L’universo nel radio e… I parte

Visto attraverso i radiotelescopi, il cielo è irriconoscibile per un astronomo che lavora principalmente nello spettro della luce visibile. Al posto delle stelle nella Via Lattea ci sono oggetti sparsi in tutto l’universo. Le fonti radio sono rare ma spesso intrinsecamente molto potenti, il che le rende visibili a grandi distanze. Le emissioni di queste galassie radio, quasar ed esplosioni stellari titaniche sono il risultato di particelle subatomiche immensamente energetiche che accelerano attraverso regioni di campi magnetici contorti. Questo processo è abbastanza diverso da quello che produce la radiazione di calore dalle superfici delle stelle e ci conduce nel cuore di alcune delle azioni più violentemente energetiche dell’Universo.

Oltre i limiti estremi della luce infrarossa, ci spostiamo nello spettro radio. Alle lunghezze d’onda più brevi (dell’ordine di un millimetro circa) abbiamo la banda soprannominata microonde, che sono comunemente utilizzate nei telefoni wireless. A lunghezze d’onda più lunghe lo spettro radio si estende per centimetri, metri ed oltre. Lo spettro radio è aperto e illimitato, nel senso che non esiste una lunghezza d’onda radio “più lunga”. Tuttavia, in termini pratici, basse energie e lunghezze d’onda estreme oltre un chilometro diventano molto difficili da generare o rilevare. Inizialmente gli astronomi non erano molto ottimisti riguardo alla possibilità di vedere anche gli oggetti che già conoscevano alle lunghezze d’onda radio. A partire dal 1932 e successivamente stimolata dallo sviluppo dei radar a scopo militare durante la prima guerra mondiale, la radioastronomia fu la prima grande escursione dell’umanità nell’universo nascosto. Le prime osservazioni radio portarono a realizzare che l’Universo poteva apparire molto diverso quando osservato attraverso nuovi “occhi” sintonizzati su una diversa radiazione rispetto a quella del visibile.

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Le onde radio a frequenza estremamente bassa (ELF) con lunghezze d’onda di decine di migliaia di chilometri sono di scarso interesse per i radioastronomi terrestri poiché sono completamente assorbite dalla ionosfera che rappresenta lo schermo delle particelle cariche che avvolge il nostro pianeta. I sottomarini, tuttavia, si affidano a loro per comunicare con il comando base. Quando raggiungiamo alcune decine di chilometri (VLF o Very Low Frequency), tuttavia, il cielo diventa trasparente e rimane tale fino a quando la lunghezza d’onda non scende al di sotto di un centimetro (SHF, Super High Frequency o microwave). I range millimetrici e sub-millimetrici sono afflitti dall’assorbimento dell’acqua presente nell’atmosfera, ma sono di grande interesse per gli astronomi poiché possono essere utilizzati per rilevare e misurare le enormi quantità di materiale freddo tra le stelle e in tutto l’Universo.

Il Sole fu presto identificato come una fonte discreta di onde radio e si scoprì che le poche altre sorgenti radio luminose erano visibili in regioni povere di stelle promettenti. L’obiettivo consisteva nell’abbinare queste fonti di radiazioni radio ad oggetti che erano già familiari agli astronomi nella luce visibile. Il problema era che i primi radiotelescopi, nonostante le loro dimensioni significative, non riuscivano a localizzare con precisione le posizioni delle sorgenti radio nel cielo. Poiché sarebbe difficile e costoso costruire un singolo radiotelescopio abbastanza grande da raggiungere la risoluzione necessaria, i costruttori di telescopi dovevano fare uno sforzo per capire come collegare antenne molto distanziate fra loro in modo da consentire di agire come un singolo telescopio più grande. La risultante tecnica dell’interferometria è oggi ampiamente utilizzata, specialmente alle lunghezze d’onda radio, per consentire l’imaging ad alta risoluzione usando array di radiotelescopi. Montando alcuni di questi sui satelliti, i telescopi in questi array possono anche essere separati da distanze maggiori del diametro della Terra. I primi interferometri consentirono l’identificazione di fonti misteriosamente poco appariscenti per le galassie dall’aspetto peculiare dei telescopi a luce visibile e gli apparenti resti di esplosioni stellari chiamate supernovae. Perché questi emettono quantità così abbondanti di radiazioni radio e così poca luce visibile?

