Le distanze cosmiche

Poiché le distanze astronomiche sono grandi, gli astronomi si servono di misure speciali, cioè di unità astronomiche (VA) la cui base è la distanza tra il Sole e la Terra, che è all'incirca 140.600.000 km. Questa unità serve in genere per misurare distanze all'interno del Sistema Solare oppure fra coppie di stelle molto vicine tra loro. L'unità VA equivale a 499 secondilluce. Per avere un'idea di questa distanza basta pensare ad un uomo che cammini spedito a 5 kmIh; egli impiegherebbe più di 3500 anni per percorrere un'unità astronomica. L'anno/luce è molto più usato ed è la distanza che percorre la luce in un anno; questa unità equivale a circa 63.240 unità astronomiche. Il valore quindi appare elevatissimo se si pensa che la luce viaggia a circa 300.000 km/s, il che vuoi dire circa 9,46 bilioni di km all'anno; correndo con una macchina a 100 km/h si impiegherebbero circa 11 milioni di anni per percorrere un anno luce. Un'altra unità di misura è il Parsec, adottata dagli astronomi soprattutto per oggetti presenti al di fuori del Sistema Solare. Parsec vuoi dire parallasse-secondo ed è equivalente a 3,6 annilluce. 100 parsec equivalgono al Kiloparsec, un'unità di distanza usata spesso per oggetti presenti nell'ambito della Via Lattea, come il nostro Sole che verrebbe a trovarsi a circa 8,5 parsec dal suo centro. Per distanze molto grandi viene usato il megaparsec, cioè una misura pari ad un milione di parsec. Il margine dell'universo in espansione si trova a circa 18 milioni di annilluce, cioè a 5520 megaparsec é'a 5,52 miliardi di parsec. Il big-bang, secondo gli astronomi, sarebbe avvenuto circa 18 miliardi di anni fa.. Un particolare valore è espresso dalle candele cosmiche, cioè da quei corpi celesti, in genere stelle e galassie, la cui luminosità è ritenuta di base, quindi standard. In genere la candela cosmica più usata è la galassia più splendente di un ammasso, come la galassia ellittica gigante che si trova nella Chioma di Berenice. McAleer (1989) paragona queste distanze cosmiche ai gradini di una scala che permettono di salire oppure scendere nella scala delle distanze. Il primo gradino si riferisce alla misurazione trigonometrica della distanza e luminosità di stelle vicine; col metodo si possono misurare distanze di ammassi stellari della galassia. Col secondo gradino si misura la luminosità delle stelle variabili, le Cefeidi, il cui periodo dà una precisa indicazione della loro luminosità. Il terzo gradino si riferisce alle misurazioni delle distanze esistenti in galassie vicine, utilizzando la luminosità delle Cefeidi qui contenute. Con il quarto gradino si ha la misurazione delle dimensioni di grandi nubi di gas caldo presenti nelle galassie spirali vicine, basandosi sulla loro distanza nota. Il quinto gradino si riferisce alla misura delle dimensioni apparenti delle nubi di gas in galassie spirali ancora più lontane e alloro confronto con le nubi di gas presenti in galassie vicine di cui si desume la distanza. Con questo gradino gli astronomi sono passati da 36 a 180 milioni di annilluce.

 Il sesto gradino prende in esame gli spettri e la velocità, in base allo spostamento verso il rosso, di galassie spirali lontane molte centinaia di milioni di annilluce. La misura permette di ricavare la distanza, conoscendo la luminosità media della galassia più vicina. Il settimo gradino contempla spettri e velocità di galassie spirali lontane e fornirà le loro distanze, conoscendo la luminosità media delle galassie più vicine. Con l'ottavo gradino, infine, vengono misurate velocità e distanza di molte galassie spirali lontane e si può dare un valore più preciso alla costante di Hubble2 che rappresenta una delle chiavi principali dell'universo. Il telescopio spaziaie Hubble permetterà di salire al gradino successivo, il nono. Non si sa quanti gradini avrà questa scala. Essa sarà in funzione della conoscenza dell'universo e potrà essere percorsa sia verso l'alto, sia verso il basso. Scendendo si arriverà alla nascita dell'universo, dove la fisica classica cessa di esistere.