L’Universo agli ultravioletti… II parte.

Telescopi per l’ultravioletto.

Come con gli infrarossi, i telescopi per l’ultravioletto possono impiegare molte delle tecnologie ottiche utilizzate da quelli che operano nello spettro del visibile, ed in particolare nella banda near-ultraviolet (400-300 nm). Gli specchi progettati per riflettere e focalizzare la luce ultravioletta, tuttavia, devono essere lavorati con maggiore precisione a causa delle lunghezze d’onda più corte. La contaminazione di specchi e lenti da parte di depositi organici vaganti è particolarmente dannosa nell’ultravioletto e l’ottica e gli strumenti devono essere tenuti scrupolosamente puliti. Mentre la luce near-ultraviolet può essere osservata da terra, i vantaggi delle osservazioni dallo spazio crescono rapidamente nel range del mid e del far ultraviolet. Il telescopio spaziale Hubble, oltre a lavorare nel visibile, ha strumenti come fotocamere e spettrometri, che sono sensibili fino alle lunghezze d’onda dell’ultravioletto lontano. I rivelatori ottimizzati per la luce visibile hanno scarsa efficienza a lunghezze d’onda ultraviolette più corte, quindi i telescopi ultravioletti più sensibili hanno tecnologie progettate appositamente per questa parte dello spettro luminoso. Ad esempio, Galaxy Evolution Explorer, o GALEX, utilizza un innovativo rivelatore che visualizza la posizione e il tempo di arrivo di ciascun fotone ultravioletto in ingresso. I programmi per computer possono utilizzare questi dati per creare successivamente delle immagini, piuttosto che generare un’immagine completa leggendo direttamente dall’array del rivelatore, come avviene comunemente con altri telescopi. GALEX è stato progettato per vedere le lontane e deboli sorgenti ultraviolette dell’Universo, mentre altri telescopi come ad esempio l’Osservatorio Solare ed Eliosferico SOHO hanno una sensibilità inferiore ma un design progettuale molto robusto necessario quando si studia la fonte luminosa ultravioletta del nostro cielo: il Sole.

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La magnifica galassia a spirale M81 vista in luce ultravioletta.

Scienza dell’ultravioletto.

Sole e Pianeti.

Il Sole è un perfetto laboratorio per lo studio degli ultravioletti poiché questa banda dello spettro ci consente di osservare i gas più caldi della cromosfera solare e della corona. La temperatura del Sole aumenta al di sopra della sua superficie visibile attraverso l’estesa corona. Il gas caldo si sviluppa lungo i campi magnetici altrimenti invisibili, rendendo possibile la tracciatura della sua attività. Osservando l’emissione della linea spettrale ultravioletta dalle tracce di ferro presenti nell’atmosfera solare esterna, la corona, è possibile osservare come i campi magnetici particolarmente intensi del Sole possono contribuire all’innalzamento della temperatura in questa regione. Le temperature qui possono variare da decine di migliaia a milioni di gradi centigradi, ben oltre la sua temperatura superficiale di 5500° C.
La luce ultravioletta ci permette anche di sondare i campi magnetici degli altri pianeti del nostro sistema solare. Le particelle cariche espulse dalla corona del Sole possono rimanere intrappolate all’interno di questi campi. Formando una spirale verso i poli, possono produrre scariche luminose nell’atmosfera, e creare le meravigliose aurore che possiamo osservare anche sul nostro pianeta Terra. Queste aurore possono essere particolarmente luminose nell’ultravioletto, e come nel caso di Giove e Saturno, si manifestano nell’alta atmosfera grazie al soffio particellare del nostro astro.

Immagine correlata
Il Sole visto agli ultravioletti.
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L’aurora su Giove.
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L’aurora su Saturno.

Formazione stellare.

Oltre i limiti del Sistema Solare, la principale fonte di emissione ultravioletta è rappresentata dalle stelle più calde. Stelle simili al nostro Sole possono contribuire in modo significativo alla banda nel near-ultraviolet, ma nel far-ultraviolet le stelle più massicce la fanno da padrone. Queste enormi stelle sono relativamente poche, ma compensano il loro numero ridotto con una luminosità sorprendente: una stella 20 volte più grande del Sole è 20.000 volte più luminosa, e la maggior parte di quella luce viene emessa nell’extreme-ultraviolet. Le stelle più massicce non vivono a lungo, solo pochi milioni di anni, un battito di ciglia in confronto ai 10 miliardi di anni di aspettativa di vita del nostro Sole. Esse non si allontanano di molto dal luogo in cui si sono formate e la loro luce ultravioletta ci consente di identificare le attuali regioni di formazione stellare attive. In alcune galassie ciò ha portato alla scoperta di strutture a spirale che si estendono ben oltre il disco di luce visibile osservabile.

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Il sistema binario z Camelopardalis osservato attraverso il telescopio GALEX.

