Come si calcolano le distanze nello spazio

Il calcolo delle distanze nello spazio è sempre stato uno dei fattori più importanti per carpirne conoscenze e segreti.
La semplice osservazione di una stella e della sua luminosità può essere ingannevole: una stella può essere molto luminosa perchè è gigantesca ma essere in realtà molto lontana, oppure essere piccola ma molto vicina (ovviamente cosmologicamente parlando).
Ergo si devono usare altri mezzi per calcolare con sufficiente precisione le distanze nello spazio e nel corso dei secoli gli scienziati hanno messo a punto tre diversi sistemi.

Il primo è il più antico e quello che usiamo abitualmente sulla Terra per stimare le distanze. Il principio è lo stesso. Si tratta di misurare la distanza di un oggetto rispetto allo sfondo che lo circonda che diventa il nostro punto di riferimento.
E’ un po come se noi viaggiassimo su un’autovettura in una strada che costeggia una catena montuosa, la velocità della catena montuosa che scorre sullo sfondo ci appare più lenta della velocità con cui procede la nostra auto.
Questo metodo presuppone una matematica che sarebbe stata comprensibile anche ad Euclide (ovvero ad un uomo vissuto 2200 anni fa). E funziona anche per lo spazio,sia pure a corte distanze, ovvero finchè cerchiamo di stimare la distanza di oggetti entro la nostra galassia, la Via Lattea.
Per oggetti più lontani questo metodo non funziona più e ci dobbiamo affidare ad una sorta di specialissimi radiofari, le stelle chiamate Cefeidi.
Le Cefeidi sono stelle molto brillanti la cui luminosità oscilla, con straordinaria regolarità, tra un minimo ed un massimo di intensità.  Gli scienziati sono riusciti a correlare questo periodo di oscillazione alla quantità di luce che emanano. Ed è tutto quello che serve per stimare la loro distanza da noi: la luce infatti si comporta come un suono che decresce man mano che si allontana dalla sua sorgente.
Fortunatamente le Cefeidi sono molto numerose e quindi ci consentono di utilizzare questo metodo con grande efficacia. Ma anche questo metodo ha dei limiti.
Quando le distanze diventano davvero enormi, neppure il più potente telescopio è in grado di catturare l’immagine di una singola Cefeide distinguendola dai gruppi di stelle che le circondano.
Allora entra in base il terzo metodo.
L’espediente usato è quello di applicare la legge di Hubble quando non siamo più in grado di distinguere una Cefeide da altre stelle. La legge di Hubble afferma che esiste una relazione lineare tra lo spostamento verso il rosso della luce emessa dalle galassie e la loro distanza: tanto maggiore è la distanza della galassia e tanto maggiore sarà il suo spostamento verso il rosso.
La legge si basa sull’espansione dell’universo innescata dal Big Bang solo che il ritmo dell’espansione dello stesso non quadra perfettamente. In forma matematica la legge di Hubble può essere espressa come

{\displaystyle z={\frac {H_{0}D}{c}}}

dove z è lo spostamento verso il rosso misurato della galassia, D è la sua distanza, c è la velocità della luce e H0 è la costante di Hubble, il cui valore attualmente stimato è attorno a 2,176 aHz (67,15 km/s/Mpc).

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