La missione di GAIA (prima parte)

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Pubblicato Mercoledì, 03 Settembre 2014 20:46

Scritto da Marco Di Lorenzo

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Nota bene: Questo articolo è scritto per un pubblico ampio che, eventualmente, non ha una conoscenza di base dei termini astronomici e della trigonometria. Per coloro che hanno già una "infarinatura" su questi argomenti e non vogliono annoiarsi, consiglio di saltare le parti scritte in corsivo/italico

Gaia Artist's Impression - June 2013
Credits: ESA/ATG medialab; background image: ESO/S. Brunier Gaia Artist's Impression

Essendo una missione di "astrometria", cioè di misura della posizione degli astri, dobbiamo prima fare una piccola digressione tecnico-storica al riguardo.

L'astrometria e la sua evoluzione

Per prima cosa, che significa misurare la posizione di un astro?

Per pura comodità, assumiamo che le stelle siano tutte alla stessa distanza, fissate ad una immaginaria “sfera celeste” che ruota attorno a noi in 24 ore. La posizione di un astro su questa sfera è definita da due angoli, analogamente alle coordinate “longitudine” e “latitudine” usate per posizionare un luogo sulla superficie terrestre.
I due angoli si chiamano ascensione retta (AR) e declinazione (dec). Come si vede nel disegno a lato (Cresits: amastrofili.org), il secondo esprime la distanza dell'astro dall'equatore celeste (proiezione dell'equatore terrestre), mentre l'ascensione retta misura la distanza da un "punto Gamma" o "vernale", che poi è il punto in cui si trova il Sole durante l'equinozio di prmavera.

Nel II secolo a.C. Ipparco da Nicea compilò il primo catalogo stellare appuntando posizione e luminosità di oltre 1.000 stelle. Avvalendosi di osservazioni precedenti, scoprì anche lo spostamento dell'asse di rotazione terrestre, oggi chiamato "precessione". Tuttavia, la precisione consentita dall'osservazione ad occhio nudo non permetteva di rivelare il lento movimento peculiare di ciascuna stella né, tanto meno, l'effetto di parallasse di cio parleremo tra poco...

Dunque, l'astrometria si basa sulla misura degli angoli.
Notoriamente, gli angoli vengono misurati in gradi, minuti d'arco e secondi d'arco (sistema sessagesimale). Il diametro apparente della Luna o del Sole, ad esempio, è pari a circa mezzo grado o 30 minuti d'arco. Un secondo d'arco (arcsec) è pari a 1/3600 di grado, un angolo già molto piccolo che non è possibile apprezzare ad occhio nudo ma solo con un telescopio; esso corrisponde al diametro apparente di una moneta da 1€ vista da 4 km di distanza. In seguito, useremo spesso come unità di misura il millesimo di secondo d'arco (mas); esso corrisponde all'angolo sotto il quale vediamo una moneta da 1€ quando questa si trova a una distanza di 4000 km (da Londra a Lisbona!).

GAIA, come vedremo, misurerà angoli 100 volte più piccoli... questo significa spostare la nostra monetina sulla Luna!

L'angolo di parallasse non è altro che l'angolo π che si forma tra le due linee di vista di due osservatori che guardano uno stesso oggetto, posti ad una certa distanza tra loro. Nella visione binoculare, ci permette di stimare istantaneamente la distanza di un oggetto senza toccarlo; in atronomia, invece, si sfrutta il movimento di rivoluzione della Terra attorno al Sole per rilevare il piccolo spostamento di una stella vicina rispette a quelle sullo sfondo (vedi figura sotto). Il primo a misurare questo effetto fu Bessel nel 1838 (61 Cygni).

Credit: vialattea.net

Una volta misurato l’angolo di parallasse π, la trigonometria insegna che l’inverso di questo angolo è proporzionale alla distanza: d (anni luce) = 3,26/π (arcsec).
Per dare una idea di quanto le distanze in gioco siano grandi, la parallasse di Proxima Centauri (la stella più vicina) è pari a 0,77 secondi d'arco; da qui la distanza di 4,2 anni luce.

A questo punto, noti posizione e distanza, possiamo ricostruire la distribuzione tridimensionale delle stelle nello spazio attorno al Sole. Tutto questo non basta, però, perché le stelle in realtà si muovono continuamente!

Contrariamente al moto apparente di parallasse, dovuto al movimento della terra attorno al Sole, il moto proprio è legato al movimento reale dell'astro e richiede una osservazione prolungata per anni. Il primo a rilevarlo fu l’astronomo inglese E.Halley nel 18° secolo, confrontando le posizioni nei cataloghi del tempo proprio con quelle osservate da Tolomeo e Ipparco 2000 anni prima!
Il moto proprio più veloce appartiene alla Stella di Barnard, invisibile ad occhio nudo: si muove a 10,3 secondi d'arco all'anno. Per dare un'idea, significa che questa stella impiega 180 anni per spostarsi in cielo di una distanza pari al diametro del disco lunare. Quasi tutte le altre stelle si spostano molto più lentamente, qualche secondo d'arco al secolo o anche meno.

Bisogna qui fare un breve accenno anche alla velocità radiale:  è la velocità dell'astro lungo la linea di vista che lo unisce a noi: viene misurata tramite l’effetto Doppler (spostamento della frequenza nelle righe spettrali).
Questa informazione, insieme al moto proprio e alla distanza (misurata con la parallasse per le stelle vicine) fornisce un quadro completo sul movimento della stella in 3 dimensioni.

Detto questo, GAIA riuscirà a fare tutte queste misure di posizione e velocità autonomamente, senza ricorrere al supporto di altri osservatori, e lo farà con una precisione e un raggio d'azione assolutamente straordinari rispetto al passato. Come questo sia possibile, lo scopriremo nella prossima puntata...

Link consigliati:
- http://sci.esa.int/gaia/
- http://www.asi.it/it/attivita/cosmologia/gaia