Coelum Astronomia 223 - 2018 - Page 44

molte stelle era cambiata. Come Halley aveva capito, le stelle si muovono sulla volta celeste per effetto del loro moto trasversale rispetto al Sistema Solare. Più sono lontane da noi, più questo moto è impercettibile; ma le stelle relativamente vicine si spostano in modo apprezzabile nel corso degli anni e dei decenni: gli astronomi chiamano questo spostamento moto proprio.

Nonostante i progressi compiuti rispetto all’epoca dell’astronomia a occhio nudo, c’era però ancora una conoscenza che rimaneva ostinatamente irraggiungibile anche ai tempi di Halley e di Lalande. Quale era la distanza delle stelle? Non era dato saperlo. Le differenze di luminosità e di moto proprio suggerivano che esse dovevano trovarsi alle più varie distanze dalla Terra: l’antica idea di Tolomeo, di una sfera delle stelle fisse poste tutte esattamente alla stessa distanza da noi, era ormai tramontata.

A partire dalla pubblicazione della teoria eliocentrica di Copernico nel 1543, gli astronomi cominciarono a considerare la possibilità di usare il diametro dell’orbita terrestre come linea di base per ricavare con una triangolazione la distanza delle stelle: se era vero, infatti, che era la Terra a girare intorno al Sole e non viceversa, allora, misurando l’esatta posizione di una stella nel cielo due volte, a distanza di sei mesi l’una dall’altra, cioè quando la Terra si trovava in due punti opposti della sua orbita, doveva essere possibile con un facile calcolo ricavare la distanza di quella stella.

Era il cosiddetto metodo della parallasse: se si solleva un dito all’altezza degli occhi con il braccio disteso e poi si guarda il dito alternativamente con l’occhio destro e con il sinistro tenendo l’altro occhio chiuso, si nota che il dito si sposta rispetto agli oggetti di sfondo più lontani. Conoscendo la distanza tra gli occhi e misurando l’angolo di cui il dito si è spostato rispetto allo sfondo, è possibile calcolare la distanza tra gli occhi e il dito, cioè la lunghezza del braccio.

Trasportando questa semplice operazione trigonometrica su una scala enormemente più grande, si può in teoria calcolare la distanza delle stelle, o almeno di quelle più vicine. Non si deve far altro che selezionare uno sfondo di stelle senza alcun moto proprio, cioè apparentemente fisse nel cielo, e poi tracciare la piccolissima ellisse disegnata nel corso di sei mesi contro quello sfondo di stelle fisse da una stella che invece possiede un visibile moto proprio.

L’ampiezza di quell’ellisse è l’angolo di parallasse: conoscendo tale angolo, possiamo ricavare la distanza relativa di una stella dalla Terra (o dal Sole), espressa in parsec (un parsec è la parallasse di un secondo d’arco e corrisponde approssimativamente a 206.264,8 volte il raggio medio dell’orbita terrestre, che equivale a sua volta a 1 unità astronomica). Poiché oggi, dopo una ricerca durata oltre due millenni, conosciamo la misura esatta dell’unità astronomica, possiamo infine ricavare facilmente la distanza assoluta di qualsiasi stella di cui sia noto l’angolo di parallasse: moltiplicando i 149.597.870,7 km di 1 unità astronomica per 206.264,8, otteniamo pertanto che 1 parsec equivale a 3,08613 km, cioè poco più di 30.000 miliardi di km o, per usare una misura di lunghezza più consona alle distanze astronomiche, 3,262 anni luce.

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Sopra. Schema del mondo con il cielo delle stelle fisse, o firmamento, tratto dal Cosmographicus Liber di Pietro Apiano, pubblicato nel 1524.