La parallasse stellare consiste nel cambiamento della posizione apparente di una stella sulla volta celeste a seconda del periodo dell’anno. Il fenomeno in sé è abbastanza semplice da comprendere, ed è dovuto al fatto che la Terra, durante l’anno, cambia la sua posizione nello spazio muovendosi attorno al Sole. Sperimentiamo la parallasse ogni giorno, quando guardiamo oggetti mentre ci muoviamo rispetto a loro. Se ad esempio un certo oggetto si trova dritto di fronte a noi, nel momento in cui ci spostiamo (di lato) esso apparirà in generale non più nella posizione in cui era prima. Ovviamente l’oggetto non si sta muovendo, si tratta solo di un effetto prospettico.
Succede lo stesso per le stelle: la loro posizione angolare nel cielo apparentemente cambia mano a mano che la Terra si sposta attorno al Sole. La figura cerca di illustrare cosa succede, nel caso particolare di una stella posta esattamente sull’asse del piano dell’orbita terrestre (solo per semplificare il problema). In questo caso la stella (viola nella figura) apparirà spostarsi attorno al polo nord dell’eclittica. Questo effetto, però, è estremamente piccolo, perché la distanza delle stelle dalla Terra è di gran lunga maggiore dello spostamento che compie la Terra attorno al Sole in un anno. L’effetto raggiunge la massima ampiezza se si considerano posizioni della Terra diametralmente opposte rispetto al Sole, come nella figura. Anche in questo caso, comunque, per gli astri più vicini (pochi anni luce) gli spostamenti angolari sono al più dell’ordine di alcuni secondi d’arco (per confronto, la Luna piena sottende circa mezzo grado cioè 1800 secondi d’arco). Per questo motivo, all’occhio nudo le stelle appaiono genericamente ferme, o fisse. Quantitativamente, l’angolo p è pari a R/D (la formula è a rigore solo un’approssimazione, del tutto adeguata per piccoli valori dell’angolo p), dove R è il raggio dell’orbita terreste (150 milioni di km) e D è la distanza dalla stella. Per una stella relativamente vicina, distante “solo” 10 anni luce dalla Terra, si trova p = 0,33 secondi d’arco, e il massimo spostamento sulla volta celeste è pari a 2p = 0,66 secondi d’arco.
Per inciso, la parallasse porta alla definizione di un’unità di misura usata molto comunemente in astronomia per le distanze: il “parsec” (contrazione di “parallasse di 1 secondo [d’arco]”). Il parsec è la distanza di una stella per la quale l’angolo p è esattamente 1 secondo d’arco. Numericamente 1 parsec è uguale a 3,26156 anni luce oppure 3,086×1013 km, cioè 30mila miliardi di chilometri: un valore enorme.
Veniamo alla seconda parte della domanda: cosa ha tutto questo a che vedere con il modello copernicano? Dalla spiegazione riportata sopra, dovrebbe essere chiaro che la parallasse stellare è dovuta proprio al moto della Terra attorno al Sole. Nel sistema tolemaico, al contrario, l’assunto centrale è che la Terra risiede al centro dell’Universo, e rimane lì, immobile. Sono tutti gli altri corpi celesti a ruotare attorno ad essa. Le stelle (cosiddette fisse) sono come immobili gemme incastonate nella volta celeste.
La parallasse stellare, e la sua evoluzione ben definita nel corso dell’anno, costituiscono dunque una ben specifica predizione del modello copernicano.
Dunque, come mai l’osservazione di questo fenomeno non ha permesso immediatamente di scegliere il modello cosmologico corretto? La ragione, come detto sopra, sta nell’esiguità di questo fenomeno. La strumentazione a disposizione all’epoca del dibattito tra i due modelli (1500-1600) era inadeguata per questo tipo di misure. La misura della posizione degli astri nel cielo è per di più complicata dall’effetto dell’atmosfera terrestre (che deflette i raggi di luce che la attraversano). La mancanza di parallasse misurabile fu proprio una delle obiezioni che venivano portate al modello copernicano – facendo fatica ad immaginare l’enormità delle distanze delle stelle comparate alle scale di misura terrestri. Le prime misure di parallasse per corpi al di fuori del sistema solare risalgono al XIX secolo, quando per la prima volta si riuscì a misurare lo spostamento di alcune tra le stelle più vicine come Vega e 61 Cyg (precisamente, fu per primo Friedrich Wilhelm Bessel nel 1838 a riportare la parallasse di 61 Cyg, che misurò essere circa 0,3 arcosecondi). Il modello copernicano, ormai, aveva già acquistato abbondante solidità a quel tempo.
Oggi la misura della parallasse stellare è utilizzata come indicatore fondamentale di distanza, in quanto permette di misurare in modo diretto la distanza delle stelle più vicine alla Terra. Da Terra, un buon telescopio professionale può raggiungere un’accuratezza di circa 0,1 secondi d’arco, ma è stato grazie alle missioni spaziali “astrometriche” (ad alta precisione spaziale) che si sono potute misurare le parallassi di milioni di stelle. In particolare, il satellite Gaia dell’agenzia spaziale europea, lanciato nel 2013, ha una precisione dell’ordine dei milionesimi di secondo d’arco, permettendo la misura della parallasse di stelle sempre più lontane.
Inerenti a questo argomento, segnalo anche le seguenti risposte su Vialattea.net:
http://www.vialattea.net/esperti/php/risposta.php?num=10598&sez=astronomia (di Luigi Fontana);
http://www.vialattea.net/esperti/php/risposta.php?num=11388&sez=astronomia (di Lorenzo Brandi).
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