Osservatorio Astronomico di Bologna
Museo della Specola
Conferenze alla Specola
6 Novembre 2003
Gisella Clementini
INAF Osservatorio Astronomico di Bologna
La misura delle distanze stellari
La misura della distanza dei corpi celesti è un problema che ha affascinato gli uomini fin dall'antichità. I primi tentativi di misura del Sistema Solare risalgono ad Aristarco da Samo (III a.C.). Il suo contemporaneo
Eratostene fu il primo a tentare la misura del raggio terrestre. Ma quanto sono grandi le distanze con cui dobbiamo cimentarci? Senza quasi allontanarci da casa le distanze sono già grandissime e le unità di misura della
vita quotidiana divengono inadeguate: Distanza media Terra-Luna = 384.400 km, Distanza media Terra-Sole
= 149.597.870 km = 1 Unità Astronomica (U.A.). L'U.A. può essere usata per misurare distanze all'interno
del Sistema Solare, ma per uscirne occorrono nuove unità di misura : l'Anno Luce (a.l.) = la distanza percorsa
dalla luce in un anno viaggiando a 300,000,000 km/sec, ed il Parsec (pc) = la distanza di una stella che ha
una parallasse di 1 secondo d'arco. 1 a.l.=63.240,6 UA= 9.460.800.000 km 1 pc = 3,26 a.l. = 206.265 U.A.
=30.860 miliardi di km.
Su tutto il cielo si possono osservare ad occhio nudo circa 6.000 stelle. La stella a noi più vicina (alpha Centauri) è a più di 4 anni luce di distanza. La nostra galassia è una spirale il cui disco ha un diametro di circa
100.000 a.l. (circa 30 Kpc). Il sole si trova a circa 7-8 kpc (ovvero circa 25.000 a.l.) dal centro della galassia.
Il nucleo centrale della galassia è uno sferoide di diametro circa 3000 a.l. Gli ammassi aperti (agglomerati
debolmente concentrati formati da 100-10.000 stelle) si trovano prevalentemente sul disco della galassia a
distanze tipiche dai 40 ai 7000 pc (da 150 a 23.000 a.l.). Gli ammassi globulari (ammassi di 100.000- 1 milione di stelle) popolano invece l'alone galattico e sono
disposti in simmetria sferica rispetto al centro della
galassia con distanze tipiche dai 3.000 al 10.000 pc
(da 10.000 a 33.000 luce). La galassia irregolare a
noi più vicina è la Grande Nube di Magellano a circa 51 Kpc (circa 164.000 a.l.). La galassia spirale a
noi più vicina è la galassia di Andromeda (M31) a
2.2 milioni di anni luce. La nostra Galassia con Andromeda e un'altra quarantina di galassie di dimensioni minori formano il Gruppo Locale, una struttura
il cui raggio è circa 1 Mpc (circa 3.3 milioni di anni
luce). Il Gruppo Locale non è che uno degli ammassi
di galassie presenti nell'Universo, e i suoi vicini gli
ammassi di M81 e di Sculptor, sono a circa 6-10 milioni di a.l., mentre uno degli ammassi più lontani,
l'ammasso di Coma, si trova a 300 milioni di a.l..
Dato il grande intervallo dinamico delle distanze
astronomiche, la scala delle distanze è fatta da indiGrande nube di Magellano
catori di distanza che si sovrappongono, a partire da quelli che possiamo calibrare direttamente perché sono
vicini. Le misure astronomiche entro la distanza di circa 100 parsec vengono fatte in modo diretto attraverso la
misura della parallasse astronomica, lo spostamento angolare subito da una stella che venga osservata dai due
estremi dell'orbita della Terra intorno al Sole. Un contributo sostanziale alla misura delle parallassi astronomiche, che sono comunque quantità angolari piccolissime sempre inferiori ad 1", è stato fornito dal satellite Hipparcos, lanciato dall'Agenzia Spaziale Europea nel 1990, il quale ha misurato la parallasse di 118.000 stelle con
precisione fino a 0.001". Gaia il satellite astrometrico che verrà lanciato dall'ESA nel 2010 porterà questa precisione a 0.000001". La distanza degli oggetti al di fuori della nostra Galassia viene stimata attraverso delle tecniche di misura "indirette" che si basano sulla identificazione di oggetti o classi di oggetti celesti che vengono
utilizzati come "candele standard". Queste "candele standard" devono essere però accuratamente "calibrate",
cioè se ne deve determinare con grande precisione la luminosità intrinseca, ad esempio attraverso la misura della parallasse trigonometrica di quelli a noi più vicini. Gli "indicatori di distanza" si dividono in "primari", secondari" e "terziari". I primari sono gli indicatori più robusti perché calibrati in modo diretto all'interno della nostra Galassia. Gli
indicatori "secondari" e "terziari" consentono di stimare la distanza di oggetti via via più lontani, ma con accuratezza via via
minore, perché la loro "calibrazione" dipende dalla
accuratezza con cui sono calibrati gli indicatori primari sui cui
essi si basano. I principali tipi di indicatori primari sono: le stelle
variabili (Cefeidi, RR Lyrae, Mira, Binarie ad eclisse, Novae e
Supernovae), le stelle e le fasi evolutive a luminosità costante
I satelliti Hipparcos e Gaia
(l'estremità luminosa del Ramo delle Giganti Rosse; le stelle del
Braccio Orizzontale Rosso), il Fit della Sequenza Principale degli ammassi aperti e globulari.Le Cefeidi Classiche sono gli indicatori di distanza primari più usati perché sono oggetti molto brillanti, visibili anche in galassie a distanze di
diversi Mpc e perché seguono una ben definita relazione Periodo/Luminosità scoperta da Hanrietta Lievit nel
1912. Il telescopio spaziale Hubble ha osservato le Cefeidi Classiche di una trentina di galassie misurandone le
distanze da 700 kpc fino a 20 Mpc.
La Grande Nube di Magellano (LMC) è la galassia irregolare a noi più vicina e quindi rappresenta il primo gradino nella scala delle distanza extragalattiche. Hertzsprung nel 1913 riteneva che la LMC e la sua compagna, la
Piccola Nube di Magellano (SMC), fossero delle galassie poste all'interno della nostra Via Lattea. Molti passi
sono stati fatti da queste prime stime di distanza, tuttavia fino a qualche anno fa la distanza della LMC costituiva ancora un grosso problema per gli astronomi,in quanto i diversi "indicatori primari" in essa contenuti
(variabili Cefeidi, RR Lyrae, Mira, stelle di clump, binarie ad eclisse ecc.) davano distanze discordanti tra di
loro e sostanzialmente due misure diverse: una distanza lunga (~52.000 pc) ed una distanza corta (~ 44.000
pc) che in pratica differivano tra di loro di una quantità pari alla distanza del sistema Solare dal centro della
Galassia (~25.000 a.l.). Nell'ultimo paio di anni tuttavia il miglioramento delle tecniche di misura e delle
"calibrazioni degli indicatori di distanza" ha consentito di comporre questo disaccordo, ed attualmente il valore
di 50.500 +/- 2.000 pc (~164.500 a.l.) sembra una stima ragionevolmente sicura della distanza della LMC.
