Nell’articolo precedente ho cercato di illustrare, nella maniera più semplice possibile, le dimensioni cosmiche attraverso degli esempi e cercato di spiegare in breve che cosa é un anno luce. Oggi affronteremo un argomento più complesso, ovvero la misurazione delle distanze attraverso il metodo della parallasse ed ovviamente queste distanze saranno enormi.
Il metodo della parallasse si basa sulla misura dell’angolo sotteso (in geometria: l’arco di curva i cui estremi sono uniti con un segmento rettilineo) dalla stella che stiamo osservando quando noi ci spostiamo. Ovviamente se ci spostiamo da un lato all’altro della nostra stanza non noteremo mai un apprezzabile cambiamento nella posizione della stella nel cielo. Ma se invece sfruttiamo il fatto che la Terra ogni sei mesi si trova in punti diametralmente opposti della sua orbita attorno al Sole, ecco che effettivamente notiamo uno spostamento apparente della posizione della stella nel cielo. Purtroppo se le stelle sono troppo distanti allora la parallasse che osserviamo grazie alle diverse posizioni della Terra ogni sei mesi è davvero trascurabile. Quindi non possiamo andare oltre alcune stelle della nostra galassia con la parallasse.
Dunque che si fa? La cosa eccezionale sarebbe usare la parallasse per misurare alcune particolari stelle chiamate candele standard. Si tratta di stelle con particolari proprietà che hanno caratteristiche indipendenti dalla distanza legate alla loro luminosità assoluta. Appartengono a questa categoria le Cefeidi e le Supernove di tipo Ia (solo per citarne due).
Prima di parlare di queste due categorie spieghiamo cosa accade: quando osserviamo una stella in verità noi osserviamo il flusso di luce proveniente dalla stella. Immaginate di avere una lampada da 100 Watt. Se la spostiamo sempre più da noi che osserviamo otteniamo che con l’aumentare della distanza la luce della nostra lampada diventerà sempre più debole; per la precisione il flusso è uguale alla luminosità assoluta diviso la distanza al quadrato. Eppure non cambia il fatto che la lampada sia da 100 Watt. Dunque siccome conosciamo già la luminosità assoluta della lampada e possiamo misurare il flusso che osserviamo allora possiamo capire a quale distanza si trova la lampada usando la legge menzionata poco fa. Lo stesso discorso vale per le stelle. Dunque per misurare la distanza sarebbe ideale conoscere la luminosità assoluta delle stelle. Purtroppo non possiamo farlo per tutte le stelle ma per alcune categorie particolari sì.
Le Cefeidi sono stelle variabili pulsanti. Il periodo di questa variabilità dovuta alla pulsazione della stella è direttamente legato alla luminosità assoluta. Dunque ecco che abbiamo una candela standard! Se osservando una galassia vediamo che essa ospita una Cefeide allora ci basterà misurarne il flusso e il periodo di variabilità (il quale non dipende dalla distanza). Dopo ciò avremo luminosità assoluta e quindi la distanza. Le Supernove di tipo Ia sono un sistema binario di stelle di cui una componente è una stella chiamata nana bianca. Quello che accade in questi sistemi è che la stella diciamo “normale” butta del proprio materiale sulla nana bianca secondo un processo di accrescimento. A causa della struttura interna della nana bianca questo processo non può durare per sempre. Quando la nana bianca aumenta la sua massa e raggiunge un valore critico chiamato massa di Chandrasekhar avviene una esplosione! La differenza di flusso misurato durante l’esplosione e circa due settimane dopo l’evento presentano sempre le stesse caratteristiche che si possono legare alla luminosità assoluta; quindi anche qui possiamo stimare la distanza.
Altri importanti indicatori di distanza sono le relazioni di scala, che affronteremo nel prossimo articolo, facendo anche un paragone con un altra misura astronomica: il Parsec.