Le stelle massicce hanno una forte influenza sulle regioni che le hanno prodotte. Non appena una di queste innesca la fusione nucleare nel suo nucleo, l’alta temperatura stimola un torrente di radiazioni ultraviolette. L’energia dei fotoni ultravioletti è così grande che può distruggere le molecole delle polveri circostanti spazzandole via letteralmente dalle regioni di formazione. Ovunque si trovino queste giovani stelle brillanti, di solito ci sono enormi nuvole di polvere che vengono distrutte dalla luce intensa delle stelle stesse. Le regioni più dense della nuvola si erodono più lentamente, lasciando dietro di sé imponenti colonne di polvere e gas. Dato che queste regioni sono le nuvole più dense nella zona, spesso ospiteranno più stelle baby nel processo di formazione. Ogni qualvolta si osservano massicci pilastri di polvere nella luce visibile o all’infrarosso, esse ci indicano la presenza nelle vicinanze di una futura generazione di stelle in fase di formazione.

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L’ammasso M16 con una popolazione di soli 2 milioni di anni è circondato da nuvole di gas incandescente  e polveri che fungono da nursery.

L’Universo agli ultravioletti… I parte.

La luce ultravioletta in gran parte ha origine nel bagliore delle stelle. Le stelle più calde e massicce brillano più luminose nell’ultravioletto, ma anche il nostro Sole più freddo produce ancora una buona quantità di luce in questa parte dello spettro. Lo spettro dell’ultravioletto inizia appena oltre il blu-violetto a una lunghezza d’onda di 400 nanometri e include lunghezze d’onda fino a 10 nanometri alla sua estremità finale. Ricordatevi la regola: più breve è la lunghezza d’onda, maggiore è l’energia. Un singolo fotone ultravioletto può trasportare più energia di 50 o più fotoni di luce rossa!

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Immagine nell’ultravioletto della galassia di Andromeda M31. E’ un mosaico di circa 330 immagini che coprono una distanza di circa 200.000 anni luce, catturate dal telescopio spaziale Swift della NASA.

Lo spettro ultravioletto può essere suddiviso in quattro regimi di energia crescente.

Near-ultraviolet: 400-300 nm

Queste lunghezze d’onda si trovano appena oltre il limite della visione umana e comprendono la cosiddetta “luce nera” o lampada di Wood, usata spesso nelle manifestazioni mondane per illuminare una varietà di materiali fluorescenti come carta bianca, vernici, inchiostri etc… Questo range di radiazioni provenienti dal Sole raggiungono la Terra più facilmente e possono essere osservate da terra.

Mid-ultraviolet: 300-200 nm

La radiazione medio-ultravioletta proveniente dal Sole e filtrata dall’ozono presente nella nostra atmosfera, raggiunge ancora il terreno in dosi sufficienti a causare scottature e danni che possono portare al cancro della pelle come conseguenze di lunghe e protratte esposizioni nel tempo.

Far-utraviolet: 200-122 nm

L’atmosfera è essenzialmente opaca alla radiazione ultravioletta, quindi i telescopi spaziali o i razzi ad alta quota vengono utilizzati per le osservazioni in questo range. Questa luce è sufficientemente distruttiva per uccidere i batteri, quindi viene usata per la sterilizzazione degli oggetti. Inoltre rappresenta la più grande minaccia per la diffusione della vita, come il trasporto nello spazio di molecole organiche che possono trovarsi sulla superficie di oggetti rocciosi e che potrebbero raggiungere un pianeta come asteroidi.

Extreme-ultraviolet: 122-10 nm

Questa banda di ultravioletti è la più energetica delle altre e si estende sino al confine dello spettro dei raggi X. La sua emissione è solitamente associata alle stelle più calde presenti nel nostro Universo.

Immagine correlata
Focus dello spettro EM sul range degli ultravioletti.

Sulla Terra siamo al riparo da gran parte dell’ultravioletto proveniente dal Sole, poiché l’ozono presente nella nostra atmosfera superiore filtra una grande quantità di questi raggi. L’assorbimento significativo inizia oltre i 300 nm, rendendo le osservazioni a terra molto difficili a queste lunghezze d’onda. Mentre da una parte è una rovina per gli astronomi, questo rende l’esposizione alla luce del sole molto più sicura per noi. I fotoni ultravioletti trasportano molta più energia dei fotoni visibili, abbastanza da danneggiare la nostra pelle e persino il DNA nelle nostre cellule. Paradossalmente, la luce ultravioletta è responsabile degli stessi processi (nella nostra atmosfera) che impediscono a gran parte di essa di raggiungere il suolo. L’ozono, che è il principale filtro contro le più terribili forme di ultravioletto, è in realtà prodotto nella nostra atmosfera superiore, quando i fotoni provenienti dallo spazio interagiscono con le molecole di ossigeno.

Southern Pinwheel Galaxy (M83) radio and UV radiation
Immagine della galassia M83 nel radio (in rosso) e nell’ultravioletto (in blu)

Storia

Il fisico tedesco Johann Ritter ha scoperto per la prima volta l’esistenza della luce ultravioletta nel 1801 solo un anno dopo che William Herschel aveva scoperto la luce infrarossa. Ispirato dalle esplorazioni di Herschel su ciò che stava al di là del rosso, Ritter voleva sapere se esisteva anche una forma invisibile di luce che si estendeva oltre il blu.
Il “rivelatore” di Ritter era composto da cloruro d’argento chimico (comunemente usato nella carta bianca e nera per fotografie), che diventava nero se esposto alla luce. Facendo filtrare la luce solare attraverso un prisma, posò dei campioni di cloruro d’argento lungo i diversi colori dello spettro. Mentre la luce rossa mostrava poca reazione, il reagente diventava sempre più scuro verso il blu e il violetto. C’era forse un altro tipo di luce che si nascondeva oltre il viola?

