Categoria: Astronomia

Nane bianche, stelle di neutroni e buchi neri.

Eccoci nuovamente qui a proseguire la nostra chiacchierata sulle sorgenti a raggi X presenti nel nostro Universo. Tra quelle compatte possiamo annoverare le nane bianche, le stelle di neutroni e i buchi neri. Il gas che fluisce nell’intensa attrazione gravitazionale di questi oggetti viene riscaldato dall’attrito a milioni di gradi durante la sua caduta. Alcuni tipi di stelle binarie possono contenere uno di questi oggetti ultracompatti che danza assieme ad una compagna molto più grande in grado di fornirgli il materiale la cui caduta provoca emissioni luminose ai raggi X. La radiazione emessa da un tale corpo caldo è estremamente intensa, tanto che i raggi X possono essere visti da regioni molto piccole. Spesso gli oggetti più freddi devono essere molto grandi per essere visualizzati nei telescopi poiché irradiano a lunghezze d’onda più lunghe e meno energetiche. Questa capacità di addentrarsi nelle zone più interne di alcuni degli oggetti più bizzarri ed energetici dell’Universo è un potente incentivo a costruire telescopi a raggi X sempre più sensibili.

Galassie attive

Stranamente, un’immagine a raggi X della Luna ha portato gli astronomi a comprendere meglio la natura delle galassie in tutto l’Universo. Una straordinaria immagine scattata nel 1990 dal satellite ROSAT mostra chiaramente il disco della Luna, con un lato illuminato dai raggi X riflessi dal Sole e l’altro visto in sagoma oscurata contro quello che sembra essere un cielo con lo sfondo luminoso a raggi X. Per molti anni non è stato chiaro cosa potesse produrre esattamente questo fondo cosmico di raggi X. È un bagliore uniforme come il fondo cosmico a microonde visto nello spettro del radio, o proviene da una moltitudine di deboli sorgenti individuali? Questo background è stato rilevato dai primi esperimenti missilistici nei primi anni ’60 e il mistero è persistito per decenni.

Mano a mano che il potere risolutivo dei telescopi a raggi X migliorava, divenne evidente che, a differenza del fondo cosmico a microonde realmente diffuso, il fondo a raggi X sembrava essere in gran parte composto da singole sorgenti distribuite in modo molto uniforme nel cielo. Se la radiazione avesse avuto origine nella nostra Via Lattea, tale uniformità sarebbe stata difficilmente comprensibile e quindi si è ipotizzato che le sorgenti fossero a grandi distanze dette anche “cosmologiche”. Ora è diventato chiaro che la maggior parte della radiazione ha origine in galassie attive che emettevano raggi X quando l’Universo si trovava nel pieno della sua mezza età.

Anche alcune galassie relativamente vicine emettono grandi quantità di radiazioni X. In molte di esse, questa radiazione sembra essere associata al rilascio di energia dal materiale che circonda i buchi neri supermassicci che potrebbero risiedere al centro di esse. Quando questo buco nero è in attività ed irradia, viene chiamato nucleo galattico attivo o AGN. Solo una piccola parte delle galassie a noi vicine ha buchi neri sempre in attività. Tuttavia, questa frazione sembra essere stata più grande nel Medioevo cosmico, come si può vedere nell’immagine del XMM-Newton Deep Field nella figura seguente.

Questo sembra essere stato un momento speciale nella storia dell’Universo, abbastanza tardi affinchè i buchi neri al centro delle galassie diventassero grandi, ma abbastanza presto perché le galassie fossero ancora molto ricche di gas per alimentare l’attività. Oggi il gas nelle galassie è più stabile e raramente si avvicina abbastanza da alimentare il buco nero al centro e creare un AGN.

Cluster di Galassie

Le galassie non sono solitarie, ma tendono a formarsi in ammassi, a volte contenenti centinaia o addirittura migliaia di membri. Attraverso la storia cosmica crescono attraendo gravitazionalmente singole galassie e piccoli gruppi di galassie. Tali ammassi sono anche fonti significative di luce a raggi X. Infatti, più grande è l’ammasso, più luminoso appare generalmente il bagliore diffuso dei raggi X.

