I calibratori di distanza - le stelle variabili

 Per misurare distanze maggiori di un centinaio di parsec e quindi, in definitiva, per fissare la scala delle distanze nell'Universo osservabile bisogna ricorrere a metodi diversi dalla parallasse. In base alla relazione che sussiste tra la magnitudine apparente e quella assoluta ecco che è necessario scoprire nelle altre galassie delle "candele" stellari, di luminosità assoluta nota, per potere effettuare una stima della loro distanza.

Conoscendo la legge con cui si attenua la luce in base alla distanza ecco che si può risalire, una volta nota la luminosità (o magnitudine) assoluta della stella alla sua distanza.

Uno di questi metodi è quello delle Cefeidi classiche. Chiaramente questo metodo si può applicare a galassie non troppo lontane in quanto condizione fondamentale è che in esse si possano risolvere le stelle che le compongono. Le variabili Cefeidi sono stelle pulsanti con periodi che vanno da 2 a 40 giorni. La signora Leavitt nel 1912 trovò, dopo avere effettuato centinaia di misure delle variabili Cefeidi nelle nubi di Magellano, una relazione tra il periodo P e la magnitudine assoluta Mv. In altri termini le Cefeidi più brillanti variano di luminosità più di quelle meno brillanti e quindi è possibile risalire dal periodo di variabilità alla magnitudine assoluta. Dal momento che la magnitudine apparente è sempre disponibile viene ad essere noto immediatamente il modulo di distanza e quindi la distanza stessa. Per questo motivo le Cefeidi sono dette indicatori di distanza o candele standard.

A questo punto il gioco è fatto basta trovare questo tipo variabili in "oggetti" che si suppone esterni alla nostra Galassia per poterne determinare la distanza. Si arriva con questo metodo a misurare la distanza delle galassie vicine.