La scoperta di Ritter di questi cosiddetti raggi “chimici” stabilì l’idea che lo spettro è incorporato in uno più ampio di luce, il resto del quale è invisibile ai nostri occhi. In seguito abbiamo appreso che non tutte le creature sono insensibili alla luce ultravioletta come gli esseri umani. Un certo numero di uccelli, api e altri insetti è noto per la capacità di vedere nell’ultravioletto. Un’abilità sfruttata da alcune piante da fiore che attraverso segnali guida (a noi invisibili) attraggono gli insetti impollinatori.

La stella Mira e la sua splendida coda lunga 13 anni luce composta di gas stellari prodotta negli ultimi 30.000 anni e visibile nell’ultravioletto.

Fonti dell’ultravioletto

Blackbody

La maggior parte della luce ultravioletta che vediamo nell’Universo proviene dalle stelle più calde. La luce ultravioletta proviene dalla parte a “lunghezza d’onda corta/alta energia” della radiazione termica di corpo nero (vedi il post “Il colore delle stelle“) ed è emessa ad alte temperature. Le stelle con temperature superiori a 7.500 °C sono effettivamente più luminose nell’ultravioletto. Le stelle più massicce dell’universo possono superare anche i 40.000 °C con valori d’emissione della radiazione di corpo nero nell’ultravioletto estremamente elevati. Le prime stelle che si sono formate nell’universo potrebbero essere state ultra-massicce e potrebbero aver raggiunto temperature superiori a 100.000 °C mentre, anche adesso, i nuclei esposti di stelle che hanno soffiato via il gas per formare nebulose planetarie, possono essere ancora più caldi. Non dimentichiamo tuttavia, che, anche una stella relativamente fredda come il Sole, a soli 5.500 °C è in grado di generare una quantità significativa di luce ultravioletta.

Linee spettrali

Oltre alla radiazione termica di corpo nero, ci sono un certo numero di linee spettrali che si trovano in tutta la parte dell’ultravioletto. Molti elementi comuni, tra cui l’idrogeno e l’elio, hanno importanti transizioni in questa parte dello spettro e sono spesso utilizzati dagli astronomi per studiare il gas che può assorbire ed emettere questi caratteristici fotoni ultravioletti. Anche la molecola più comune nell’universo, l’idrogeno molecolare, costituito da due atomi di idrogeno legati l’uno all’altro, ha la sua emissione primaria nell’ultravioletto.

Nella seconda parte parleremo degli enormi vantaggi derivanti dall’osservazione dallo spazio degli oggetti celesti nel medio ultravioletto ed oltre, rispetto alle osservazioni effettuate da terra nel vicino ultravioletto.

46p wirtanen…

Prima di proseguire nel nostro viaggio tra le onde dello spettro elettromagnetico, voglio condividere con voi il prossimo avvicinamento all’orbita terrestre della cometa 46p wirtanen. La cometa è stata scoperta nel 1948 dall’astronomo americano Carl A. Wirtanen, durante le sue sessioni d’osservazione al telescopio Lick.  Questo potrebbe essere l’anno migliore per dare un’occhiata alla sfera spaziale iperattiva di roccia, ghiaccio e detriti. La cometa passerà più vicina alla Terra il 16 dicembre a una distanza di 11,5 milioni di chilometri e sarà il decimo incontro più ravvicinato al nostro pianeta dal 1950. Dovrebbe diventare visibile ad occhio nudo nel cielo notturno di Dicembre mentre si avvicina all’orbita terrestre e potrebbe rimanere tale per giorni, secondo il dipartimento di astronomia dell’Università del Maryland, che sta conducendo una campagna d’osservazione della cometa.

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Immagine della cometa 46p Wirtanen

La cometa ha un nucleo relativamente piccolo, e fa parte di una piccola famiglia di comete iperattive che possono contenere elevate quantità di ghiaccio volatile. Mentre si avvicina al nostro sole, il ghiaccio si scioglie e alimenta una chioma grande e luminosa (la parte nuvolosa, compresa la coda, di una cometa). Mentre passerà nel punto più vicino all’orbita terrestre, sarà comunque a circa 30 volte la distanza che separa la Terra dalla Luna, quindi rilassatevi e godetevi lo spettacolo.

La cometa, 46p, era in realtà il bersaglio originale della sonda spaziale dell’ESA Rosetta che atterrò sulla cometa 67P Churyumov–Gerasimenko, e potrebbe essere oggetto in futuro di un’altra spedizione spaziale.

Per le vostre osservazioni potete calcolare le effemeridi relative alla cometa 46p Wirtanen qui. Inoltre se volete seguire in tempo reale la traiettoria della cometa fatelo qui.

Vi lascio con il chart del cielo che evidenzia la traiettoria della cometa da Novembre 2018 sino a Febbraio 2019. Il giorno 16 Dicembre raggiungerà il punto più vicino all’orbita terrestre e si troverà nella costellazione del Toro. Quindi per la nostra latitudine, sorgerà ad Est alle 14:51, raggiungerà il punto più alto nel cielo alle 22:07 e tramonterà alle 05:27. La sua magnitudine sarà pari a 4.8. A presto con la prosecuzione del nostro viaggio nel variopinto mondo dello spettro elettromagnetico.