Risultato immagini per radiotelescopio alma
La risoluzione di un telescopio è la capacità di distinguere i dettagli fini, nota anche come potere di risoluzione spaziale. Essa dipende in modo relativamente semplice sia dalla dimensione del telescopio sia dalla lunghezza d’onda della radiazione che sta visualizzando. Maggiore è il numero di lunghezze d’onda della luce che si adattano ad uno specchio o obiettivo del telescopio, maggiore è la risoluzione del telescopio stesso. Poiché le onde radio sono in genere 100000 volte più lunghe delle onde visibili, un radiotelescopio dovrebbe avere un diametro di circa 240 km per ottenere la stessa potenza di risoluzione di Hubble, che ha uno specchio di soli 2,4 metri di diametro.
Risultato immagini per arecibo observatory
Il radiotelescopio a piatto unico di Arecibo a Puerto Rico ha una larghezza impressionante di 305 metri, ma non raggiunge nulla di simile alla risoluzione raggiunta anche dal più piccolo telescopio a luce visibile. Inoltre, il piatto non può essere guidato ed è limitato all’osservazione di una stretta fascia di cielo. Tuttavia, in seguito ai primi esperimenti riusciti nel 1946 in Australia, gli astronomi hanno utilizzato la tecnica dell’interferometria per costruire array di telescopi che combinano i segnali in un modo che raggiunge la risoluzione (ma non l’area di raccolta) di uno strumento delle dimensioni pari alla massima separazione delle antenne. Utilizzando l’interferometria gli astronomi possono combinare le onde luminose di due telescopi allineando con precisione le creste e le depressioni dell’onda. Le più grandi matrici interferometriche combinano segnali provenienti da telescopi sparsi in tutto il mondo, che agiscono insieme come un unico strumento quasi delle dimensioni della Terra e in grado di accertare le posizioni delle fonti con una precisione straordinaria che va oltre i più grandi telescopi a luce visibile.

Radiazione di sincrotrone.

Il bagliore del cielo nel radio deriva da processi molto diversi da quelli osservati alle lunghezze d’onda visibili, infrarosse e ultraviolette. I processi termici del corpo nero non sono forti in questa parte dello spettro. La maggior parte delle sorgenti radio luminose sono siti di eventi violentemente energetici, come i buchi neri, in cui le particelle subatomiche cariche elettricamente vengono accelerate fino a quasi la velocità della luce. Sono i movimenti di queste particelle cariche in rapido movimento che generano più comunemente l’emissione nel radio.
Come suggerisce il termine radiazione elettromagnetica, gli effetti dei campi elettrici e magnetici sono strettamente correlati. Quando una particella carica come un elettrone o un protone si muove attraverso un campo magnetico, viene deviata e inviata su un percorso a spirale lungo le linee del campo magnetico. Questa carica oscillante cederà parte della sua energia all’emissione di radiazioni, in particolare alle lunghezze d’onda radio.
Alcuni dei primi dispositivi acceleratori di particelle costruiti dai fisici si chiamavano “sincrotroni”. Le onde radio emesse dalle particelle accelerate e la relativa perdita d’energia associata durante il movimento a spirale attraverso il campo magnetico dei dispositivi, diedero il nome di radiazione di sincrotrone. Sorprendentemente, l’Universo è pieno di molti sincrotroni cosmici su tutte le scale e il processo ben studiato sulla Terra ci consente di comprendere processi simili che si verificano in tutto l’Universo.

sincrotrone

crabnebula
La nebulosa del granchio è il residuo di una stella che è stata vista esplodere nell’anno 1054 dagli osservatori cinesi, un evento che ora chiamiamo supernova. La struttura estesa che vediamo ora, quasi mille anni dopo, è sorprendentemente simile quando viene ripresa con i radiotelescopi, i raggi infrarossi, la luce visibile e i raggi X. Questo perché le radiazioni che vediamo in tutte queste diverse lunghezze d’onda provengono dalla stessa meccanismo di elettroni ad alta velocità (e probabilmente anche elettroni di antimateria, chiamati positroni) a spirale in un campo magnetico aggrovigliato. Questo tipo di radiazione è chiamata radiazione di sincrotrone. Gli elettroni e i positroni più energetici emettono raggi X mentre quelli meno energetici possono irradiare onde radio. Quelli con energie intermedie si irradiano nel visibile e nell’infrarosso. Si ritiene che l’origine di queste particelle energetiche sia una pulsar o una stella di neutroni rimasta dopo l’esplosione della stella.
cygnus
Nei siti più energetici dell’Universo, la radiazione di sincrotrone può essere emessa attraverso l’intero spettro elettromagnetico e può anche essere vista con i telescopi nella gamma infrarossa, visibile, ultravioletta e dei raggi X. Il meccanismo di sincrotrone all’interno e attorno ai buchi neri in genere rappresenta le più potenti fonti radio nel cielo, come Cygnus A qui rappresentata.

 

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