Il problema della distanza

Uno dei principali problemi in astronomia è la misura delle distanze stellari. Abbiamo già osservato tutti gli oggetti vengono “schiacciati” su una proiezione sferica, detta appunto sfera celeste, che ha la Terra come centro. La mancanza della profondità porta inevitabilmente a considerazioni errate di luminosità e distanze tra gli oggetti. Il Sole, per esempio, è un oggetto di medie dimensioni, ma poiché è anche la stella più vicina a noi, ci sembra più grande e luminosa di tante altre stelle che, pur emettendo molta più luce, appaiono piccole e deboli a causa della lontananza. Ci sono diversi metodi per risalire alla distanza tra le stelle; uno di questi sfrutta il fenomeno della parallasse annua. La parallasse è lo spostamento apparente di un oggetto rispetto allo sfondo, quando viene osservato da due punti diversi. Più un oggetto è distante, più questo spostamento sarà piccolo e individuabile aumentando la distanza tra i due punti di osservazione. Poiché le stelle sono molto lontane, per poterne apprezzare la parallasse si fanno le osservazioni a sei mesi di distanza, cioè quando la Terra si trova a due estremi opposti della sua orbita intorno al Sole. Da qui il nome di parallasse annua. Misurando poi l’angolo sotteso a questo spostamento e conoscendo il raggio dell’orbita terrestre, è possibile calcolare la distanza che ci separa dall’oggetto attraverso una semplice regola trigonometrica: D = R Terra/tg angolo espressa in parsec. Il parsec è l’unità di misura utilizzata dagli astronomi per le distanze nell’Universo; il nome è l’abbreviazione di “parallasse secondo” ed è la distanza da cui si vede il raggio dell’orbita terrestre sotto un angolo di 1 secondo d’arco. 1 parsec equivale a 3,26 anni-luce. Negli anni passati si sono stabilite con notevole precisione le distanze della maggior parte delle stelle vicine con il metodo parallattico grazie al satellite Hypparcos. Tuttavia risulta semplice intuire che la validità di questo metodo è limitata a stelle vicino a noi; per le stelle molto lontane l’angolo parallattico diventa talmente piccolo da non poter essere misurato e bisogna affidarsi a metodi di misurazione indiretti. Per esempio, si considerano alcune stelle variabili, la cui variabilità sia associata alla loro luminosità intrinseca. Misurando poi la luminosità apparente, quella cioè che misuriamo dalla Terra, è possibile risalire alla loro distanza. Appartengono a questa classe di candele campione diversi tipi di oggetti; i più noti sono le cefeidi, stelle piuttosto luminose da poter essere osservate anche nelle altre galassie oltre la Via Lattea. Proprio la precisione nella misura di queste stelle consentì all’astronomo Edwin Hubble di misurare le distanze delle galassie più vicine e scoprirne la recessione, aprendo la strada alla cosmologia moderna e alla teoria del Big Bang. Oggi siamo in grado di valutare, anche se con un ampio margine di errore, distanze galattiche di centinaia di milioni, e addirittura miliardi, di anni-luce.

Argomenti speciali

Dalla Mediateca

Curiosità

  • I neutrini

    I neutrini sono particelle neutre ed estremamente leggere...

  • La coda delle comete

    Le comete sono “palle di neve sporca” che passano...

  • Pianeta nano

    L'astronomia, come tutte le discipline scientifiche...