Gli indicatori primari: da 500 a 3·107pc
Vengono chiamati "primari" gli indicatori utilizzati per misurare la
distanza di oggetti al di fuori della nostra Galassia, la cui magnitudine
assoluta può essere fissata (ovvero che possono essere calibrati)
attraverso l'osservazione di oggetti all'interno della nostra Galassia.
I principali indicatori primari sono le variabili Cefeidi, le RR Lyrae,
le Novae e le Supernovae, cui, in tempi più recenti, si sono aggiunte
anche le Mira, le binarie ad eclissi, il "red clump", i modelli dinamici
degli ammassi globulari, e così via. I metodi che si basano su questi
indicatori possono essere definiti prevalentemente "osservativi", esiste
tuttavia un secondo gruppo di metodi i quali hanno una connotazione più
spiccatamente teorica. La teoria dell'evoluzione stellare consente infatti
di seguire nel tempo l'evoluzione di una stella e predire quale sarà
la sua luminosità in corrispondenza di ciascuna delle fasi evolutive
indicate nel diagramma HR. Di queste fasi evolutive, quelle a luminosità
costante possono essere usate per ottenere stime di distanza. Ad esempio
fanno parte di questi approcci più "teorici" il metodo
della "luminosità
alla sommità del ramo gigante" e i metodi basati sui "modelli teorici
di braccio orizzontale". I metodi "teorici", risentendo dell'incertezza
ancora presente nella fisica di base dei modelli teorici, sono tuttavia
da considerarsi globalmente più incerti.
- le Cefeidi
Le Cefeidi sono stelle giganti la cui luminosità varia con periodi
tra 2 e 150 giorni. La variazione luminosa avviene con ampiezza dell'ordine
delle due magnitudini, ed è prodotta da un periodico movimento di
espansione e contrazione dell'inviluppo stellare (pulsazione) che si ripete
con regolarità da un ciclo all'altro. Scoperte agli inizi del 1900,
circa una dozzina di Cefeidi sono visibili ad occhio nudo. Le Cefeidi sono
oggetti brillanti, facilmente identificabili anche in sistemi stellari
lontani grazie alla forte variazione della luminosità e alla particolare
forma della curva di luce, ma ciò che le ha rese uno degli indicatori
di distanza più importanti in astronomia è che la loro luminosità
intrinseca aumenta con l'aumentare del periodo. Questa proprietà
fondamentale è comunemente nota come relazione periodo-luminosità.
Se dunque conosciamo la magnitudine assoluta di una qualunque Cefeide,
ad esempio perché ne abbiamo misurato la parallasse trigonometrica,
la relazione periodo-luminosità ci consentirà di risalire
alla magnitudine assoluta e quindi alla distanza di qualsiasi altra Cefeide
e dei sistemi stellari in cui le Cefeidi vengono osservate.
Hipparcos ha misurato la parallasse trigonometrica per un certo numero
di Cefeidi galattiche consentendo così un'accurata calibrazione
della relazione periodo-luminosità, che applicata alle Cefeidi osservate
dal telescopio spaziale Hubble nelle galassie esterne al Gruppo Locale
ha consentito di stimare distanze fino a 3·107pc.
- le RR Lyrae
Circa 3 o 4 magnitudini meno brillanti delle Cefeidi, le RR Lyrae sono
le variabili pulsanti più frequenti negli ammassi globulari e nell'alone
della nostra Galassia. RR Lyrae sono state osservate in molte delle galassie
del Gruppo Locale, la Grande Nube di Magellano in particolare, dove ne
sono state identificate più di 9000. La variazione luminosa delle
RR Lyrae avviene con ampiezze tra 0.5 e 1 magnitudine e con periodi da
0.3 a 1 giorno. La teoria dell'evoluzione stellare le descrive come stelle
di circa una massa solare nella fase di bruciamento dell'elio nel nucleo
stellare e dell'idrogeno in un sottile guscio intorno al nucleo.
In base alla loro luminosità media nel diagramma colore-magnitudine
si posizionano in una regione a luminosità costante chiamata "braccio
orizzontale". Il fatto di avere luminosità media pressoché
costante le rende degli ottimi indicatori di distanza per gli oggetti stellari
in cui vengono osservate, purché ne sia stata determinata la magnitudine
assoluta. Le RR Lyrae sono troppo distanti per poterne misurare la parallasse
trigonometrica, (Hipparcos è riuscito a misurare la parallasse trigonometrica
con un errore inferiore al 10% per una sola RR Lyrae, la più vicina).