A volte ci vuole qualcosa che puoi vedere per aiutarti a capire qualcos’altro che non puoi vedere. È il caso della cosiddetta materia oscura nelle galassie e negli ammassi. Gli astronomi che misurano i moti delle stelle nelle galassie e delle galassie negli ammassi, calcolano che ci deve essere molta più massa intorno ad esse rispetto alla quantità di materia che possiamo vedere, anche usando l’intero spettro elettromagnetico. Per questo gli è stato dato il nome di “Materia oscura” – in parte perché non possiamo vederla, ma forse più come segno della nostra ignoranza sulla sua vera natura. Un lavoro svolto dagli scienziati nello spettro dei raggi X e pubblicato nel 2006, tuttavia, ha contribuito a confermare la realtà della materia oscura e a darci maggiori informazioni sulle sue proprietà. Gli astronomi hanno assemblato l’immagine composita del “Bullet Cluster” sotto riportata.

Questo è in realtà composto da due ammassi in collisione, molti dei quali possono essere visti nell’immagine di sfondo a luce visibile. Sovrapposti a questo vi sono l’emissione di gas a raggi X (rosso) e una mappa della maggior parte della massa dell’ammasso (blu). La concentrazione di massa viene determinata utilizzando l’effetto della lente gravitazionale per indicare dove la luce delle galassie sullo sfondo dietro l’ammasso proiettile è maggiormente distorta dalla massa dell’ammasso. Dove la distorsione è maggiore, il Bullet Cluster deve avere la massa maggiore.

L’offset tra il gas (rosso) a raggi X e la misurazione della massa (blu) mostra una sorprendente differenza tra la materia normale e quella oscura nei due ammassi. Il grumo rosso a forma di proiettile sulla destra è il gas caldo di un ammasso, che è passato attraverso il gas caldo dell’altro ammasso più grande durante la collisione. Entrambe le nubi di gas sono state rallentate da una forza di trascinamento, simile alla resistenza dell’aria, durante la collisione. Al contrario, la materia oscura non è stata rallentata dall’impatto perché – a quanto pare – non interagisce direttamente con se stessa o con il gas se non attraverso la gravità. Pertanto, durante la collisione i grumi di materia oscura dei due ammassi si sono mossi davanti al gas caldo, producendo la separazione della materia oscura da quella visibile. Questo risultato è una prova diretta che la maggior parte della materia negli ammassi è oscura e molto diversa dalla materia normale!

Per il momento ci fermiamo qui. Nel prossimo post concluderemo il nostro viaggio a cavallo dei raggi X, esplorando anche la parte di Universo più vicina a noi: il sistema solare. Stay tuned!

Oltre l’ultravioletto si raggiungono le energie più elevate dello spettro elettromagnetico. Dai raggi X ai raggi gamma ancora più energetici, i fotoni sempre più rari devono essere contati uno per uno. Solo i fenomeni più drammatici generano luce a questa estremità dello spettro. Ciò significa che i raggi X e gamma sono la nostra finestra sullo studio dei processi cataclismici come le esplosioni di stelle massicce e le stelle di neutroni e i buchi neri che si lasciano dietro, così come i plasmi caldi negli ammassi di galassie e nelle stelle vicine.

Questa bellissima immagine a raggi X presa dal telescopio Chandra mostra il resto della supernova 292.0 + 1.8. Questa è la conseguenza della morte di una stella enorme. Il materiale espulso dalla supernova corre verso l’esterno e va a sbattere contro il gas circostante creando onde d’urto che riscaldano il materiale e vengono emessi raggi X. Mappando la distribuzione dei raggi X in diverse bande di energia, l’immagine di Chandra traccia lo stato del materiale espulso dalla supernova. I risultati implicano che l’esplosione non era simmetrica. Ad esempio, il blu (silicio e zolfo) e il verde (magnesio) si vedono fortemente in alto a destra, mentre il giallo e l’arancione (ossigeno) dominano in basso a sinistra. Questi elementi si accendono a diverse temperature, ad indicare che la temperatura è più alta nella porzione in alto a destra di G292.0+1.8.

I fotoni a raggi gamma e i raggi gamma hanno lunghezze d’onda così piccole che devono essere misurate in miliardesimi (nanometri 10^-9 metri) e trilionesimi (picometri 10^-12 metri). Non esiste una lunghezza d’onda più piccola all’estremità dei raggi gamma dello spettro, oltre i limiti pratici di quanta energia può essere stipata in un singolo fotone dai processi che li generano. Gli astronomi rilevano questi fotoni caso per caso, rendendo difficile la creazione di immagini nella banda dei raggi X e ancora più impraticabile nella banda dei raggi gamma. In effetti, fino ad oggi, sono state costruite pochissime immagini di raggi gamma.

