo, mappando la posizione, la parallasse e il moto proprio di un miliardo di stelle, sondando circa l'1% della popolazione stellare della Galassia. Con una precisione astrometrica di 0,00001 arcosecondi, Gaia determinerà la distanza di stelle lontane fino a 30.000 anni luce - 100 volte più lontano di Hipparcos.
In aggiunta a questa mappa stellare tridimensionale, Gaia permetterà agli astronomi di studiare le velocità delle stelle in grande dettaglio. La velocità può essere accertata combinando il moto proprio (stimato dai dati astrometrici che producono la velocità proiettata sul piano del cielo) con la velocità radiale, che è perpendicolare al moto proprio e può essere estratta dagli spettri stellari raccolti dallo spettrografo a bordo di Gaia. Con questo straordinario insieme di dati, gli astronomi potranno tracciare le precedenti traiettorie delle stelle nella Via Lattea, studiando la storia dinamica della nostra Galassia. Tornando "indietro nel tempo" nei percorsi delle stelle, acquisiranno nuove conoscenze sulla formazione della nostra Galassia.
La combinazione dei dati astrometrici, fotometrici e spettroscopici di Gaia permetterà agli astronomi di caratterizzare le stelle studiate, misurando i loro parametri fisici come massa e luminosità ed età. Sarà un censimento senza precedenti della popolazione stellare della Via Lattea.
Serie di 106 sensori CCD in fase di montaggio | Modulo di carico di Gaia, durante la preparazione per i test termici |
Gaia attinge al patrimonio di Hipparcos, ma sfrutta i progressi scientifici degli ultimi venti anni. Il suo equipaggiamento comprende due telescopi per acquisire due campi di cielo separati tra loro di 106,5°. Ciascun telescopio è costituito da sei specchi di varie forme e dimensioni - alcuni dei quali condivisi - che mettono a fuoco e ripetutamente riflettono la luce su una distanza complessiva di 35 metri. Alla fine, la luce raggiunge i rilevatori - una serie di dispositivi a carica accoppiata, composti da quasi un miliardo di pixel.
I rilevatori all'avanguardia installati a bordo di Gaia saranno fondamentali per compiere il più grande censimento mai realizzato della popolazione stellare della Via Lattea. Resta sintonizzato.
https://youtu.be/3vDN3yd8D_U
Guida alla nostra galassia: un viaggio virtuale, dal centro della Via Lattea ai suoi dintorni. Credit: ESA
Fonte: traduzione da ESA - Astrometry in space (http://sci.esa.int/gaia/53198-astrometry-in-space/)
...Questo terzo e ultimo post conclude finalmente la serie!