I metodi più comunemente usati per stimare la magnitudine assoluta
delle RR Lyrae sono le parallassi statistiche e il metodo della "brillanza
superficiale" (metodo Baade-Wesselink).
- le Novae
Le Novae sono delle variabili esplosive che mostrano un improvviso
enorme aumento della luminosità con crescite che possono anche superare
le 12 magnitudini (un aumento in luminosità di circa 60.000 volte)
ed avvengono su tempi scala molto corti (uno o due giorni), seguite da
un declino molto lento che può durare anni. Sono piccole stelle
nane meno massicce del Sole e molto probabilmente componenti di sistemi
binari. Dopo l'esplosione la maggior parte delle Novae ritornano più
o meno alla luminosità della fase pre-esplosiva, alcune danno luogo
a più di un fenomeno esplosivo e, per questo, vengono chiamate "ricorrenti".
Le luminosità raggiunte nella fase di massimo le collocano tra le
stelle più luminose delle galassie, più brillanti delle Cefeidi
e quindi potenziali indicatori di distanza per galassie ampiamente oltre
il Gruppo Locale. Storicamente le Novae sono state i primi oggetti usati
per stimare le distanze al di fuori della Galassia. La magnitudine assoluta
raggiunta al massimo di luce dalle Novae può essere molto diversa
da una variabile all'altra, ma è molto bene correlata alla rapidità
con cui avviene il declino dopo il massimo di luce: le Novae che raggiungono
le luminosità più elevate hanno un declino più rapido.
La relazione luminosità-tempo di declino, una volta calibrata sulle
Novae galattiche, può essere usata per ricavare le distanze di galassie
esterne quali M81 ed M101 ed oltre fino a spingersi all'ammasso della Vergine.
- le Supernovae
Le Supernovae sono stelle molto più massicce del Sole che negli
ultimi stadi della loro evoluzione raggiungono temperature centrali così
alte da esplodere. Durante l'esplosione divengono milioni di volte più
luminose del Sole ed espellono enormi quantità (1-2 masse solari)
di materiale gassoso nello spazio circostante. Nei testi storici si trova
menzione di almeno 6 o 7 esplosioni di Supernova avvenute all'interno della
nostra Galassia negli ultimi duemila anni. L'esplosione di Supernovae avviene
in tutti i tipi di galassie, le energie coinvolte e le luminosità
raggiunte sono tali da rendere queste stelle visibili a grandissime distanze
e quindi degli ottimi indicatori fino a distanze dell'ordine dei 108pc.
Uno dei metodi sviluppati più recentemente per determinare la distanza
delle Supernovae si basa sulla misura dell'anello di espansione della Supernova.
Questo metodo ha consentito una stima molto accurata della distanza della
Supernova esplosa nel 1987 nella Grande Nube di Magellano, la galassia
irregolare del Gruppo Locale a noi più vicina.
- le Mira
Le variabili di tipo Mira sono stelle giganti e supergiganti rosse
che mostrano delle variazioni di luminosità dell'ordine delle 5
magnitudini, che si ripetono con abbastanza regolarità e con periodi
tra tre mesi e due anni (comunemente 10 mesi). Mira, il prototipo di questa
classe di variabili, è una stella di circa 10 masse solari, periodo
330 giorni, e temperatura superficiale di circa 2000-2600 K. Al pari delle
Cefeidi anche le variabili Mira seguono una relazione periodo-luminosità
che è stata calibrata per mezzo di alcune stelle Mira di cui Hipparcos
ha misurato la parallasse trigonometrica.
La possibilità di impiegare gli indicatori primari nel misurare
oggetti via via più lontani e l'accuratezza con cui consentono di
stimare le distanze degli oggetti lontani sono cresciuti parallelamente
al progredire delle capacità tecnologiche da un lato, (ad esempio
l'Hubble Space Telescope ha consentito di rivelare le Cefeidi nelle galassie
fino a distanze di 107 pc) e della precisione con cui si è in grado
di misurare le distanza localmente, dall'altro. In questo ambito l'impatto
di Hipparcos è stato enorme perché oltre alla maggiore accuratezza
delle singole parallassi trigonometriche misurate ha consentito anche la
ri-calibrazione di alcuni dei principali indicatori primari quali, ad
esempio, la relazione periodo-luminosità delle variabili pulsanti,
la parallasse statistica delle RR Lyrae, il fit di sequenza principale
degli ammassi aperti e globulari, le parallassi spettroscopiche e fotometriche.
Gli indicatori secondari e terziari: da 2·105
a 109 pc ed oltre