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.

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