Come si fa a misurare la distanza delle stelle

Spesso si sente dire che una certa stella dista da noi un certo numero di anni luce. Ma come fanno gli astronomi a misurare la distanza delle stelle?

In effetti esistono vari metodi per avere una valutazione della distanza delle stelle. Si tratta comunque di una stima che prevede un certo grado di incertezza, come accade in qualsiasi misura scientifica.

I metodi più usati sono tre:

1) Metodo della parallasse. Si tratta di un metodo trigonometrico e funziona bene per le stelle più vicine (al massimo un centiniaio di anni luce).

2) Metodo delle Cefeidi. Le stelle variabili dette cefeidi presentano un periodo che è in stretta relazione con la loro luminosità assoluta; dal periodo osservato di una cefeide si ricava quindi la magnitudine assoluta e dal confronto con quella apparente la distanza.

3) Metodi spettroscopici. L'analisi dello spettro di una stella fornisce tra le altre cose una buona stima della sua magnitudine assoluta; il confronto con la magnitudine apparente fornisce una stima della distanza.

La distanza delle stelle più vicine (entro 100 anni luce circa) si misura con il metodo della parallasse.
Per metterlo in pratica si deve misurare due volte la posizione di una stella (rispetto alle stelle più deboli e quindi presumibilmente molto più lontane) a distanza di sei mesi. In questo periodo la Terra ha percorso metà della propria orbita, e quindi la seconda osservazione viene fatta a circa 300 milioni di Km di distanza dalla prima (il raggio dell'orbita terrestre è di circa 150 milioni di Km).

A causa di questo spostamento della Terra, che è il punto d'osservazione, si può constatare una modificazione apparente della posizione della stella rispetto alle stelle di sfondo. La misura precisa dell'angolo di spostamento (che per definizione è il doppio della parallasse) permette di risalire alla distanza della stella.

La relazione tra la distanza e la parallasse è data dalla formula:

d = r / sen p

nella quale d è la distanza della stella, r è la base di triangolazione (ovvero il semiasse maggiore dell'orbita terrestre, pari a 149597870 km) e p è l'angolo di parallasse.

Per misurare distanze maggiori di un centinaio di parsec e quindi, in definitiva, per fissare la scala delle distanze nell'Universo osservabile bisogna ricorrere a metodi diversi dalla parallasse. In base alla relazione che sussiste tra la magnitudine apparente e quella assoluta ecco che è necessario scoprire nelle altre galassie delle "candele" stellari, di luminosità assoluta nota, per potere effettuare una stima della loro distanza.

Conoscendo la legge con cui si attenua la luce in base alla distanza ecco che si può risalire, una volta nota la luminosità (o magnitudine) assoluta della stella alla sua distanza.

Uno di questi metodi è quello delle Cefeidi classiche. Chiaramente questo metodo si può applicare a galassie non troppo lontane in quanto condizione fondamentale è che in esse si possano risolvere le stelle che le compongono. Le variabili Cefeidi sono stelle pulsanti con periodi che vanno da 2 a 40 giorni. La signora Leavitt nel 1912 trovò, dopo avere effettuato centinaia di misure delle variabili Cefeidi nelle nubi di Magellano, una relazione tra il periodo P e la magnitudine assoluta Mv. In altri termini le Cefeidi più brillanti variano di luminosità più di quelle meno brillanti e quindi è possibile risalire dal periodo di variabilità alla magnitudine assoluta. Dal momento che la magnitudine apparente è sempre disponibile viene ad essere noto immediatamente il modulo di distanza e quindi la distanza stessa. Per questo motivo le Cefeidi sono dette indicatori di distanza o candele standard.