Comet's motion across the sky from Nov 2018 through Feb 2019 

L’Universo a infrarossi… II parte.

L’astronomia a infrarossi impiega la stessa tecnologia utilizzata per le rilevazioni di luce nel visibile. Ad uno sguardo casuale può essere difficile distinguere un’immagine di un telescopio nel visibile da una di un telescopio nell’infrarosso. La luce che raggiunge uno specchio lucido viene riflessa e focalizzata su una camera dello strumento. I rilevatori assomigliano molto agli array digitali presenti nelle fotocamere digitali consumer, sebbene le tecnologie attuali dei semiconduttori siano diverse e ottimizzate per le lunghezze d’onda a infrarossi i telescopi ottici, se dotati di rilevatori adatti, funzionano egualmente bene nel vicino infrarosso. Come noto l’atmosfera terrestre è opaca a molte lunghezze d’onda infrarosse, ma esistono alcune finestre nelle bande del vicino e medio infrarosso a noi accessibili da terra. Il telescopio nello spazio invece può essere molto vantaggioso ed è essenziale per le osservazioni nel lontano infrarosso dove la nostra atmosfera è completamente opaca. È spesso necessario regolare i materiali dei componenti poiché le proprietà ottiche (trasparenza e riflettività) possono dipendere fortemente dalla lunghezza d’onda in esame. Il raffreddamento criogenico è un componente fondamentale dei telescopi a infrarossi. Gli oggetti a temperatura ambiente generano una radiazione infrarossa molto intensa che disturberebbe i rilevatori. Sarebbe come far brillare una torcia su un rilevatore di luce visibile mentre si cerca di rilevare un oggetto debole. I telescopi nel vicino infrarosso sono tipicamente raffreddati con azoto liquido a circa -195 °C mentre i telescopi nel medio e lontano infrarosso richiedono che l’elio liquido raggiunga temperature operative molto più basse -267 °C o inferiori.

Immagine nell’infrarosso delle Pleiadi fatta dal telescopio spaziale Spitzer della NASA.

Fonti di luce infrarossa

Anche se la radiazione di corpo nero a infrarossi è simile alla luce visibile, le lunghezze d’onda più lunghe presentano un universo molto diverso agli astronomi. Solo le stelle più calde emettono la maggior parte delle loro radiazioni di corpo nero nello spettro visibile, mentre il picco d’emissione di corpo nero proveniente dalle più numerose, più fredde e lontane stelle è nell’infrarosso. Di conseguenza, la nostra visione dell’Universo visibile è fortemente orientata verso le stelle più calde, che possono apparire migliaia di volte più luminose delle loro controparti più fredde. Questo inficia profondamente la nostra visione se siamo interessati a comprendere la distribuzione complessiva delle stelle nel nostro Universo. Le stelle meno massicce del nostro Sole sono molto più numerose nella galassia, ma proporzionalmente rappresentano una piccola quantità della luce visibile.

La radiazione di corpo nero (polveri)

La radiazione di corpo nero ha un’importanza decrescente nello spettro infrarosso quanto la lunghezza delle lunghezze d’onda stesse. Verso il medio e il lontano infrarosso, le nuvole di polvere diventano le principali protagoniste. Mentre la polvere che fluttua nello spazio interstellare può essere molto fredda, anche la materia che è a temperature a partire da -250 °C emetterà ancora forti radiazioni di corpo nero nel lontano infrarosso. La polvere che viene riscaldata dalle stelle vicine a -170 °C sarà più luminosa nel medio infrarosso.

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A – Messier 81 nell’infrarosso
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B – Messier 81 nel visibile

I magnifici bracci a spirale della vicina galassia Messier 81 sono evidenziati nell’immagine A nell’infrarosso fatta dallo Spitzer Space Telescope della NASA. L’immagine è un mosaico composito di emissione infrarossa a 24 micrometri (rosso) combinato con 8 micrometri (verde) e 3,6 micrometri (blu). L’immagine B sottostante della stessa galassia nel visibile è stata ottenuta con l’Isaac Newton Telescope a terra a La Palma. Le corsie di polvere che assorbono la luce visibile e appaiono scure nell’immagine A, si radicano fortemente nell’infrarosso soprattutto ad 8 e 24 micrometri. Questo fenomeno accade quando un granello di polvere viene riscaldato e riemette l’energia nell’infrarosso dopo aver assorbito la luce ultravioletta o visibile proveniente dalle stelle appena nate.

Linee spettrali

Nello spettro visibile le nebulose possono illuminarsi con la luce dei gas caldi che emettono le linee spettrali caratteristiche di ciascun elemento. Questi processi continuano nell’infrarosso. Poiché la luce a infrarossi contiene meno energia delle lunghezze d’onda visibili, in genere richiede meno energia per stimolare l’emissione di linee spettrali ad infrarossi. Questo può produrre un’ampia varietà di firme di elementi e molecole a temperature più basse che non sono abbastanza calde da emettere nella parte visibile dello spettro. Di particolare interesse nell’infrarosso è una vasta banda di emissione da parte di molecole di polvere organica. Questi composti a base di carbonio possono risplendere in modo brillante nell’infrarosso medio, stimolati dalla fluorescenza delle stelle vicine.

