La scala cosmica delle distanze

Determinare la distanza degli oggetti che brillano in cielo è sempre stato un compito spinoso per gli astronomi. L’intuizione potrebbe suggerire di basare le misure di distanza sulla luminosità di stelle e galassie: non sarà forse un astro brillante più vicino, e un astro debole più lontano? Chiaramente si tratta di un’intuizione sbagliata: stelle e galassie hanno luminosità intrinsecamente molto diverse e, di solito, a noi ignote. Una stella molto luminosa non è necessariamente più vicina di una sua compagna meno luminosa: può anche essere molto più lontana ma, allo stesso tempo, emettere molta più luce.

Solo se conosciamo la luminosità (o magnitudine) intrinseca di un oggetto, la luminosità che osserviamo può darci informazioni sulla sua distanza. Per fortuna esistono alcuni oggetti di cui, grazie ad alcune specifiche proprietà fisiche, la luminosità intrinseca è nota: si chiamano candele standard. Quando si osservano due o più candele standard, la più brillante è, evidentemente, la più vicina.

Le candele standard usate per misurare le distanze nella nostra galassia e nelle galassie vicine sono le cosiddette Cefeidi. Si tratta di stelle la cui luminosità varia in modo significativo nel tempo: la caratteristica più interessante delle Cefeidi è l’esistenza di una relazione tra la scala temporale su cui avviene tale variazione e la loro magnitudine intrinseca. Misurare il periodo delle oscillazioni in luminosità di una Cefeide consente, quindi, di misurarne la distanza.
Nelle galassie molto lontane dalla nostra, le Cefeidi sono troppo deboli per essere osservate, e occorre cercare altri tipi di candele standard. Le supernove, esplosioni di stelle alla fine della loro vita, sono dei buoni indicatori di distanza extra-galattici; in particolare, le cosiddette “supernove di tipo Ia” hanno (presumibilmente) tutte la stessa magnitudine intrinseca, poiché derivano da esplosioni molto simili, e permettono di calcolare le distanze su scale molto grandi nell’universo.

Cefeidi, supernove ed altre tecniche contribuiscono alla costruzione della cosiddetta “scala delle distanze”, in cui ciascun metodo viene calibrato sul metodo usato per determinare distanze minori: ad esempio, per calibrare le distanze misurate dalla luminosità delle supernove, si cercano galassie vicine in cui vi siano sia Cefeidi (la cui distanza è già nota) sia supernove.

La misura delle distanze è molto importante in cosmologia, poiché permette di stimare la dinamica dell’espansione del nostro universo. Proprio grazie a osservazioni di supernove è stato scoperto, nel 1998, che l’espansione, qualche miliardo di anni fa, ha iniziato ad accelerare: questa espansione accelerata, non contemplata dai precedenti modelli cosmologici, viene spiegata in termini di una misteriosa componente, la cosiddetta “energia oscura”, delle cui proprietà fisiche si sa ancora molto poco.

CLAUDIA MIGNONE

Come si può vedere in questa foto, l'esplosione di una supernova (il punto luminoso in basso a sinistra) è un evento di breve durata ma molto luminoso: nei giorni immediatamente successivi all'esplosione, la supernova è tanto brillante quanto la galassia che la ospita (visibile al centro della foto), il che permette di osservare supernove anche in galassie lontanissime. Immagine di NASA/ESA, The Hubble Key Project Team, and The High-Z Supernova Search Team.