Distanze stellari

Uno degli argomenti più forti degli avversari del sistema copernicano era quello relativo alle parallassi stellari: il fatto che non si riuscisse a misurare la parallasse[1] di alcuna stella sembrava in effetti dimostrare che la terra è ferma nello spazio e che la volta celeste le gira intorno, esattamente così come ci appare.

La misurazione della parallasse della Luna, che è relativamente facile data la sua distanza media di soli 376.000 km, era già stata effettuata con una certa approssimazione da Ipparco nel II sec. a. C.; per quella del primo pianeta (Marte) bisognò aspettare fino al 1672 (autore dell’impresa fu l’astronomo italo-francese Giandomenico Cassini): e i due punti da cui si osservò lo spostamento del pianeta rispetto alle stelle erano, rispettivamente, Parigi e Cayenne, nella Guyana Francese (parallasse diurna). Dopo questa misurazione fu possibile calcolare tutte le distanza all’interno del Sistema Solare, e l’orbita della Terra risultò, dopo vari aggiustamenti, avere un diametro di qualcosa come 300 milioni di km: abbastanza per poter sperare, adottando come punti di osservazione due posizioni opposte del nostro pianeta nella sua orbita, di essere in grado di misurare la parallasse delle stelle più vicine. Il fatto che non ci si riuscisse ovviamente non valeva più, in pieno XVIII secolo, a tornare a Tolomeo e Tycho: veniva giustamente addebitato alla limitatezza degli strumenti usati e all’incredibile distanza delle stelle stesse.

Finalmente, nel 1838, Bessel riuscì a misurare, con la tecnica della parallasse annua (misurazioni effettuate da due punti opposte dell’orbita, come si vede nello schema della figura qui sopra, dove T₁ e T₂ sono due punti dell’orbita terrestre distanti 6 mesi tra di loro, S la stella di cui misurare la distanza, S₁ e S₂ le rispettive posizioni in cui si vede la stella dai due punti dell’orbita) la distanza della 61 Cygni, e poco dopo vennero trovate anche le parallassi di a Centauri e di Vega.

Le distanze che ne risultarono furono tali da far considerare già obsoleto, ai fini delle misurazioni astronomiche, l’ancor giovanissimo sistema metrico decimale: se le stelle più vicine a noi si trovano a decine di migliaia di miliardi di km, è chiaro che bisognava trovare una scala di grandezze alternativa. Si pensò dunque di usare, come unità di misura delle distanze stellari, la distanza coperta dalla luce in un anno. Questa corrisponde all’incredibile cifra di 9.460.800.000.000 km circa, e la distanza della stella più vicina, a Centauri, risultò essere pari a circa 4,2 di queste nuove unità, che furono chiamate anni luce (a. l.). Ancora più conveniente e più precisa, anche se meno popolare, è l’unità di misura chiamata parsec (pc), che corrisponde ad una parallasse di 1” (1 secondo d’arco): con questa scala, a Centauri si trova a 1,3 pc; 1 pc = 3,23 a. l. Chiariamo anche che la parallasse non è l’angolo di cui si è spostata la stella in 6 mesi, ma la metà di quest’angolo: la base del triangolo considerato è non il diametro dell’orbita terrestre, ma il suo raggio, che chiamiamo Unità Astronomica (UA).

Presto ci si rese conto del fatto che il metodo della parallasse era applicabile soltanto alle stelle che si trovano nelle più immediate vicinanze. John Herschel enumera, nel 1856, un elenco di sole 9 stelle di cui, a quella data, si ritenevano (più o meno, precisa l’autore) acquisite le parallassi. Quasi un secolo e mezzo più tardi, all’inizio degli anni novanta del XX secolo, il numero era salito ad alcune centinaia, e comprendeva le stelle che si trovano nel raggio di un centinaio (o due al massimo) a. l. dal Sole. La missione astrometrica Hipparcos, alle soglie dell’anno 2000, ha esteso enormemente il numero delle stelle della cui distanza possiamo essere certi grazie a misurazioni trigonometriche.

Per le stelle più lontane bisogna affidarsi ad altri metodi di misurazione, basati su presupposti un po’ più complicati. Per esempio, se una serie di osservazioni di altro tipo ci può garantire che due stelle (di una delle quali è stata misurata la parallasse) sono identiche, dal rapporto tra le magnitudini apparenti delle due stelle si può determinare la distanza della seconda. Ovviamente, date le distanze in gioco, si dovrà valutare la diminuzione di splendore della stella più lontana dovuta all’interposizione di materia interstellare. Così, la regolarità delle variazioni nello splendore di alcune particolari stelle (cefeidi, stelle del tipo RR Lyrae, stelle del tipo W Virginis) ci dà una misura abbastanza precisa del loro splendore intrinseco e di conseguenza, misurata la magnitudine apparente e le altre variabili quale l’assorbimento interstellare, della loro distanza.

La precisione delle valutazioni delle magnitudini delle cefeidi ci ha consentito di misurare con considerevole affidabilità le distanze delle galassie più vicine; e le considerazioni sul rapporto tra le distanze di queste galassie e la loro velocità di recessione rispetto a noi ci ha consentito di prendere la velocità di recessione stessa come misura della distanza. Così oggi siamo in grado di valutare (certo con un certo –ampio- margine di errore) distanze galattiche di centinaia di milioni, e addirittura miliardi, di anni luce.

[1] Per parallasse intendiamo lo spostamento apparente in cielo di un oggetto visto da due punti diversi di osservazione. Si sfrutta questo effetto per determinare la distanza dell’oggetto per mezzo di triangolazioni. Facciamo un esempio: protendiamo il avanti un braccio con un dito disteso verso l’altro, e chiudiamo un occhio; se ora chiudiamo ed apriamo alternativamente prima un occhio e poi l’altro, ci sembra che il dito salti ora da un lato, ora dall’altro rispetto allo sfondo più distante; in linea di principio potremmo determinare la lunghezza del nostro braccio misurando l’angolo di cui il nostro dito sembra spostarsi, anche se questo calcolo non sarebbe di grande utilità, dato che questa è una misura che si può ottenere in modo più semplice; tale procedimento ha invece molto più senso per oggetti astronomici come Luna e pianeti, di cui non siamo in grado di misurare direttamente la distanza. Se due osservatori, da due località lontane, vedono la Luna proiettata in due punti del cielo distanti fra loro, per esempio, 1’ rispetto allo sfondo di stelle fisse, conoscendo tale angolo e la distanza fra i due punti d’osservazione si può completare il triangolo e calcolare trigonometricamente la distanza della Luna.