La polvere diventa trasparente

In un cielo scuro e limpido, alzando lo sguardo o puntando un binocolo, possiamo vedere una striscia di luce che si estende da un orizzonte all’altro conosciuta comunemente come la Via Lattea. E’ l’unico modo in cui possiamo vedere la nostra galassia direttamente dalla nostra posizione all’interno del disco galattico. Le macchie scure che vediamo sparse su questa banda di luce sono il risultato dell’oscuramento delle nuvole di polvere presenti nella galassia che impediscono enormemente la nostra visione di stelle e nebulose lontane. Così molte stelle risultano invisibili, ed anche il centro stesso della nostra galassia, all’osservazione nel visibile. L’infrarosso invece ci mostra un’immagine completamente diversa. L’oscurità frammentaria è quasi scomparsa e possiamo vedere la nostra galassia con chiarezza. La posizione del centro della Via Lattea era un mistero per molti anni. Negli anni ’20, Harlow Shapley usò metodi intelligenti per determinare che il centro si trovava verso la costellazione del Sagittario, ma oggi una semplice mappa a infrarossi del cielo rivela senza sforzi il rigonfiamento galattico e l’ammasso stellare centrale nelle bande del vicino infrarosso medio, mentre le nuvole più dense e più scure rimangono opache. Questa trasparenza nell’infrarosso consente agli astronomi di assistere al processo di nascita delle stelle. Le stelle si formano nei nuclei delle nubi di gas e di polvere che collassano per gli effetti gravitazionali. Questi bozzoli polverosi impediscono alla luce visibile di fuoriuscire, ma possono essere penetrati da lunghezze d’onda sufficientemente lunghe di luce infrarossa. Filamenti di polvere così densi da rimanere opachi nell’infrarosso, si stagliano come marcatori che annunciano la formazione di nuove stelle al loro interno. La trasparenza della polvere all’infrarosso può essere un vantaggio per chi studia anche altre galassie. Usando la radiazione infrarossa possiamo guardare attraverso le oscure corsie e gli addensamenti di polvere, scoprendo la popolazione retrostante delle stelle che si staglia lungo i diversi elementi strutturali delle galassie come i bracci a spirale ed i rigonfiamenti centrali. A lunghezze d’onda più lunghe la polvere stessa diventa luminosa, consentendo un quadro completo delle regioni dense che danno origine a nuove popolazioni di stelle.

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La costellazione d’Orione all’infrarosso immagine presa dal satellite astronomico IRAS
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Immagine nell’infrarosso presa dal telescopio spaziale Spitzer della grande nube di Magellano

Nel prossimo post, parleremo dell’Universo agli ultravioletti.

L’Universo a infrarossi… I parte.

Le sorgenti che interessano l’astronomia nell’infrarosso sono caratterizzate dalla modesta temperatura intrinseca e riguardano principalmente la materia fredda -gas e polveri- che si trova diffusa nel cosmo. Mentre infrarosso è spesso sinonimo di calore, per gli astronomi è in realtà lo strumento più prezioso per lo studio degli oggetti più freddi secondo gli standard terrestri. Fornisce una visione molto diversa dell’Universo ed integra ciò che osserviamo nella banda del visibile. Grazie ad essa siamo in grado di attraversare le cortine di gas e polveri interstellari che risultano opache ai nostri occhi, permettendoci di rivelare dettagli altrimenti invisibili. Se volete approfondire l’affascinante mondo dello spettro elettromagnetico, leggete il mio precedente poi qui.

Lo spettro dell’infrarosso inizia appena oltre la luce più rossa percepita dai nostri occhi e si estende sino a lunghezze d’onda cento volte più lunghe di quelle dello spettro visibile. Mentre il visibile è limitato da una banda stretta (380 nm – 740 nm) lo spettro infrarosso si estende dal limite superiore del visibile sino a circa 400 µm.

Lo spettro infrarosso è suddiviso in tre regioni: il vicino infrarosso, il medio infrarosso ed il lontano infrarosso. Queste suddivisioni sono solamente definizioni osservazionali e non dei confini ben precisi. Vediamole ora in dettaglio.

Vicino infrarosso 0,8-5,0 µm

Il regime del vicino infrarosso inizia appena oltre i limiti estremi della luce più rossa visibile dall’occhio umano e tende a lunghezze d’onda circa dieci volte superiori a quelle da esso osservabili. Le proprietà delle radiazioni nel vicino infrarosso sono simili a quelle della luce, e le stesse tecnologie di solito funzionano nel vicino infrarosso. L’atmosfera è in gran parte scarsamente trasparente nel vicino infrarosso, sebbene vi siano alcune bande di assorbimento causate da varie molecole (principalmente acqua).

Medio infrarosso 5,0-40 µm

Il regime del medio infrarosso si estende su lunghezze d’onda che vanno da 10 a 100 volte la lunghezza di quelle visibili agli esseri umani. In questo range troviamo ad esempio l’emissione termica proveniente da oggetti con temperature vicine a quella ambientale incluse le persone oppure le termo camere per immagini termoelettriche industriali che funzionano tipicamente attorno ai 10 µm. L’atmosfera terrestre ha alcune finestre di trasparenza ragionevole, ma diventa essenzialmente opaca oltre 14 µm.

