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Comprendere la parallasse stellare

In astronomia, la parallasse si riferisce allo spostamento apparente di una stella vicina rispetto allo sfondo distante mentre la Terra orbita attorno al Sole. Poiché lo spostamento è maggiore per le stelle più vicine, l'angolo misurato riflette direttamente la distanza della stella.

TL;DR (troppo lungo; non letto)

Osservando una stella dai lati opposti dell’orbita terrestre, gli astronomi catturano un minuscolo spostamento angolare. Lo spostamento, misurato in secondi d'arco, può essere convertito in distanza utilizzando la trigonometria di base.

Come funziona la misurazione

Mentre la Terra viaggia attorno al Sole, la sua posizione cambia di circa 2 unità astronomiche (UA) in un intervallo di sei mesi. Quando si osserva una stella all'inizio e alla fine di questo intervallo, la sua posizione apparente cambia leggermente. Più piccolo è lo spostamento, più lontana è la stella.

Il triangolo rettangolo formato dalla Terra, dal Sole e dalla stella ha un cateto di 1 UA. L'angolo di parallasse (p) è la metà dello spostamento osservato. La distanza della stella (d) segue dalla relazione d=1AU/tanp.

Calcolo illustrativo

Supponiamo che un astronomo registri una parallasse di 2 secondi d'arco per una stella bersaglio. Il semiangolo è 1 secondo d'arco. Inserendo questo nella formula si ottiene:

d = 1 AU / tan(1″) ≈ 206,265 AU.

Per definizione, un parsec è la distanza da una stella la cui parallasse è 1 secondo d'arco, ovvero circa 206.265 UA, ovvero 3,3 anni luce. Una UA equivale a circa 93 milioni di miglia, mentre un anno luce equivale a circa 6mila miliardi di miglia.

Misurazione dell'angolo di parallasse

I moderni telescopi possono rilevare angoli molto più piccoli di un singolo secondo d’arco, consentendo di misurare stelle distanti migliaia di anni luce. Il processo prevede:

1. Selezionare un oggetto di sfondo fisso e distante (spesso una galassia) che funge da punto di riferimento.
2. Misurare la separazione angolare tra la stella e il riferimento in un punto dell'orbita terrestre.
3. Ripetere la misurazione sei mesi dopo dal lato opposto dell'orbita.
4. Calcolo della differenza tra i due angoli, ovvero l'angolo di parallasse.
5. Utilizzo della formula della tangente per convertire l'angolo in una distanza.

Ogni successivo miglioramento nella precisione del telescopio espande la gamma di stelle le cui distanze possono essere mappate, formando la spina dorsale della scala delle distanze cosmiche.