Come si misurano le distanze in astronomia

Perché la distanza è difficile

Guardando il cielo notturno, ogni stella sembra trovarsi alla stessa distanza, dipinta su una cupola. Una stella debole potrebbe esserlo perché è lontana, oppure perché è piccola. Senza conoscere le distanze non possiamo sapere quanto qualcosa sia davvero grande o luminoso.

Gli astronomi hanno risolto il problema un passo alla volta. I metodi che funzionano da vicino servono a calibrare quelli che arrivano più lontano, costruendo la cosiddetta scala cosmica delle distanze. La nostra guida all'anno luce spiega le unità; qui vediamo come funziona ogni gradino.

Radar e laser: il Sistema solare

Il modo più diretto per misurare una distanza è inviare un segnale e cronometrarne l'eco. Dagli anni Sessanta i radiotelescopi fanno rimbalzare il radar su Venere, Marte e asteroidi. Poiché le onde radio viaggiano alla velocità della luce, il tempo di andata e ritorno fornisce la distanza.

Queste misure hanno fissato l'unità astronomica, la distanza media Terra-Sole. Nel 2012 l'Unione Astronomica Internazionale l'ha fissata esattamente a 149.597.870,7 km.

Per la Luna, gli scienziati sparano laser contro i riflettori lasciati dagli astronauti Apollo e dai rover sovietici. Cronometrare la luce di ritorno misura la distanza della Luna con un'incertezza di circa 2,5 cm.

Parallasse: le stelle vicine

Tenete un dito davanti al viso e chiudete prima un occhio, poi l'altro. Il dito salta rispetto allo sfondo. Quello spostamento è la parallasse, e più l'oggetto è vicino, più grande è il salto.

Gli astronomi fanno lo stesso con l'orbita terrestre. Osservano una stella a sei mesi di distanza, quando la Terra si trova da parti opposte del Sole, e misurano quanto si sposta rispetto a stelle più lontane. Una semplice geometria fornisce poi la distanza. Una stella che si sposta di un secondo d'arco si trova a un parsec, circa 3,26 anni luce.

Gli spostamenti sono minuscoli; persino la stella più vicina si sposta di meno di un secondo d'arco. Friedrich Bessel misurò per primo una parallasse stellare nel 1838. La sonda Gaia dell'ESA, che ha terminato le osservazioni nel 2025, ha misurato posizioni e parallassi di quasi 2 miliardi di stelle, realizzando la mappa 3D più dettagliata della nostra galassia.

Candele standard: le Cefeidi

Oltre la nostra galassia la parallasse non basta più, così gli astronomi ricorrono alle candele standard, oggetti di cui è nota la luminosità reale. Confrontandola con quella apparente si ottiene la distanza, proprio come un lampione sembra più fioco quanto più è lontano.

Le variabili Cefeidi sono stelle giganti pulsanti che si illuminano e si affievoliscono con un ritmo regolare. Nel 1912 Henrietta Swan Leavitt scoprì che più lungo è il ciclo di una Cefeide, maggiore è la sua luminosità reale. Misurando il periodo si conosce la sua vera luminosità.

Negli anni Venti Edwin Hubble usò le Cefeidi nella galassia di Andromeda per dimostrare che si trova ben al di fuori della Via Lattea. Oggi i telescopi spaziali Hubble e Webb misurano Cefeidi in galassie a circa 100 milioni di anni luce.

Supernove di tipo Ia e redshift

Per andare più lontano serve una candela più luminosa. Una supernova di tipo Ia è l'esplosione di una nana bianca, e al suo picco può superare in luminosità un'intera galassia. Queste esplosioni raggiungono una luminosità massima simile, che si può calibrare usando galassie che ospitano anche Cefeidi.

Le supernove di tipo Ia sono visibili a miliardi di anni luce. Nel 1998 due gruppi le usarono per scoprire che l'espansione dell'universo sta accelerando, un lavoro premiato con il Nobel per la fisica 2011.

Per le galassie più lontane gli astronomi si affidano al redshift. Mentre lo spazio si espande, la luce che lo attraversa viene allungata verso lunghezze d'onda maggiori e più rosse. Hubble scoprì che le galassie più lontane hanno redshift maggiori, quindi misurare il redshift di una galassia, insieme a un modello dell'espansione cosmica, ne fornisce la distanza. La luce delle galassie più remote osservate da Webb è stata allungata più di dieci volte.

Una scala con un enigma

Ogni gradino dipende da quello sottostante. Il radar fissa l'UA, l'UA fissa la parallasse, la parallasse calibra le Cefeidi, le Cefeidi calibrano le supernove, e le supernove arrivano abbastanza lontano da misurare la costante di Hubble, il ritmo a cui l'universo si espande.

Al 2026 persiste una discrepanza ostinata chiamata tensione di Hubble. Le misure con la scala delle distanze danno circa 73 km/s per megaparsec, mentre le previsioni basate sulla radiazione residua dell'universo primordiale danno circa 67. Gli scienziati stanno verificando altre candele standard, come le giganti rosse più luminose, per capire se il divario sia un errore di misura o il segno di una nuova fisica.

Potete provare la parallasse da soli: fotografate un oggetto vicino contro uno skyline lontano da due punti a distanza nota e calcolate quanto è lontano. È la stessa geometria usata dagli astronomi, solo su scala molto più piccola.