Come vengono misurate le distanze nell’universo?

In astrofotografia si parla spesso della distanza degli oggetti fotografati, ma come fanno gli astronomi a misurare le distanze di tali oggetti nell’universo?

Gli astronomi misurano le distanze nello spazio avvalendosi di un insieme di metodi di misurazione che viene chiamato scala delle distanze cosmiche.

Questo set di tecniche permette di misurare con precisione le distanze di pianeti, stelle, galassie, nebulose, quasar e altri oggetti celesti. Vedremo anche come ogni metodo può essere utilizzato per determinati intervalli di distanza cosmica, in quanto non tutti i metodi sono applicabili su tutti gli oggetti. 😉

Per la cronaca, se vi interessano gli approfondimenti di astronomia, ci sono diversi video che ho fatto a riguardo. 🙂

Osservazioni radar

Per distanze fino a 1 miliardo di Km.

Per misurare le distanze di oggetti all’interno del nostro sistema solare come ad esempio la luna o altri pianeti, vengono utilizzate onde radio che rimbalzano sulla superficie degli oggetti e ritornano sul nostro pianeta Terra. Maggiore è la distanza e più tempo le onde impiegano ad effettuare questo viaggio, dandoci la possibilità in tal modo di misurare qual è la distanza in base al tempo T trascorso tra l’andata ed il ritorno del segnale.

Parallasse stellare

Per distanze fino a 10.000 anni luce.

Questo metodo sfrutta un principio facilmente riproducibile dai nostri occhi umani. Osservate un oggetto con entrambi gli occhi, poi mettete una mano sul vostro occhio destro ed osservate la posizione di quell’oggetto. Successivamente fate la stessa cosa con l’occhio sinistro e vedrete che l’oggetto in questione sembrerà essersi mosso. Questo effetto di prospettiva, chiamato effetto di parallasse, permette agli astronomi di osservare una stella due volte, a distanza di 6 mesi l’una dall’altra, e di calcolare così la distanza dal nostro pianeta.

Perché 6 mesi? Perché così il nostro pianeta si troverà nei due punti opposti della sua orbita di rivoluzione e questo permetterà di misurare la parallasse stellare al meglio. Maggiore è l’effetto di spostamento apparente, minore è la distanza della stella.

Supernove di tipo I a

Quando siamo in presenza di un sistema binario nel quale una delle due stelle muore diventando una nana bianca con densità estremamente elevata, la fortissima gravità che si genera fa sì che cominci ad assorbire gas e materiale dalla sua stella compagna.

Quando la massa della nana bianca supera quello che viene chiamato limite di Chandrasekhar, la stella collassa sotto il peso di tutto questo materiale assorbito. La pressione e la temperatura raggiungono valori elevatissimi, tanto da convertire carbonio ed ossigeno in ferro.

Tutto ciò dà luogo ad una esplosione di una potenza inimmaginabile e questa stella diventa una supernova di tipo I (uno) a.

Misurando con il modulo di distanza la differenza tra magnitudine assoluta ed apparente della nuova supernova, siamo in grado di determinare la distanza della stella. Il vantaggio delle supernove di tipo I a è che hanno sempre la stessa luminosità, perché il fenomeno che dà loro vita è sempre lo stesso. Inoltre queste esplosioni sono osservabili per enormi distanze cosmiche, al momento la supernova più lontana misurata si trova a Z=1.9. 🙂

La relazione di Tully-Fisher (TFR)

Per distanze fino a 15.000.000 di anni luce.

Presentata da R. Brent Tully e J. Richard Fisher nel 1977, questa teoria esprime la relazione tra la luminosità intrinseca, proporzionale alla massa stellare, di una galassia a spirale e la sua larghezza di velocità, ovvero l’ampiezza della curva di rotazione.

Possiamo misurare la grandezza di alcune galassie quando il loro moto di rotazione avviene con un asse che punti nella direzione del nostro pianeta. Questo è possibile perché lo spettro di emissione della galassia vedrà una parte in blue-shift, quella che ruota verso il nostro pianeta, e una parte in red-shift, quella che ruota allontanandosi da noi. Maggiore è la differenza e più sarà grande la galassia osservata.