Sorgenti di raggi X

Raggi X termici

I fotoni di raggi X hanno energie migliaia di volte più grandi dei fotoni di luce visibile rilevati dai nostri occhi. Se questi fotoni fossero puramente il risultato di processi termici, o di corpo nero, ci dovrebbero essere molti oggetti con temperature comprese tra circa un milione e cento milioni di gradi. La scoperta di alcune sorgenti a queste temperature è stata una sorpresa poiché anche le stelle più massicce non sono così calde.

Mentre le stelle stesse potrebbero non raggiungere temperature di milioni di gradi, l’esplosione di quelle più massicce può farlo. Quando i detriti caldi espulsi dall’esplosione colpiscono il mezzo interstellare circostante, le onde d’urto risultanti possono riscaldarlo ancora di più. È una specie di boom sonico cosmico, ma invece di sentire il boom, vediamo i fotoni generati dallo shock. Questi resti di supernova possono creare obiettivi spettacolari per i telescopi a raggi X. Tuttavia, non ci vuole una supernova per riscaldare almeno parte del gas attorno a una stella. Anche il nostro Sole ha un’atmosfera esterna o corona, che può raggiungere milioni di gradi. Cadendo al di fuori di quella che consideriamo la sua superficie visibile, questo gas sparso è riscaldato da processi che hanno lasciato perplessi gli astronomi che hanno scoperto la sua emissione ai raggi X. Fenomeni violenti sulla superficie spesso intorno alle macchie solari più scure e leggermente più fredde sulla superficie del Sole, creano suoni e onde magnetiche che si propagano verso l’alto nell’atmosfera esterna sempre più tenue, la cromosfera e la corona. Man mano che la densità diminuisce, le onde diventano sempre più estreme, un po’ come le onde dell’acqua che si infrangono su una spiaggia in pendio. Alla fine diventano onde d’urto che surriscaldano il gas.

Linee spettrali dei raggi X

Abbiamo visto che in altre parti dello spettro, i cambiamenti nello stato energetico degli elettroni negli atomi possono generare emissioni di righe spettrali a lunghezze d’onda specifiche. Per elementi leggeri come idrogeno ed elio, tali righe tendono ad apparire nella luce ultravioletta, visibile e infrarossa. Tuttavia, elementi più massicci con nubi di elettroni più grandi possono avere transizioni di elettroni di energie così elevate da creare righe spettrali dei raggi X. Le temperature richieste per generare le righe spettrali dei raggi X sono piuttosto elevate, poiché non si ottiene mai energia senza immetterla. Il loro studio può aiutare gli scienziati a capire la composizione del materiale espulso in tali esplosioni.

Processi non termici

I raggi X provengono anche da sorgenti che non sono sufficientemente calde per generarli come radiazione termica di corpo nero. Tali processi vengono chiamati non termici. Per esempio, in alcune regioni le particelle cariche come elettroni e protoni vengono potenziate quasi alla velocità della luce (a volte vengono trascinate lungo campi magnetici vorticosi, come perline su un filo). Quando tali particelle sono costrette a cambiare direzione mentre passano lungo questi campi magnetici, emettono radiazione di sincrotrone e possono essere viste in tutto lo spettro elettromagnetico, compresi i raggi X.

Questa immagine a raggi X scattata dal satellite Chandra mostra il più giovane residuo di Supernova nella galassia della Via Lattea chiamato Cassiopea A. Si trova ad una distanza di circa 13.000 anni luce e se non fosse stata avvolta da un denso bozzolo di polvere, quando la massiccia stella esplose, sarebbe stata facilmente visibile dagli osservatori poco più di tre secoli fa. Oltre ad essere una sorgente luminosa di raggi X, Cassiopea A è la più brillante sorgente radio nel cielo a parte il Sole. Il materiale espulso dalla stella nell’esplosione (in questa immagine visto come rosso e verde) viene riscaldato a circa dieci milioni di gradi. Il guscio di espansione (blu) si sta muovendo verso l’esterno a sedici milioni di km/h e si trova alla temperatura ancora più elevata di trenta milioni di gradi. Quando questo guscio urta il gas interstellare circostante, crea un’onda d’urto che riscalda il gas a questi valori elevati. Si ritiene che queste regioni d’urto siano uno dei siti in cui le particelle cosmiche vengono accelerate a velocità prossime a quella della luce.