Lontano infrarosso 40-400 µm

Le lunghezze d’onda del lontano infrarosso vanno da circa 100 a 1000 volte la lunghezza della luce visibile. Questa banda copre principalmente l’emissione termica proveniente da oggetti freddi a temperature che possono arrivare fino a 10 gradi sopra lo zero assoluto. L’atmosfera della Terra è completamente opaca a queste lunghezze d’onda e i telescopi del lontano infrarosso devono essere posti nello spazio e raffreddati criogenicamente fino a -263° C per funzionare efficacemente.

Lo scopritore

Sir William Herschel può essere considerato il padre dell’astronomia a infrarossi. Dopo la sua scoperta del pianeta Urano nel 1787, le sue indagini lo portarono a scoprire la presenza di radiazioni infrarosse nel 1800. Fece un esperimento empirico  facendo passare la luce solare attraverso un prisma di vetro. La luce solare viene dispersa dal prisma in un arcobaleno di colori chiamato spettro. Herschel era interessato a misurare la quantità di calore in ogni colore e per fare la misura, usò termometri con bulbi anneriti. Herschel notò che la temperatura aumentava dal blu al rosso e che, collocando un termometro appena oltre la parte rossa dello spettro, in una regione dove non c’era luce visibile, misurò una temperatura ancora più alta. Pertanto, si rese conto che ci doveva essere un altro tipo di “luce” al di là del rosso, che non siamo in grado di vedere. Questo tipo di luce divenne noto come infrarosso.

L’esperimento condotto da Herschel.

Gli esperimenti successivi di Herschel hanno evidenziato che questa nuova “luce” ha le stesse proprietà ottiche della luce visibile . Questa comprensione alla fine ha gettato le basi per la tecnologia del telescopio all’infrarosso. Le rilevazioni ad infrarossi della Luna a metà del 1800 sono state seguite successivamente affiancate da rilevazioni simili di Giove e Saturno ed anche ad alcune delle stelle più luminose nei primi anni del 1900. Negli anni ’60 una serie di osservazioni da terra e con palloncini sonda e razzi, aveva permesso di catalogare alcune delle più luminose sorgenti all’infrarosso, comprese le regioni di formazione stellare ed il centro della nostra galassia. Il lancio dell’Infrared Astronomical Satellite (IRAS) nel 1983 ha aperto una nuova era nell’astronomia all’infrarosso. Dal suo punto di osservazione orbitale al di là di un’atmosfera in gran parte opaca alla luce infrarossa, IRAS ci ha dato la nostra prima visione del cielo alle lunghezze d’onda del lontano infrarosso.

Инфракрасное небо
Il cielo all’infrarosso visto da IRAS.

L’immagine di IRAS, mostra l’intero cielo alle lunghezze d’onda nell’infrarosso. E’ il risultato di 18 mesi di dati osservativi raccolti dal satellite. La brillante banda orizzontale è il piano galattico con il centro della via Lattea al centro dell’immagine. I colori rappresentano l’emissione ad infrarossi rilevata su tre bande specifiche. Il blu alla lunghezza d’onda di 12 µm, il giallo-verde alla lunghezza d’onda di 60 µm e il rosso alla lunghezza d’onda di 100 µm. La materia calda appare di colore blu o bianco, mentre quella più fredda appare di colore rosso.

Tra i successori di IRAS, possiamo citare il satellite dell’ESA ISO (Infrared Space Observatory) lanciato nel 1995 e il satellite Spitzer della NASA lanciato nel 2003. La tecnologia di questi successori ha incrementato notevolmente la sensibilità e la risoluzione delle immagini raccolte.

Citiamo anche il più ambizioso progetto di survey del cielo ad infrarosso condotto con l’ausilio di telescopi terrestri. Il 2MASS (Two Micron All-Sky Survey) ha raccolto dati nel periodo dal 1997 sino al 2001. Il progetto si è avvalso di due telescopi da 1.3 m di diametro altamente automatizzati: il primo all’osservatorio sul monte Hopkins in Arizona mentre il secondo è presso il CTIO (Cerro Tololo Inter-American Observatory) a circa 80 Km ad est di La Serena in Cile.

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Il cielo all’infrarosso visto da 2MASS.

Come nell’immagine di IRAS anche 2MASS ci fornisce una vista panoramica dell’intero cielo. Le luminosità misurate di mezzo miliardo di stelle sono state combinate in colori che rappresentano tre distinte lunghezze d’onda della luce infrarossa. Il blu a 1,2 µm, il verde a 1,6 µm ed il rosso a 2,2 µm. La mappa non è una combinazione di immagini digitali reali, ma è stata ricostruita da un catalogo di stelle che sono state misurate durante la campagna d’osservazione durata tre anni. E’ anch’essa come l’immagine di IRAS centrata sul nucleo della nostra galassia, verso la costellazione del Sagittario. E le stelle rossastre che sembrano librarsi nel mezzo del disco della Via Lattea -molte di loro mai osservate in precedenza- sono parzialmente oscurate alle lunghezze d’onda più corte a causa della presenza di dense nubi di polvere nella nostra galassia. I due aloni luminosi visibili nel quadrante in basso a destra sono invece le nostre galassie vicine, la piccola e la grande nube di Magellano.

