Le Cefeidi
fanno parte di una categoria di stelle “variabili”, ovvero stelle che
– in una particolare fase della loro evoluzione – risultano instabili
rispetto a piccole variazioni del raggio (pulsazioni radiali), con la
importante caratteristica di essere periodiche.
Tra tutte
le stelle variabili, le cefeidi, in particolare, si distinguono per la
straordinaria regolarita’ di tale fenomeno. A noi pero’ in questa sede
interessa in particolar modo il fatto che esiste una relazione rigorosa
che lega il periodo della pulsazione alla magnitudine assoluta della stella
nella parte visibile dello spettro.
La conoscenza di tale relazione permette agli astronomi di risalire al
valore della magnitudine assoluta (ovvero alla luminosita’ intrinseca
della stella) dalla osservazione del periodo di pulsazione, molto piu’
agevole da determinare rispetto alla magnitudine assoluta, perche’ non
dipendente da variabili che possono essere poco conosciute, quali in primo
luogo la distanza della stella da noi, l’assorbimento di parte della luce
a motivo di nubi di gas interstellare, ed altro.
Per comprendere
appieno l’utilita’ delle cefeidi come indicatori di distanza, basti considerare
come, in virtu’ della loro natura di stelle supergiganti, esse risultano
estremamente luminose. Questa caratteristica le rende di grandissima utilita’
al fine di stimare la distanza di sistemi stellari lontani, anche al di
fuori della nostra galassia.
Venendo
al nucleo della domanda, bisogna considerare come – a rigore – si misuri
in questo modo solo la distanza delle cefeidi, e non di altre stelle.
Questa differenza e’ comunque di importanza trascurabile, quando si ponga
mente all’evidenza che le stelle perlopiu’ si rintracciano in sistemi
legati, quali galassie e ammassi globulari, e pertanto di come sia sufficiente
determinare la distanza di alcune delle stelle del “sistema” per avere
una buona stima di distanza del sistema stesso dalla terra.
Tipicamente
infatti, ed in particolare per i sistemi stellari lontani, la distanza
fra le varie stelle di un sistema e’ da considerare come trascurabile
rispetto alla distanza del sistema stesso dalla terra. Ecco perche’ –
ad esempio – la detezione di alcune cefeidi in una galassia permette di
stimare la distanza della galassia in generale.
Inoltre,
si puo’ utilizzare la distanza ricavata tramite le cefeidi (“campioni
primari” di distanza) come “appoggio” per ricavare le distanze di oggetti
ancor piu’ lontani (“campioni secondari”), che possono essere “calibrati”
per mezzo del campione primario, in galassie non troppo lontane (entro
4 Mpc dalla terra). Un campione secondario attendibile e’ dato dalla luminosita’
delle supernovae “di tipo I” (derivate da sistemi binari).
La calibrazione
e’ possibile determinando innanzitutto la distanza della galassia in cui
si rintracciano supernovae di tipo I, tramite stelle cefeidi in essa contenute.
Questo permette a sua volta di ricavare la magnitudine assoluta delle
supernovae, in modo da poter finalmente determinare la distanza di galassie
ancor piu’ lontane, dove le cefeidi non sono piu’ rivelabili ma le supernovae,
a motivo della grande luminosita’, risultano ancora visibili. In questo
modo si puo’ arrivare a stimare distanze dell’ordine dei 1000 Mpc.
L’idea e’
dunque di usare gli indicatori di distanza piu’ vicini per “comprendere”
e “tarare” gli indicatori piu’ luminosi ma piu’ lontani.
Per altre
informazioni sulle stelle cefeidi: http://astrolink.mclink.it/cefeidi.htm