L’universo nel radio e… II parte

Continuiamo il nostro viaggio nello spettro elettromagnetico che al momento ci colloca nella regione delle radio frequenze.

Bremsstrahlung

Questo processo di generazione di radiofrequenza prevede interazioni dirette tra particelle cariche in rapido movimento. Le regioni di gas incandescente eccitate dalle stelle calde, in particolare le regioni che formano le stelle e le nebulose planetarie, sono avvolte da elettroni energetici e protoni che ronzano intorno ad alta velocità. A volte si avvicinano abbastanza l’un l’altro per essere deviati dall’interazione delle loro cariche elettriche. Il processo di deflessione provoca l’emissione di radiazioni che si vede spesso più chiaramente alle lunghezze d’onda nel radio e ai raggi X (sebbene possa essere visto anche in altre parti dello spettro). Le osservazioni di tale radiazione dalle regioni che formano le stelle consentono agli astronomi di conoscere alcune proprietà come ad esempio la temperatura del gas. Questa emissione da particelle interagenti è nota come radiazione bremsstrahlung o “radiazione di frenatura”. È strettamente correlata al processo utilizzato negli strumenti di diagnostica medica a raggi X, in cui gli elettroni ad alta velocità vengono fermati da un bersaglio metallico e l’improvvisa decelerazione (frenata) causa l’emissione di quest’ultimi.

Radio gas!

Una delle più importanti realizzazioni e successive scoperte, in radioastronomia, fu che l’idrogeno, di gran lunga il gas più comune nell’Universo, poteva emettere ed assorbire radiazioni radio con una lunghezza d’onda di 21 cm. Misurare questa radiazione con i radiotelescopi ha aperto grandi opportunità per studiare i movimenti del gas sia all’interno che oltre la Via Lattea sfruttando l’effetto Doppler. Questi “autovelox” astronomici possono misurare il gas anche in regioni completamente oscurate alla vista nello spettro del visibile. Una delle principali applicazioni di questo studio è stata la misurazione delle masse di galassie a spirale. Questa proprietà fondamentale può essere derivata dalla velocità di rotazione del gas in orbita attorno alla galassia a un dato raggio.

L’idrogeno è il più semplice di tutti gli atomi ed è di gran lunga l’elemento più abbondante nell’Universo. L’atomo neutro (non ionizzato) è costituito da un solo protone e un singolo elettrone, ognuno dei quali ha quello che i fisici chiamano spin. Quando l’atomo è isolato e indisturbato, come nel caso dello spazio interstellare, avrà un protone e un elettrone i cui assi degli spin puntano in direzioni opposte (anti-parallelo). Anche il più lieve disturbo ad un atomo può far girare lo spin dell’elettrone in uno stato parallelo, un piccolo cambiamento di energia. Il passaggio al primo stato, o antiparallelo, avverrebbe dopo circa dieci milioni di anni per un atomo completamente isolato e determinerebbe l’emissione di un singolo fotone di radiazione radio di lunghezza d’onda di 21 cm. In pratica, le interazioni con altre particelle possono ridurre drasticamente questa lunga attesa, e naturalmente ci sono molti atomi di idrogeno nell’Universo. Quindi questa radiazione caratteristica è facilmente visibile con i radiotelescopi. Stimolato da Jan Oort, Hendrik van de Hulst nel 1944 predisse che il gas d’idrogeno poteva emettere questa radiazione mentre nel 1951 Purcell dell’Università di Harvard negli Stati Uniti osservò per la prima volta la linea spettrale di 21 cm dallo spazio. Da allora è diventato uno strumento fondamentale per la radioastronomia.

The Collision of M51 – National Radio Astronomy Observatory
Questa immagine della galassia a spirale M51, nota anche come Whirlpool Galaxy e il suo compagno NGC 5195 (in alto) è la combinazione delle osservazioni dell’emissione di idrogeno neutro (in blu) ottenute con il VLA telescope e con immagini a luce visibile dal Digital Sky Survey telescope.

Oggetti interessanti

Sebbene la radioastronomia sia stata costruita sullo studio della radiazione di sincrotrone da particelle energetiche, c’è un crescente interesse per l’emissione di onde radio provenienti da regioni grandi, ma molto fredde, dell’Universo. A volte chiamate nuvole molecolari, questi agglomerati di gas sono abbastanza freddi da contenere polveri e una miscela di molecole che trasmettono le loro firme identificative a lunghezze d’onda radio molto specifiche mentre si preparano a dare vita a nuove generazioni di stelle. Gran parte di questa radiazione termica proveniente da queste regioni fredde ricade nelle parti dello spettro radio – lunghezze d’onda di alcuni decimi di millimetro –  impossibili da captare da terra a causa dell’assorbimento da parte dell’atmosfera. Il veicolo spaziale Herschel dell’ESA è stato progettato per rendere possibili le osservazioni di queste lunghezze d’onda.

Calore da oggetti freddi?

Rilevare le radiazioni di calore da oggetti freddi suona un po’ strano. Ma è un’attività perfettamente legittima per un astrofisico. I corpi neri emettono radiazioni con un’intensità e uno spettro determinati in modo univoco dalla temperatura e dall’area della superficie di emissione. Una nuvola di gas davvero fredda, diciamo -240 C, irradierà uno spettro di corpo nero con un picco ad una lunghezza d’onda di circa un decimo di millimetro. Il cielo vuoto attorno alla nuvola apparirà più freddo di essa così il nostro telescopio, nel lontano infrarosso, vedrà una macchia luminosa su uno sfondo più scuro. Nell’universo distante, con uno redshift sopra i 3 o giù di lì, l’emissione diventerà accessibile ai telescopi sub millimetrici come l’ALMA.

La Nebulosa Testa di Cavallo in luce visibile (a sinistra) è ben definita ma l’area è scura. Alle lunghezze d’onda submillimetriche (a destra), la nuvola è chiara, ma l’immagine risulta sfocata. Idealmente, gli scienziati hanno maggiori informazioni combinando la nitidezza della sinistra con la chiarezza della destra.

Di solito in astronomia è più facile rilevare e studiare oggetti nel nostro vicinato cosmico piuttosto che sforzarsi di vedere quelli più deboli nelle parti più lontane dell’Universo. Quando proviamo a fare questo tipo di astronomia da terra, tuttavia, lo spostamento verso il rosso di oggetti molto distanti può aiutarci, spostando la radiazione di calore freddo in una parte dello spettro radio dove, almeno da siti di osservazione molto asciutti, l’atmosfera è trasparente . Questo spostamento consente l’uso di aree terrestri molto grandi dove ubicare telescopi nello spettro delle microonde. Queste aggregazioni sono molto più grandi rispetto agli strumenti che potremmo lanciare nello spazio. E questa è una delle giustificazioni primarie per la costruzione di siti come l’osservatorio di Cerro Llano de Chajnantor quello che ospita l’ALMA.

Nel terza parte parleremo del CMB. Vi starete chiedendo cos’è? Non siate impazienti, rispetto al tempo cosmico, il tempo fra un post e l’altro è una frazione infinitesimale…

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