Possiamo successivamente misurarne anche la distanza una volta che la sua luminosità superficiale è nota.

E’ uno dei metodi più complessi di capire da una prima lettura e personalmente vi dico che anche io ci ho messo diverso tempo per comprenderlo bene. 😀

Variabili Cefeidi

Per distanze fino a 100.000.000 di anni luce.

Si definisce Cefeide quel tipo di stella gigante che pulsa, aumentando e diminuendo il suo diametro con un periodo che può variare da poche ore a centinaia di giorni.

Questo nome deriva dalla stella prototipo delta Cephei, che è la seconda stella di questo tipo che venne scoperta. La prima cefeide osservata in realtà fu eta Aquilae, nella costellazione dell’Aquila.

Le Cefeidi sono tra gli indicatori più precisi di distanza nel cosmo e vengono chiamate in gergo candele standard. La distanza di tali Cefeidi è difatti calcolabile con precisione confrontando le due misure di periodo e magnitudine apparente. Così facendo infatti si è dedotto che per queste stelle il valore della luminosità corrisponde esattamente al valore del periodo. Questo metodo viene spesso utilizzato per calcolare la distanza delle galassie.

Redshift

Per distanze fino a 10.000.000.000 di anni luce e oltre.

La luce proveniente dalle galassie del nostro universo, mentre questo è in espansione, subisce un’alterazione dello spettro luminoso che “shifta” verso il rosso. Questo avviene poiché la lunghezza d’onda aumenta e l’energia dei fotoni decresce in maniera inversamente proporzionale. E’ un fenomeno fisico che è equiparabile all’effetto Doppler: se avete mai sentito una sirena di una macchina della polizia o di un’ambulanza in avvicinamento ed allontanamento, il principio fisico alla base è il medesimo.

Quindi per misurare la distanza di galassie molto distanti, incluse quasar e blazar, analizzandone lo spettro di emissione possiamo procedere così:

1. Determiniamo il valore di redshift di emissione della galassia.
2. Moltiplichiamo il valore di redshift per la velocità della luce per determinare la velocità di allontanamento.
3. Tramite la costante di Hubble, che determina la velocità di espansione dell’universo, calcoliamo la distanza dalla Terra dividendo la velocità sopra calcolata per la costante.
4. Questo ci restituirà un valore in megaparsec, basterà moltiplicarlo per 3.262e+6 per ottenere il valore in anni luce.

Unità di misura astronomiche

Vediamo di seguito quali sono le unità astronomiche utilizzate, a cosa corrispondono e quando vengono usate.

Unità astronomiche

Una unità astronomica (AU – Astronomical Unit) equivale al raggio medio dell’orbita di rotazione terrestre attorno al sole. Viene utilizzata per distanze all’interno del nostro sistema solare.

Anno luce

Un anno luce (l.y. – light year) corrisponde alla distanza percorsa dalla luce in un anno di tempo ed equivale a circa 9.5 trilioni di chilometri. E’ l’unità di misura con cui noi astrofotografi abbiamo a che fare più spesso, visto che è l’unità di misura per eccellenza utilizzata per descrivere la distanza cosmica degli oggetti.

Parsec

Il parsec è un’unità di lunghezza astronomica e 1pc corrisponde a circa 3.26 anni luce.

Il nome viene da parallasse di un secondo d’arco e corrisponde alla distanza dalla Terra di una stella che ha una parallasse annua di un secondo d’arco. E’ basato sul metodo di calcolo di parallasse del quale parlavamo sopra e pertanto è limitato ad oggetti relativamente vicini in scala cosmica. Kilo, Mega e Giga parsec non sono altro che unità superiori per esprimere mille, un milione e un miliardo di parsec. 🙂

Conclusione

L’universo è un posto infinitamente grande e misurare le distanze degli oggetti può essere estremamente complesso, considerando la scala del nostro genere umano!

Tuttavia la scienza nei secoli è riuscita a calcolare numeri e distanza un tempo impensabili e la speranza è che nuovi metodi ci aiutino a dare risposte su quale origine abbia avuto il nostro universo.

Fino ad allora ci limiteremo ad immortalarne la sua eterna bellezza. 😉

Cieli sereni!