Proseguiremo nel prossimo post, il nostro viaggio nell’universo all’infrarosso.

Eclissi di Luna e inversione di Marte…

L’eclissi totale di Luna si svolgerà la notte tra il 27 luglio e le prime ore del 28 luglio. La grande differenza rispetto alle precedenti è che l’eclissi lunare del 27 luglio dovrebbe essere la luna rossa più lunga osservata in 100 anni. La Luna sarà visibile in una tonalità rossa scarlatta per oltre 1 ora e 43 minuti, che è il 40 percento più lungo di qualsiasi altra luna rossa misurata negli ultimi tempi. Inoltre, nella stessa occasione avremo l’opportunità di osservare l’opposizione di Marte, che viene osservata dopo 15 anni. L’ultima opposizione di Marte, che significa che il Sole, la Terra e il pianeta Rosso sono allineati, è stata vista nel 2003. Mentre questi fenomeni saranno visibili in diverse parti del mondo (Italia compresa), molti si sono chiesti perché questa eclissi lunare sia diversa da quelle precedenti, inclusa la Super Blue Blood Moon del 31 gennaio scorso. Ecco cosa succederà il prossimo 27 luglio.

Risultati immagini per eclissi di luna

L’orbita della Luna attraverserà completamente la zona d’ombra terrestre a causa dell’allineamento con la Terra. Inizialmente, l’oscuramento sarà solo parziale (zona di penombra o eclissi parziale) e questo fenomeno avrà inizio alle 20:24 ora italiana del 27 luglio. Alle 21:30, il satellite entrerà nella zona d’ombra ed avrà inizio l’eclissi totale (l’allineamento è quasi perfetto e l’oscuramento è totale). La massima oscurità si raggiungerà alle 22:22 del 27 luglio. In seguito la Luna uscirà dall’ombra e l’eclissi totale terminerà alle 00:19, lasciando spazio a quella parziale (penombra). L’eclissi parziale finirà alle 01:28.

Evento ora
Primo contatto penombra 19:14
Primo contatto ombra 20:24
Inizio totalità 21:30
Culmine 22:22
Fine totalità 23:13
Uscita dall’ombra 00:19
Uscita dalla Penombra 01:28

Alla fine di questo mese, più esattamente il giorno 31, saremo anche testimoni dell’inversione di Marte. Questo è il fenomeno, durante il quale la Terra arriva tra Marte e il Sole. L’ultima inversione di Marte è stata testimoniata nel 2003, e questo fenomeno non sarà più visto prima del 2035. Durante l’inversione, il nostro pianeta sarà più vicino al Pianeta Rosso, ad una distanza di circa 56.327.040 di Km. Si prevede che si innalzi sotto la costellazione del Sagittario e apparirà anche più luminoso della maggior parte delle stelle ed allo stesso tempo si troverà al perielio (cioè alla minima distanza dal Sole).

Non perdete l’occasione di recarvi in un luogo adeguato alla visione notturna e ad occhio nudo o con l’ausilio di un buon binocolo, potrete ammirare l’ennesima magia celeste.

Il video seguente è la simulazione che ho preparato con Starry Night Pro Plus 7 utilizzando il punto d’osservazione alle coordinate Lat 41° 52′ N, Lon 12° 57′ E.

Ci vediamo col naso all’insù in direzione S-SE tra pochi giorni.

Evoluzione stellare e redshift…

Una della cose più interessanti delle stelle è che cambiano colore e luminosità durante l’intero arco della loro esistenza. Tale esistenza ha diversi range che vanno da circa un milione di anni per stelle molto massicce a decine di miliardi di anni per le stelle più piccole come il nostro Sole. Più una stella è massiccia, più risulterà brillante nel cielo e più breve sarà la sua esistenza. Attorno all’anno 1910 il chimico ed astronomo danese Ejnar Hertzsprung e l’astronomo americano Henry Norris Russell fecero un enorme balzo in avanti nella comprensione dell’evoluzione stellare.

Il diagramma di Hertzsprung-Russel (H-R) è un particolare grafico in cui si rappresenta la magnitudine assoluta di alcune stelle in funzione della loro temperatura. Esso permette quindi di rappresentare contemporaneamente in uno schema, stelle di diversa dimensione, luminosità, temperatura ed età.

Come potete notare dal grafico, le stelle più calde sono blu, mentre le più fredde sono rosse.

Sull’asse orizzontale troviamo la temperatura assoluta superficiale, o la classe spettrale, la quale è legata al colore della stella. Sull’asse verticale invece, c’è la magnitudine assoluta, che talvolta può essere sostituita con la luminosità. Scendendo nel grafico troveremo stelle sempre meno luminose. Le stelle inoltre sono posizionate in ordine crescente di dimensione dal basso verso l’alto, legate dalla relazione di diretta proporzionalità fra la massa e la luminosità di ciascuna di esse.