Nel prossimo articolo continueremo la nostra chiacchierata sui raggi X e i diversi oggetti nell’Universo che li emettono.

Finalmente il James Webb Space Telescope (da qui in poi JWST) sta viaggiando a 1.7567 km/s verso il punto d’inserimento nell’orbita L2, dove una volta terminate le operazioni di dispiegamento delle sue componenti, potrà iniziare la sua missione esplorativa. Iniziamo a capire perchè si posizionerà nell’orbita L2.

Il punto L2

L’obiettivo principale è posizionare il telescopio in modo tale che il suo moto non venga disturbato dall’attrazione gravitazionale di altri corpi celesti: quando un satellite viene lanciato in orbita nello Spazio, si ritrova a subire l’attrazione di qualsiasi oggetto dotato di massa, principalmente dai pianeti vicini e dal Sole, che ne disturbano la traiettoria modificandola in modo considerevole. L2 è il nome dato ad un punto speciale che si trova sulla retta che passa per il centro del Sole e per il centro della Terra. Posizionandosi in L2, JWST verrà certamente attratto sia dalla Terra che dal Sole, ma nessuna delle due attrazioni combinate lo farà avvicinare, perché a quella distanza il telescopio avrà una velocità sufficiente da permettergli di mantenere un orbita “circolare” grazie all’effetto della forza centrifuga.

L’aggettivo circolare è volutamente virgolettato perché in realtà l’orbita in questione non è propriamente una circonferenza e non potrebbe esserlo, perché c’è una complessa interazione tra i tre corpi. Per la precisione, l’orbita che il JWST percorrerà è detta orbita Halo, un’orbita che non giace su di un piano, ma che è tridimensionale ed è formata da molte piccole dune, che porteranno il telescopio ad oscillare proprio attorno a questo punto, mentre percorre l’orbita.

Calcolare il punto rientra nel cosiddetto “problema dei tre corpi” (nel nostro caso Sole – Terra – JWST), un problema di meccanica orbitale risolto con successo dal matematico Joseph-louis Lagrange nel XVIII secolo, i cui risultati sono tutt’ora utilizzati. Il problema, in sostanza, recita: “E’ possibile trovare una configurazione per cui tre corpi possano orbitare l’uno attorno all’altro rimanendo sempre nella stessa posizione relativa tra loro?”.
La soluzione di questo problema permise di identificare 5 punti nello spazio nei quali è possibile posizionare un satellite bilanciando l’attrazione gravitazionale del Sole, chiamati “Punti di Lagrange“.

Di tutti e 5 i punti, L2 è il più vantaggioso: è lontano dal Sole, e da quella posizione il telescopio è orientato in direzione opposta (di spalle) evitando che la luce nell’infrarosso emessa dalla nostra stella possa investirlo. Il JWST è un telescopio che opera nell’infrarosso, dunque è di vitale importanza che le sue osservazioni non vengano disturbate da una così potente fonte di radiazioni infrarosse quale è il Sole. Il suo scudo servirà proprio a proteggere la strumentazione dalla luce solare e dalle alte temperature cui sarà soggetta. Basti pensare che le superfici del telescopio rivolte verso il Sole raggiungeranno una temperatura di 85°C, mentre quelle esposte in direzione di osservazione raggiungeranno circa i -233°C. Uno scudo decisamente protettivo. E affinché sia sempre così efficace, è importante che il Sole resti sempre alle spalle del JWST, ovvero nella stessa posizione relativa. Anche in questo caso l’aggettivo “relativa” è virgolettato, perché lo spazio, essendo isotropo, non ha nessuna direzione privilegiata.

La scienza del JWST

JWST fornirà osservazioni all’avanguardia che approfondiranno i misteri dei primi oggetti che si sono formati nell’universo primordiale, dalla formazione delle galassie, alla nascita di stelle e di sistemi planetari e le origini della vita stessa.

La fine dei secoli bui: prima luce e reionizzazione

La teoria e l’osservazione ci hanno fornito un’immagine semplice dell’universo primordiale. Man mano che l’universo si espandeva e si raffreddava, si formavano alcune molecole di idrogeno, che a loro volta consentivano la formazione delle prime stelle individuali. Le prime stelle si sono formate in quelle regioni che erano le più dense.

