Il problema della determinazione della scala delle distanze cosmiche riveste un ruolo chiave in astronomia.

La misura della distanza delle sorgenti celesti consente di vincolare le dimensioni dell’Universo e la distribuzione spaziale degli oggetti che lo compongono. Allo stesso tempo, la conoscenza della distanza, nota che sia la magnitudine apparente delle sorgenti in esame, fornisce la luminosità intrinseca delle stesse e quindi informazioni cruciali sui meccanismi di radiazione, sulle proprietà fisiche e sull’evoluzione di questi oggetti.

Ma oltre ad essere importanti di per se stesse, le distanze astronomiche sono strettamente correlate al problema della cronologia dell’Universo, e questo legame è duplice.
Da un lato la conoscenza della distanza delle galassie più lontane consente la stima diretta della costante di Hubble e quindi una valutazione dell’età dell’Universo; dall’altro la conoscenza della distanza degli ammassi globulari, formatisi probabilmente non più di 1-2 miliardi di anni dopo il Big Bang, consente di stimarne l’età, nel quadro della teoria dell’evoluzione stellare, e quindi di porre un limite inferiore all’età dell’Universo.

L’autoconsistenza di questo scenario è uno degli obiettivi principali della ricerca astronomica attuale.

Per stimare le distanze cosmiche esistono varie metodologie che si dividono in due grandi categorie: tecniche geometriche e “candele campione”.
Le tecniche geometriche hanno il vantaggio di non dipendere dalle proprietà fisiche degli oggetti considerati ma, basandosi sulla misura di dimensioni o spostamenti angolari, o sulle deviazioni del cammino ottico della luce, hanno un intervallo di applicabilità spesso limitato.
Le candele campione d’altro canto sono classi di oggetti la cui luminosità o dimensione intrinseca è assunta essere la stessa per tutti i membri della classe, cosicchè le eventuali differenze possono essere attribuite a differenze di distanza.

Tra le candele campione troviamo stelle appartenenti a particolari fasi evolutive e a specifiche classi di variabili pulsanti, come ad esempio le Cefeidi, per le quali il periodo della variazione luminosa fornisce una stima della luminosità.
In passato, le migliori osservazioni da terra hanno permesso di individuare Cefeidi appartenenti a galassie vicine, fino a distanze di 12 milioni di anni luce.

Tuttavia, per studiare l’espansione dell’Universo, e di conseguenza risalire al valore della costante di Hubble, occorre raggiungere galassie lontane almeno 300 milioni di anni luce da noi, per le quali i moti peculiari, dovuti all’attrazione gravitazionale delle galassie più vicine, siano trascurabili. Pertanto, anche nel caso di osservazioni dallo spazio, occorrono “indicatori di distanza secondari” che facciano da ponte tra gli “indicatori primari”, come le Cefeidi, e l’universo più profondo. Tra gli indicatori secondari troviamo sorgenti particolarmente luminose, come le nebulose planetarie e le supernovae, visibili fino a distanze molto grandi, o relazioni tra le proprietà di galassie lontane e la loro luminosità totale.

La valutazione delle distanze cosmiche implica dunque l’utilizzo di una vera e propria scala, i cui primi gradini sono costituiti dalle tecniche geometriche e dalle candele campione più vicine a noi, e i gradini successivi corrispondono a indicatori primari e secondari man mano più potenti fino a raggiungere distanze tali da consentire la stima della costante di Hubble.

[Fonte: Cassiopeaonline.it]