Esso rappresenta un’inestimabile strumento per l’astronomia stellare. Stelle della stessa massa (e in senso stretto, composizione chimica) tracciano lo stesso percorso, chiamato traccia evolutiva attraverso il diagramma. Stelle con differenti masse avranno tracce evolutive diverse. In questo modo i ricercatori possono estrarre informazioni considerevoli sulla massa e sull’evoluzione degli astri, conoscendo  il colore e la luminosità di quest’ultimi.

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Questa straordinaria fotografia nel campo del visibile del doppio ammasso in Perseo mostra la coppia di ammassi aperti che si trovano a circa 7500 anni luce dal nostro Sole. Questi ammassi sono tra i più luminosi, i più densi e i più vicini tra i cluster aperti che contengono stelle moderatamente massicce. Molte delle stelle nei due cluster sono giganti blu, altre di tipo O e B calde ed alcune fino 60.000 volte più luminose del nostro Sole.

Poniamoci ora una domanda legittima: ma, i colori che vediamo sono reali?

Il concetto di colore è molto soggettivo e dipende sia dai nostri occhi che dal processo utilizzato per ottenere le immagini. Ad esempio alcuni oggetti celesti presenti nell’immagine sopra riportata, sarebbero troppo deboli per poterli vedere molto chiaramente anche se li visitassimo utilizzando qualche tipo di nave spaziale futuristica. Una nebulosa che sembra essere debole ad occhio nudo dalla Terra risulterebbe altrettanto debole se fossimo più vicini, ma risulterebbe anche più grande. Certamente i colori potrebbero essere appena percepibili o invisibili, dal momento che i nostri occhi funzionano male in condizioni di scarsa illuminazione. Un’altra complicazione deriva dal modo in cui realizziamo le immagini. Molte di esse sono scattate utilizzando la luce proveniente da parti invisibili dello spettro. Per le immagini fatte ai raggi X, ultravioletti, infrarossi, etc…, i colori a noi familiari sono spesso assegnati in modo tale che la luce più rossa è rossa mentre la luce più blu è blu. Attraverso questi colori rappresentativi è possibile mappare la luce a noi invisibile per creare immagini che possiamo vedere ed apprezzare. Vi sono poi particolari immagini prese attraverso speciali filtri a banda stretta in grado di far passare solo una specifica lunghezza d’onda, pensati per indirizzare i singoli processi atomici e/o molecolari e fornire una visione diversa degli oggetti celesti.

Filtri a banda stretta
Filtri a banda stretta
Nebulosa NGC 1499 ripresa con Nikon 300 2.8 camera QHY 9 e filtri a banda stretta.

Sovente queste immagini a colori migliorati sono codificate in un modo che potrebbe non rappresentare il colore appropriato, ma forniscono la massima qualità di informazioni.

C’è un caso speciale dove la radiazione invisibile può diventare visibile ai nostri occhi o almeno alle nostre fotocamere. La luce ultravioletta proveniente da oggetti molto distanti da noi ci raggiunge spostata nel campo del visibile. Una delle predizioni osservabili di un Universo in espansione è lo spostamento verso il rosso o redshift della radiazione elettromagnetica. Quando un’onda luminosa viaggia da una galassia distante verso la nostra, deve attraversare lo spazio-tempo che separa i due oggetti. Poiché lo spazio-tempo è in espansione anche la lunghezza d’onda della radiazione viene aumentata e il risultato netto è uno spostamento verso zone più rosse dello spettro elettromagnetico. Se ci spingiamo ad osservare le prime galassie del nostro giovane universo attorno ai 13 miliardi di anni, lo spostamento verso il rosso è talmente estremo che la radiazione delle stelle più calde con lo spettro tendente verso il blu, risulterà spostata nell’infrarosso rendendola invisibile ai nostri occhi ed ai nostri strumenti ottici.  Questo è uno dei motivi per cui gli astronomi hanno un così disperatamente bisogno di telescopi  sensibili alla radiazione infrarossa come ad esempio il telescopio spaziale Spitzer della NASA e, in futuro, il telescopio spaziale James Webb NASA/ ESA/CSA.

red shift example
‎Il telescopio J.Webb sarà in grado di vedere a circa 108 anni dopo il Big Bang. Ma perché abbiamo bisogno di vedere la luce a infrarossi per capire l’universo? Perché la luce da questi oggetti è spostata verso il rosso.
Hubble Tuning Fork diagram
Timeline del nostro Universo
Hubble Ultra Deep Field
Hubble Ultra Deep Field

Questa vista di quasi 10.000 galassie è chiamata Hubble Ultra Deep Field. Include galassie di varie età, dimensioni, forme e colori. Le galassie più piccole, più rosse, circa 100, potrebbero essere tra le più distanti mai conosciute, esistenti quando l’universo aveva appena 800 milioni di anni. Le galassie più vicine, le  più grandi, più luminose e ben definite a spirale e/o ellittiche esistono da quando l’Universo aveva compiuto il primo miliardo di anni.‎ ‎L’immagine ottenuta ha richiesto circa 800 esposizioni prese nel corso di 400 orbite attorno alla terra effettuate dal telescopio Hubble. La quantità totale del tempo di esposizione è stata di circa 11,3 giorni, nel periodo tra il 24 settembre del 2003 e il 16 gennaio 2004.