distanza (astronomia)

in ambito astronomico, si definiscono soprattutto le distanze dei corpi celesti dalla Terra, le quali possono dividersi in tre gruppi; si hanno innanzitutto le distanze di pianeti, pianetini, comete ecc., facenti parte del sistema solare, che, al massimo, ammontano a una decina di miliardi di chilometri (ca. 70 UA); si hanno poi le distanze stellari che vanno da 4,3 anni luce (pari a 270.000 UA, ovvero a ca. 40.000 miliardi di chilometri), che è la distanza della stella più vicina dopo il Sole, cioè Proxima Centauri, fino a ca. 200.000 anni luce, ca. 2 miliardi di miliardi di chilometri, per le stelle poste all'altro capo della Via Lattea; si hanno infine le distanze extragalattiche, che sono comprese fra ca. i 200.000 anni luce delle Nubi di Magellano, che sono galassie satelliti della Via Lattea, e vari miliardi di anni luce. I metodi per la misura delle distanze sono numerosi, validi generalmente all'interno di un certo intervallo di distanze. Per i corpi del sistema solare, e per le stelle più vicine, si usano metodi trigonometrici, basati su triangolazioni la cui base può essere nell'ambito terrestre (al massimo il diametro della Terra) per i corpi del sistema solare, ed è invece il diametro dell'orbita terrestre nel caso delle stelle più vicine (fino a un centinaio di anni luce). Con questo metodo G. Keplero misurò le distanze di Marte dal Sole e F.W. Bessel misurò la distanza di 61 Cygni. Metodi analoghi possono essere utilizzati per la misura delle distanze di gruppi di stelle (ammassi, correnti stellari). Questo metodo, detto della parallasse, resta l'unico metodo diretto per la determinazione delle distanze in astronomia. Con esso, facendo uso del satellite europeo Hipparcos, si è riusciti a misurare la distanza di circa 120.000 stelle, non più lontane comunque di un centinaio di parsec. L'Agenzia Spaziale Europea (ESA) ha in programma per il 2009 una nuova campagna di misurazioni astrometriche di questo tipo, basate sul satellite GAIA, che aumenterà di un fattore 1000 la precisione delle misure ottenute con Hipparcos. La distanza di di molte stelle si può anche calcolare per mezzo di criteri di luminosità: conoscendo, dal diagramma di Hertzsprung-Russell, la relazione fra l'intensità di alcune righe spettrali, il tipo spettrale e la magnitudine assoluta M, si può derivare la distanza d (in parsec) della stella per mezzo della relazione log d=0,2(m-M)+1, in cui m è la magnitudine apparente. La distanza delle stelle variabili del tipo delle Cefeidi, e quindi degli ammassi o delle galassie nelle quali si trovano, può invece essere desunta dalla relazione fra il loro periodo di variabilità e la rispettiva luminosità media, scoperta da H. Leavitt nel 1912 e corretta da W. Baade nel 1952. Gli astronomi ricorrono a criteri diversi per risalire alle distanze di particolari oggetti celesti. Per esempio, in molte nebulose planetarie l'involucro gassoso è in espansione, cosicché la determinazione delle variazioni dimensionali, associate a quelle della velocità con la quale si esplicano, consente di risalire alla grandezza cercata. La stima della massima magnitudine e della curva di luce manifestate dalle supernove costituisce un valido indice che viene solitamente utilizzato per la determinazione delle distanze delle galassie. Anche l'esame (in radiofrequenza, in raggi X o gamma) del propagarsi dell'onda d'urto sviluppata nella deflagrazione di una supernova può, in molti casi, servire al medesimo scopo. Per quanto riguarda gli ammassi di galassie, assai spesso è la componente più cospicua (di solito, del tipo ellittico E) a fornire, con la sua luminosità standard, l'indice di distanza cercato. Per le galassie non facenti parte del Gruppo Locale (entro il quale prevalgono gli effetti dovuti ai movimenti individuali delle componenti) il regime di espansione dell'Universo provoca il generale spostamento Doppler verso il rosso (red shift cosmologico) delle relative righe spettrali. Il fenomeno, messo in luce per la prima volta da E.P. Hubble nel 1929, si dimostra tanto più evidente quanto maggiore è la distanza d delle galassie esaminate, così da rispondere alla relazione Hd=v ove con v è indicata la velocità di recessione desumibile dall'entità del red shift osservato, e H è la costante di Hubble, fondamentale in cosmologia. Nei confronti delle galassie più lontane (radiogalassie, quasar) la misura dei relativi red shift offre valori tanto elevati da riflettere necessariamente situazioni fisiche e dinamiche proprie di epoche cosmologiche molto lontane nel tempo. Poiché tali situazioni non sono facilmente stimabili a priori, e costituiscono tuttavia parte inerente dei processi evolutivi dell'Universo, ne deriva che il metodo basato sull'applicazione della legge di Hubble tende a divenire, in questi casi, incerto e inaffidabile. La misura dei red shift nelle sorgenti è allora in grado di indicare con sicurezza soltanto l'accrescimento al quale le lunghezze d'onda elettromagnetiche – a partire dall'epoca della loro emissione – sono andate soggette a causa dell'espansione cosmologica, ovvero – mediante una precisa relazione analitica – l'età della sorgente rispetto a quella dell'Universo.