L.A. Smaldone Dipartimento di Fisica Università degli Studi di Napoli Federico II Planetario di Caserta Misure di Distanza

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<ul><li> Slide 1 </li> <li> L.A. Smaldone Dipartimento di Fisica Universit degli Studi di Napoli Federico II Planetario di Caserta Misure di Distanza </li> <li> Slide 2 </li> <li> Un po di matematica semplificata O C A B d AB= r*2 sin (/2) l r D d Il triangolo . stretto CD l = r d (per angoli piccoli sin ) + gradirad.sinerr. in sin= 57,3010,841518,8% 28,650,50,47944,3% 14,320,250,24741,0% 7,160,1250,12470,24% 3,580,06250,06240,064% d=CD/ 1=1/206265 radianti </li> <li> Slide 3 </li> <li> Il significato di unimmagine </li> <li> Slide 4 </li> <li> sempre sul significato di unimmagine f h h h= f tan f h= f tan f 10 o </li> <li> Slide 5 </li> <li> La visione binoculare d </li> <li> Slide 6 </li> <li> A d D C b d=b/ Misure di distanza per posti inaccessibili </li> <li> Slide 7 </li> <li> b 22 La base pi grande . b=raggio orb. terr.=1.4910 8 km=1 A.U. d 1pc=206265 AU=3.0810 13 km " parallasse (annua) 1pc=3.26 a.l. Fin dove si pu arrivare ? 0.01" 100 pc=326 a.l. d (in pc) =1/" </li> <li> Slide 10 </li> <li> 100 pc (=3.0810 15 km) una grande distanza ? - Raggio della Via Lattea: 15.3 kpc - Distanza da M31: 436 kpc Raggiungere le galassie: impossibile con metodi trigonometrici !!! </li> <li> Slide 11 </li> <li> Possibile soluzione: Misura della distanza con metodi fotometrici Luminosit totale (potenza emessa da tutta la superficie della stella) Flusso totale a Terra (potenza ricevuta da 1 m 2 di tel. a distanza d da stella) In realt: </li> <li> Slide 12 </li> <li> Magnitudine apparente: m=-2.5log f +c =-2.5 logL +5logd ist + cost Magnitudine Assoluta M: M = -2.5 log L + C Costante di zero C : tale che M = m, in assenza di assorbimento, per d ist = 10 pc </li> <li> Slide 13 </li> <li> Misura della distanza con metodi fotometrici m=-2.5log f +c =-2.5 logL +5logd ist + cost Magnitudine apparente Magnitudine assoluta M = m + 5 5 log d ist (d ist in pc) Nota M e misurata m log d ist = (m-M)/5 + 1 </li> <li> Slide 14 </li> <li> Entro 15 a.l. da noiEntro 250 a.l. da noi </li> <li> Slide 15 </li> <li> arrivano le cefeidi </li> <li> Slide 16 </li> <li> Entro 5000 a.l. da noiEntro 50000 a.l. da noiEntro 350000 a.l. da noiEntro 4 M.a.l. da noi La LMC a 175000 a.l. La SMC a 220000 a.l. La galassia di Andromeda a 2.2 M a.l. </li> <li> Slide 17 </li> <li> -Gli ammassi globulari: Oggetti a Magnitudine assoluta nota =-9 </li> <li> Slide 18 </li> <li> Limmagine di M87 Ammassi Globulari </li> <li> Slide 19 </li> <li> Effetto Doppler: Vedo le lunghezze donda allungate (spostate verso rosso) Vedo le lunghezze donda accorciate (spostate verso blu) blushiftredshift =v/c sorgente in moto sorgente ferma </li> <li> Slide 20 </li> <li> Come appare uno spettro che si muove? </li> <li> Slide 21 </li> <li> Come si acquisisce e calibra uno spettro: 11 22 33 h s = 2 +( 3 - 2 )s/h </li> <li> Slide 22 </li> <li> Prisma ?? no grazie reticolo ! </li> <li> Slide 23 </li> <li> Analisi di velocit </li> <li> Slide 24 </li> <li> Binarie spettroscopiche </li> <li> Slide 25 </li> <li> Hubble (1926)trov che: v = Hd Si misura in (Km/s)/Mpc 1/H tempo di Hubble </li> <li> Slide 26 </li> <li> Entro 100 M a.l. da noi M100 a 60 M a.l. Ammasso della Vergine Entro 1000 M a.l. da noi </li> </ul>

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