Secondo la teoria e le osservazioni della sonda Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP), l’universo si è espanso di un fattore 20, la densità media era 8000 volte maggiore di quella attuale e l’età dell’Universo era di circa 180 milioni di anni. Sempre secondo la teoria, queste prime stelle erano da 30 a 1000 volte più massicce del Sole e milioni di volte più luminose e bruciavano il loro combustibile solo per pochi milioni di anni prima di incontrare una fine violenta. Il destino di ognuna di esse poteva manifestarsi sotto forma di supernova oppure direttamente in un buco nero. Le supernove permettevano l’arricchimento del gas circostante con gli elementi chimici prodotti al loro interno e le future generazioni di stelle contenevano tutte questi elementi più pesanti i metalli. I buchi neri iniziarono invece ad ingoiare gas e altre stelle per diventare dei mini-quasar, crescendo e fondendosi per diventare gli enormi buchi neri che ora si trovano al centro di quasi tutte le galassie. La distinzione è importante, perché solo le supernove restituiscono elementi pesanti al gas che in seguito formerà la nuova generazione di stelle. Le supernove e i mini-quasar, dovrebbero essere osservabili dal JWST. Entrambi potrebbero anche essere fonti di lampi di raggi gamma e di onde gravitazionali che potrebbero essere scoperti da altri osservatori (a terra e nello spazio) e quindi osservati in seguito da JWST. A tale scopo l’astronomia multimessaggera assumerà un ruolo sempre più importante. Oltre alle supernove delle prime stelle il JWST sarà in grado di rilevare anche le prime galassie e gli ammassi stellari.

Formazione delle galassie

Le galassie sono i mattoni visibili dell’universo. La teoria e l’osservazione ci danno anche un’immagine privilegiata dell’assemblaggio delle galassie stesse. Sembra che prima si siano formati piccoli oggetti che in seguito si sono fusi tra loro per formare strutture più grandi. Questo processo si verifica ancora oggi, poiché la nostra Via Lattea si fonde con alcuni dei suoi compagni nani mentre la Galassia di Andromeda si dirige verso la Via Lattea per una futura fusione che potrebbe avvenire tra 5 miliardi di anni. Le galassie più antiche mai rilevate sono state osservate indietro nel tempo,entro il primo miliardo di anni dopo il Big Bang.

Nonostante tutto il lavoro svolto fino ad oggi, molte domande sono ancora aperte. Non sappiamo davvero come si formano le galassie, cosa controlla le loro forme, i processi di creazione stellare, come gli elementi chimici vengono generati e ridistribuiti attraverso le galassie, se i buchi neri centrali esercitano una grande influenza sulle galassie, o quali siano gli effetti di eventi violenti quando porzioni piccole e grandi si fondono attraverso le collisioni.

L’obiettivo del JWST è osservare le galassie fino ai loro primi precursori (redshift z>10) in modo da poter comprendere la loro crescita e la loro evoluzione morfologica e metallica. Per raggiungere questo obiettivo, il JWST dovrà fornire immagini spettroscopiche nella banda da 0,6 a 27 µm.

Nascita delle stelle e sistemi protoplanetari

Mentre le stelle sono un argomento classico dell’astronomia, solo in tempi recenti abbiamo iniziato a comprenderle con osservazioni dettagliate e simulazioni al computer. Cent’anni fa non sapevamo che fossero alimentate dalla fusione nucleare, e cinquant’anni fa non sapevamo che le stelle si formano continuamente. Non conosciamo ancora i dettagli di come si formano da nubi di gas e polvere, o perché la maggior parte delle stelle si formano in gruppi, o come si formano i pianeti. Inoltre, non conosciamo i dettagli di come si evolvono e liberano i metalli pesanti nello spazio per il riciclaggio in nuove generazioni di stelle e pianeti. In molti casi, queste vecchie stelle, hanno effetti importanti sulla formazione di nuove.

Le osservazioni mostrano che la maggior parte delle stelle si forma in più sistemi stellari e che molte hanno pianeti. Tuttavia, c’è poco accordo su come ciò avvenga, e la scoperta di un gran numero di pianeti massicci in orbite molto ravvicinate attorno alle loro stelle è stata molto sorprendente. Sappiamo anche che i pianeti sono comuni intorno alle stelle di tipo tardivo (più fredde e meno massicce del Sole) e che i dischi di detriti potrebbero segnalare la loro presenza.

