La legge di Hubble

La legge di Hubble

La legge di Hubble

Nel 1838, l’astronomo Friedrich Bessel, annunciò di aver misurato la parallasse di una debole stella chiamata 61 Cygni (un angolo inferiore a 1/5500 di quello che sottende il diametro della Luna piena).

In quel momento, la distanza Terra-Sole era nota e calcolata in maniera indipendente, e così un semplice calcolo geometrico permise a Bessel di trovare la distanza di 61 Cygni – 10,3 anni luce usando le unità di misura moderne. Seguendo le orme di Bessel, gli astronomi cominciarono a costruire cataloghi di parallassi stellari, ma i progressi furono lenti. Alla fine del XIX secolo, la distanza di poche dozzine di stelle era nota con precisione – fu solo con l’introduzione dei rilevamenti fotografici che la parallasse potè essere misurata su larga scala. La parallasse era (e rimane) il solo modo per misurare direttamente le distanze interstellari, ma si può usare solo per stelle relativamente vicine, che hanno spostamenti parallattici relativamente grandi.

La distribuzione delle stelle intorno alla via lattea secondo Shapley

Per fortuna le misurazioni dirette hanno permesso agli astronomi di cominciare a studiare le proprietà fisiche delle stelle, come la loro luminosità intrinseca. Al contrario di quanto pensava Newton, divenne presto chiaro che le luminosità delle stelle sono molto varie, e ciò avrebbe offerto il gradino successivo sulla scala delle distanze comiche. Mettendo a confronto la luminosità delle stelle con la distribuzione delle lunghezze d’onda della loro luce (in parole povere, con il loro colore) si scoprì una relazione precisa, illustrata nel furioso diagramma di Hertzsprung-Russell sulle proprietà delle stelle.

Gli astronomi possono usare questo diagramma per stimare in modo approssimativo la distanza delle stelle in base al loro ‘tipo spettrale’ e alla loro luminosità apparente nei nostri cicli. Presto fu chiaro che alcune stelle hanno altre proprietà strettamente legate alla loro luminosità. Queste stelle sullo state chiamate ‘candele standard’, perché forniscono una fonte di luce di luminosità nota che può essere usata per individuare distanze cosmiche molto più grandi di quelle misurabili con la parallasse.

Le prime candele standard furono usate per tracciare una mappa della Via Lattea, (gli astronomi si erano resi conto da tempo che la distribuzione delle stelle nel cielo è irregolare, e che il Sole è probabilmente all’interno di un disco formato da stelle. Già nel 1781, William Herschel aveva tentato di disegnare la forma della galassia, e individuare quale fosse il nostro posto al suo interno contando il numero di stelle in direzioni differenti. Ma, come Newton, la
supponeva che tutte le stelle fossero più o meno di pari luminosità e arrivò a un modello imperfetto, con il Sole vicino al Centro della galassia.

Si dovette attendere il 1908, quando l’astronoma statunitense Henrietta Swan Leavitt riconobbe che una classe di stelle, chiamare variabili Cefeidi, ha una luminosità oscillante con un periodo legato alla propria luminosità intrinseca. Usando queste stelle, l’astronomo americano Harlow Shapley tracciò una mappa degli ammassi globulari della Via Lattea, densi insiemi di stelle di forma sferica posti sopra e sotto il piano della galassia. Trovò che gli ammassi apparivano concentrati su un’orbita attorno a una regione lontana decine di migliaia di anni luce dalla Terra, nella direzione della costellazione del Sagittario. Suppose che quello fosse il centro della nostra galassia, e il Sole fu retrocesso a stella qualunque all’interno del disco stellare.

La legge di Hubble

Basandosi sulle dimensioni misurate della Via Lattea, Shapley e molti colleghi pensavano che la nostra galassia rappresentasse l’intero universo, mentre secondo altri le deboli nebulose a spirale che si vedono in molte parti del cielo erano galassie esse stesse, viste attraverso un abisso di spazio intergalattico. Il dibattito si chiuse a metà degli anni 20, quando Edwin Hubble individuò variabili Cefeidi in molte nebuloso a spirale. Basandosi sul loro periodo di variabilità, Hubble mostrò che erano intrinsecamente luminose e apparivano deboli solo perché viste da distanze di milioni di anni luce. Non solo, Hubble identificò una importante relazione tra la distanza di queste galassie e le proprietà della loro luce – più lontano la galassia si trova, più la luce è ‘stirata’ o ‘spostata verso il rosso Questa relazione, conosciuta oggi come legge di Hubble, è una conseguenza dell’espansione generale dello spazio in seguito al Big Bang. Dal momento che le galassie sono in grande maggioranza troppo distanti perchè al loro interno si possano identificare variabili Cefeidi, la legge è spesso invertita per fare una stima grossolana della distanza di una galassia partendo dal suo spostamento verso il rosso.

Oggi, queste due tecniche essenziali — parallasse e candele standard — sono ancora la base per molte ricerche astronomiche. Camere digitali CCD avanzate e osservatori spaziali come la sonda Gaia della Agenzia spariate europea (lanciata nel 2013) stanno conducendo misure di parallasse con una accuratezza senza precedenti su distanze di decine di migliaia di anni luce. Nel frattempo, telescopi per l’osservazione dello spazio profondo che misurano lo spostamento verso il rosso di migliaia di galassie permettono di realizzare mappe del vicino universo su distanze di vari miliardi di anni luce. Il nostro posto nel cosmo può sembrare sempre più insignificante, ma almeno ora sappiamo molto meglio dove ci troviamo.

Una risposta

  1. Leonardo Rubino 1 maggio 2016 Rispondi

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