giovedì 7 marzo 2013

La scala delle distanze cosmiche

Quando sentiamo di qualcosa distante anni luce capiamo subito che non ci riferiamo alla distanza che ci separa dal macellaio di fiducia. Sicuramente stiamo parlando di distanze tra corpi celesti.
Innanzitutto vediamo quanto vale un anno luce. Si tratta della distanza che un fotone percorre in un anno (ammesso che non venga assorbito da qualche atomo). Siccome un fotone viaggia a 300 mila km/s e visto che in un anno ci sono circa 30 milioni di secondi allora la distanza "anno-luce" sarà pari a qualcosa come 10 mila miliardi di km. Una distanza davvero notevole se paragonata a quelle che a cui siamo abituati sulla Terra.
Senza stare ad elencare vari esempi di distanze da noi in unità di anni luce, passiamo ora brevemente in rassegna alcuni metodi utilizzati per misurare le distanze in astrofisica (insomma, basti sapere che le distanze sono oscenamente enormi!).
Il primo metodo è la parallasse. Questo metodo si basa sulla misura dell'angolo sotteso dalla stella che stiamo osservando quando noi ci spostiamo. Ovviamente se ci spostiamo da un lato all'altro della nostra stanza non noteremo mai un apprezzabile cambiamento nella posizione della stella nel cielo. Ma se invece sfruttiamo il fatto che la Terra ogni sei mesi si trova in punti diametralmente opposti della sua orbita attorno al Sole, ecco che effettivamente notiamo uno spostamento apparente della posizione della stella nel cielo.

Piccolo esempio di parallasse.


Purtroppo se le stelle sono troppo distanti allora la parallasse che osserviamo grazie alle diverse posizioni della Terra ogni sei mesi è davvero trascurabile. Quindi non possiamo andare oltre alcune stelle della nostra galassia con la parallasse. Dunque che si fa? 
La cosa eccezionale sarebbe usare la parallasse per misurare alcune particolari stelle chiamate candele standard. Si tratta di stelle con particolari proprietà che hanno caratteristiche indipendenti dalla distanza legate alla loro luminosità assoluta. Appartengono a questa categoria le Cefeidi e le Supernovae di tipo Ia (solo per citarne due). Prima di parlare di queste due categorie spieghiamo cosa accade: quando osserviamo una stella in verità noi osserviamo il flusso di luce proveniente dalla stella. Immaginate di avere una lampada da 100 Watt. Se la spostiamo sempre più da noi che osserviamo otteniamo che con l'aumentare della distanza la luce della nostra lampada diventerà sempre più debole; per la precisione il flusso è uguale alla luminosità assoluta diviso la distanza al quadrato. Eppure non cambia il fatto che la lampada sia da 100 Watt. Dunque siccome conosciamo già la luminosità assoluta della lampada e possiamo misurare il flusso che osserviamo allora possiamo capire a quale distanza si trova la lampada usando la legge menzionata poco fa. Lo stesso discorso vale per le stelle. Dunque per misurare la distanza sarebbe ideale conoscere la luminosità assoluta delle stelle. Purtroppo non possiamo farlo per tutte le stelle ma per alcune categorie particolari sì.

Le Cefeidi sono stelle variabili pulsanti. Il periodo di questa variabilità dovuta alla pulsazione della stella è direttamente legato alla luminosità assoluta. Dunque ecco che abbiamo una candela standard!
Se osservando una galassia vediamo che essa ospita una Cefeide allora ci basterà misurarne il flusso e il periodo di variabilità (il quale non dipende dalla distanza). Dopo ciò avremo luminosità assoluta e quindi la distanza. 

Le Supernovae di tipo Ia sono un sistema binario di stelle di cui una componente è una stella chiamata nana bianca. Quello che accade in questi sistemi è che la stella diciamo "normale" butta del proprio materiale sulla nana bianca secondo un processo di accrescimento. A causa della struttura interna della nana bianca questo processo non può durare per sempre. Quando la nana bianca aumenta la sua massa e raggiunge un valore critico chiamato massa di Chandrasekhar avviene una esplosione! La differenza di flusso misurato durante l'esplosione e circa due settimane dopo l'evento presentano sempre le stesse caratteristiche che si possono legare alla luminosità assoluta; quindi anche qui possiamo stimare la distanza. 

Altri importanti indicatori di distanza (e anche gli ultimi di cui parliamo in questo post) sono le relazioni di scala. Nell'universo sembrano esistere due grandi categorie di galassie: spirali ed ellittiche. Le spirali sono galassie a disco in cui le stelle mostrano una rotazione attorno al centro del disco. Le ellittiche invece presentano un moto casuale delle stelle. La situazione è leggermente più complicata ma ora non facciamoci caso e concentriamoci sul fatto che gli astronomi Tully e Fisher per le spirali e Faber e Jackson per ellittiche hanno trovato una relazione empirica (supportata poi anche dalla teoria) che lega la luminosità assoluta della galassia alla velocità delle stelle. Siccome la velocità delle stelle si può misurare indipendentemente dalla distanza ecco che abbiamo un altro stimatore della distanza (stavolta delle galassie!).

I metodi elencati fin qui non sono indipendenti. Non tutti si possono usare per tutte le distanze. Dunque misurando bene la parallasse delle Cefeidi della nostra galassia possiamo calibrare bene la relazione periodo-luminosità indipendentemente dalla distanza e poi usare tale relazione applicata alle Cefeidi di altre galassie per stimare la distanza. E poi fare lo stesso lavoro per calibrare ad esempio le Supernovae di tipo Ia. Insomma è come una scala in cui si tenta pian piano di arrivare al piolo più in alto. Ammesso che esista, ovviamente.
Ultima osservazione. Ma perché è così importante misurare le distanze in cosmologia? Ovviamente non lo si fa per perdere tempo, nè per puro divertimento. In realtà i modelli teorici prevedono particolari modelli per le distanze e per le grandezze ad essa collegate; quindi misurando tali distanze si può capire quale modello cosmologico si adatta meglio all'universo che osserviamo. 

Per chi volesse approfondire:

Una presentazione molto carina con delle immagini,

e un sito un poco più tecnico 

e per finire qualche grafico sulle Supernovae di tipo Ia
http://www.astro.ucla.edu/~wright/sne_cosmology.html