L’obiettivo del JWST è quello di svelare la nascita e l’evoluzione iniziale delle stelle, partendo dalle protostelle avvolte dalla polvere, fino alla genesi dei sistemi planetari. Il JWST è stato concepito proprio per cercare una risposta a questi misteri grazie alla combinazione delle sue modalità di osservazione ad alta risoluzione, imaging, spettroscopia e capacità coronografiche, sommate ad un’eccellente sensibilità nel vicino e medio infrarosso.

I sistemi planetari e le origini della vita

Comprendere l’origine della Terra e la sua capacità di sostenere la vita, è un obiettivo chiave per tutta l’astronomia ed è fondamentale per il programma scientifico JWST. Le parti chiave della storia includono la comprensione della formazione di piccoli oggetti e come si combinano per formarne di più grandi, l’apprendimento di come raggiungono le loro orbite attuali, l’apprendimento di come i grandi pianeti influenzano gli altri in sistemi come il nostro e l’apprendimento della storia chimica e fisica degli oggetti piccoli e grandi che hanno formato la Terra ed hanno fornito i precursori chimici necessari per la vita. Gli oggetti freddi e la polvere nel sistema solare esterno sono la prova delle condizioni del sistema solare primordiale e sono direttamente paragonabili agli oggetti freddi ed alla polvere osservati intorno ad altre stelle.

L’obiettivo del JWST è determinare le proprietà fisiche e chimiche dei sistemi planetari ed investigare il potenziale per le origini della vita in quei sistemi. Il JWST dovrà fornire immagini nel vicino e medio infrarosso per osservare gli esopianeti.

Il tema dell’esplorazione planetaria del JWST includerà anche le osservazioni del nostro sistema solare con imaging e caratterizzazione spettroscopica di Marte e dei pianeti esterni, degli oggetti della fascia di Kuiper, i pianeti nani, lune ghiacciate e le comete.

Dov’è il JWST?

Grazie al JWST i prossimi 5-10 anni potrebbero cambiare molte delle nostre attuali teorie riguardanti le prime fasi dell’Universo, l’evoluzioni delle stelle, delle galassie e dei sistemi planetari. In attesa di queste nuove scoperte, se volete tracciare il JWST, seguitelo qui nella web page della NASA.

E per finire ecco un meeting che vede Brian Greene (noto fisico teorico) in veste di moderatore, che dialoga con gli scienziati che hanno partecipato al progetto del JWST.

“Il più grande di tutti i corpi è l’Universo stesso e sorprendentemente possiamo vedere il debole residuo della palla di fuoco incandescente del Big Bang tutt’intorno a noi”.

Cosmic Microwave Background (CMB)

Gli oggetti del fondo cosmico che brillano semplicemente come corpi neri, come le stelle, sono raramente bersagli importanti per i radiotelescopi. L’energia emessa cade drasticamente dagli infrarossi nelle microonde e nel radio. Se la sorgente ha una superficie enorme, l’uscita cumulativa totale delle onde radio può essere notevole. Il più grande di tutti i corpi è l’Universo stesso e sorprendentemente possiamo ancora oggi vedere il debole residuo del Big Bang tutto intorno a noi. Questo bagliore residuo è stato scoperto nel 1965 ed è noto come radiazione cosmica di fondo a microonde.

Questa radiazione è stata emessa da una superficie a circa 3000° K (2726,85° C) quando l’Universo aveva circa 375.000 anni e la palla di fuoco stava diventando trasparente. La radiazione di quest’epoca ora pervade tutto lo spazio e a causa dell’espansione dell’Universo negli ultimi 13,7 miliardi di anni circa, si è ora raffreddata ad una temperatura di 2,7° K (-270° C). A questa temperatura l’emissione raggiunge un picco ad una lunghezza d’onda di circa 2 mm nella parte a microonde dello spettro radio.

Come vediamo questa radiazione ora e cosa ci dice sull’Universo? Le osservazioni a questa lunghezza d’onda sono difficili da terra ma possono essere e sono state fatte. I palloni ad alta quota e i satelliti sono gli strumenti migliori e sono stati usati per produrre alcune delle misurazioni più profonde e straordinariamente precise nella storia della scienza.

