Come si determinano le distanze nell’Universo?

La determinazione delle distanze nell’Universo è fondamentale in ogni ambito dell’astronomia. La difficoltà sta proprio nel calcolarle

La determinazione delle distanze è fondamentale in ogni ambito dell’astronomia, ma è uno degli incubi più grandi di
generazioni di astronomi per la difficoltà delle misurazioni, aggravate dal fatto che un piccolo errore potrebbe generare teorie completamente sbagliate o portare a spiacevoli paradossi. L’empasse più famosa, parlando proprio di cosmologia, si ebbe poco dopo la determinazione dei primi valori per la costante di Hubble. Per molti anni la costante di Hubble è stata vicina al valore di 100 km/s per Megaparsec, facendo ringiovanire l’Universo di qualche miliardo di anni rispetto al valore attualmente più probabile. Gli astronomi cominciarono a capire che c’era qualcosa che non andava quando scoprirono che le stelle più antiche, quelle all’interno degli ammassi globulari, risultavano essere più vecchie dell’età dell’Universo stimata con la costante di Hubble! La colpa per quel valore così sbagliato derivava dai metodi per stimare le distanze delle galassie utilizzate a quel tempo. Ma prima di capire come si stimano distanze extragalattiche, meglio cominciare da qualcosa di più piccolo.

Il metodo più preciso per la misura delle distanze è chiamato parallasse o triangolazione

A partire da misure effettuate secondo diversi punti di vista, si determina la posizione nello spazio dell’oggetto misurando lo spostamento rispetto a uno sfondo considerato fisso. Questo espediente è quello utilizzato dal nostro cervello per regolarsi con le distanze, calcolando come una veloce calcolatrice, le distanze a partire dalle osservazioni condotte con la visione a due occhi. Nel caso degli oggetti del cielo, i diversi punti di vista sono determinati generalmente dall’orbita della Terra. Si osserva una stella a un certo istante, la si osserva sei medi più tardi, quando il nostro pianeta è dall’altra parte dell’orbita, e si analizza lo spostamento della sorgente rispetto a stelle lontanissime per le quali l’effetto di parallasse è trascurabile. Questo è il metodo più semplice e preciso e l’unico che misura direttamente la distanza, ma è anche il meno utilizzato, perché l’effetto di parallasse si riesce a misurare solamente per astri entro i 1000 anni luce al massimo.

Come si fa a misurare la distanza di oggetti più lontani?

Attraverso quelli che si chiamano metodi indiretti, basati sulle proprietà delle stelle. Ad esempio, tutte le stelle hanno la luminosità assoluta proporzionale alla massa, quindi se conosciamo questo dato possiamo risalire alla luminosità intrinseca e dalla conoscenza di quella apparente, che si misura nel cielo, si ha un’ottima stima della distanza.
Alcune stelle cambiano luminosità con un periodo che è direttamente legato alla loro luminosità intrinseca. Quindi,
dopo aver studiato il comportamento di un gruppo di questi astri di cui conosciamo la distanza con altri metodi, è possibile costruire una scala tarata per misurare le distanze di tutte le stelle appartenenti allo stesso tipo.
Le stelle più importanti sono le Cefeidi, anche perché tra le più luminose in assoluto, quindi visibili anche in altre galassie a noi vicine. È proprio con questo metodo che Hubble aveva stimato la distanza di alcune galassie e compreso che la velocità di allontanamento aumentava con la distanza, secondo il valore della sua costante.
Dopo aver calcolato il suo valore, la legge di Hubble permette di determinare le distanze di tutte le galassie, anche quelle troppo lontane per osservare delle Cefeidi.

Ma se la stima della distanza era sbagliata perché il metodo delle Cefeidi non era ancora preciso, cosa succede?

Che il valore della costante di Hubble è sbagliato, che la determinazione delle distanze attraverso la legge di Hubble
fornisce risultati errati, e che l’età dell’Universo può risultare addirittura più giovane delle stelle più antiche.
In parole povere, basta un errore da qualche parte nelle fondazioni e tutto il castello che si è costruito crolla su se
stesso senza possibilità di scampo. Con il progredire delle conoscenze e della tecnologia, il metodo delle Cefeidi venne raffinato, reso molto più preciso e affiancato da altri metodi, tra cui quello delle supernovae di tipo Ia. Gli astronomi hanno infatti scoperto che queste supernovae particolari, hanno sempre la stessa luminosità
intrinseca. Di conseguenza, dal confronto di questo valore con quello della luminosità apparente nel cielo, si ricava la distanza. Le supernovae sono poi gli eventi più energetici dell’Universo, quindi è facile osservarle anche a distanze di centinaia di milioni di anni luce. In realtà esistono tanti altri metodi indiretti che si basano, tutti, su delle proprietà di una classe di oggetti, come stelle e galassie, tarate a partire da altri metodi ormai consolidati. Tutto questo castello si regge sul metodo delle parallassi, l’unico diretto e infallibile, ma che funziona solo per le stelle vicine.

Articolo in collaborazione con Daniele Gasparri: https://www.astroatacama.com/