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apparente, data dal fotometro, e grandezza effettiva, quando questa si possa per altra via conoscere. E tale dato è noto, per es.: nel caso di stelle di un certo tipo spettrale o può conoscersi dall’intensità di certe linee spettrali di assorbimento, come l’Adams ha insegnato e la teoria spiega e può infine immediatamente dedursi dal periodo di variazione di luce di un famoso gruppo di variabili: le Cefeidi.
La fecondità di questi metodi è stupenda. I sistemi di stelle doppie — siano esse separabili e misurate al cannocchiale o inseparabili e studiate allo spettroscopio — possono pure condurre alla deduzione della loro distanza, attraverso la terza legge di Keplero, che lega i periodi di rivoluzione ai grandi assi delle orbite. Nel caso di doppie separabili al telescopio occorre fare ipotesi sul valore delle masse, ma ciò non vulnera di molto il metodo, che fornisce la distanza cercata confrontando appunto la dimensione angolare apparente dell’orbita con la reale calcolata.
Nel caso delle doppie così vicine tra loro che il telescopio non le separa, ma che la variabilità di luce ci denuncia come mutuamente ecclissantisi, si può, dai dati fotometrici, in taluni casi impostare così favorevolmente il problema, da riuscire a dedurre un gruppo di dati preziosi: oltre gli elementi orbitali, le masse ed ancora lo splendore effettivo delle componenti, il quale come s’è visto, confrontato con lo splendore apparente, dà subito la distanza.
Spigoliamo ora in questa messe di misure, con le quali l’astronomia ha saputo scandagliare finalmente l’immensità degli spazi.
Guardiamoci prima attorno, nelle nostre — per così dire — immediate vicinanze: la famosa α Centauri del cielo australe, i cui raggi impiegano 4 anni ed un terzo per giungere a noi, non è più la prossima fra tutte; questo primato le è stato tolto da una stellina di decima grandezza, lontana da noi 3 anni e due terzi di luce: questa prossima è pur tuttavia già circa 230 mila volte più lontana del Sole.
Fra le stelle più vicine è la spendida Sirio, ad 8 anni e mezzo di luce e la doppia del Cigno, la cui distanza fu la prima misurata dal grande Bessel.
Quale la densità della distribuzione stellare intorno a noi? L’Eddington calcola che entro una sfera col centro nel Sole e di raggio pari a poco più di 16 anni-luce (che corrisponde a 5 volte