Quando questo antico segnale fu scoperto da Arno Penzias e Robert Wilson (che ricevettero il Premio Nobel per la Fisica nel 1978 per la loro scoperta), essi riconobbero – dopo aver eliminato tutte le altre possibili fonti di radiazioni, inclusa una buona quantità di escrementi di piccioni nel ricevitore – che il segnale in eccesso che stavano vedendo nel loro telescopio a microonde era l’eco del Big Bang: il fondo cosmico a microonde.

Secondo la teoria del Big Bang, le temperature e le pressioni per i primi 300.000 anni dell’universo erano tali che gli atomi non potevano esistere. La materia era invece distribuita come un plasma altamente ionizzato. Il risultato è stato che le informazioni – i fotoni- dell’universo primordiale erano effettivamente intrappolate in un’inpenetrabile nebbia che, ancora oggi, ci nasconde i primordi del nostro Universo.

Con l’espansione dell’universo, tuttavia, la sua temperatura e densità scesero ad un punto in cui i nuclei atomici e gli elettroni furono in grado di combinarsi per formare atomi. Questa è conosciuta come l’epoca della ricombinazione, ed è in questo momento che i fotoni sono stati finalmente in grado di sfuggire alla nebbia dell’universo primordiale ed a viaggiare liberamente. La Radiazione cosmica di fondo è la registrazione di questi fotoni al momento della loro fuga.

la CMB è una delle prove più conclusive a favore della teoria del Big Bang. In particolare, la teoria prevede alcune caratteristiche per la radiazione residua rimasta dalla nascita dell’universo, tutte confermate dalla CMB stessa. Esse sono descritte di seguito:

La dispersione multipla dei fotoni da parte di un plasma caldo nell’universo primordiale dovrebbe portare a uno spettro di corpo nero per i fotoni una volta fuggiti all’epoca della reionizzazione. Questo è esattamente ciò che viene osservato per la CMB. La figura seguente traccia una curva teorica del corpo nero insieme ai dati CMB del satellite COBE (COsmic Background Explorer). L’accordo è talmente buono che è impossibile distinguere i dati dalla curva teorica.

I fotoni della CMB furono emessi all’epoca della ricombinazione quando l’Universo aveva una temperatura di circa 3.000 K. Tuttavia, hanno subìto uno spostamento verso il rosso a lunghezze d’onda più lunghe durante il loro viaggio di circa 13 miliardi di anni attraverso l’universo in espansione e sono ora rilevati nella regione delle microonde dello spettro elettromagnetico ad una temperatura media di 2,725 K. Questo concorda bene con ciò che la teoria del Big Bang prevede.

la CMB è incredibilmente uniforme attraverso il cielo, variando di non più di una parte su centomila. Ciò suggerisce che le regioni dell’Universo che ora sono ampiamente separate, una volta erano abbastanza vicine da comunicare tra loro al fine di equalizzare la loro temperatura. Tuttavia, questo non è possibile data la teoria standard del Big Bang, l’età dell’universo e la velocità finita della luce.

La linea rossa nella figura seguente mostra che secondo la teoria, l’Universo aveva un raggio oltre i 10^-10 metri a 10^-45 secondi dopo il Big Bang. Poiché la velocità della luce viaggia a 3×10⁸ m/s, le informazioni avrebbero potuto viaggiare solo circa 3×10^-37 metri durante questo periodo. La teoria del Big Bang rende quindi impossibile per l’intero Universo aver distribuito uniformemente la sua temperatura in questi primi tempi, poiché non tutto l’Universo era in comunicazione. Questo crea un’incongruenza nel modello cosmologico standard nota come il problema dell’orizzonte.

Per risolvere il problema dell’orizzonte, gli astronomi introdussero un periodo inflazionistico nel modello del Big Bang (regione blu della figura sopra). Questo improvviso aumento del tasso di espansione dell’Universo subito dopo il Big Bang, risolve non solo il problema dell’orizzonte, ma anche il problema della planarità. È stato quindi accettato come parte dell’attuale modello di concordanza della cosmologia.

Nel prossimo post, parleremo dei raggi X e dell’Universo alle alte energie.

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.

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.

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.

Nel prossimo post, parleremo dell’Universo agli ultravioletti.

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.

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.

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.

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.