Oltre la foto del secolo, alla ricerca dei semi…

Oggi voglio stuzzicare la vostra curiosità astronomica, parlando dell’origine dei buchi neri supermassicci esistiti ai primordi della storia cosmica.

Prima di iniziare il nostro viaggio, voglio consigliarvi la visione di un video di Alberto Bonato. Partendo dalla foto del secolo, che mostrava al mondo la prova tangibile dell’esistenza dei buchi neri, vi guida con una narrativa ed uno stile divulgativo molto semplice ed efficace alla comprensione di uno dei fenomeni più esotici dell’Universo. Il video lo potete vedere qui.

Here we go! Immaginiamo l’universo neonato. La maggior parte degli scienziati ritiene che lo spazio e il tempo abbiano avuto origine con il big bang. Da quell’inizio caldo e denso il cosmo si espanse e si raffreddò, ma ci volle un po’ prima che stelle e galassie iniziassero a popolare il cielo. Fu solo 380.000 anni circa dopo il big bang che gli atomi poterono rimanere coesi e riempire l’universo, per lo più di idrogeno. Quando il cosmo raggiunse un’età di alcune centinaia di milioni di anni, questo gas si radunò a formare le prime stelle, che costituirono ammassi che si riunirono in galassie, la più antica delle quali apparve 400 milioni di anni dopo la nascita dell’universo. Si è scoperto che, sorprendentemente, anche un’altra classe di oggetti astronomici cominciò ad apparire in quel periodo: i quasar.

I quasar sono oggetti estremamente luminosi alimentati da gas che cade in buchi neri supermassicci. Sono tra gli oggetti più brillanti dell’universo, visibili fino ai confini più remoti dello spazio. I quasar più distanti sono anche i più antichi, e quelli più vecchi in assoluto rappresentano un mistero. Per essere visibili a distanze incredibili, questi quasar devono essere alimentati da buchi neri con circa un miliardo di volte la massa del Sole. Le teorie sulla formazione e la crescita dei buchi neri prevedono che un buco nero abbastanza grande da alimentare questi quasar non si sarebbe potuto formare in meno di un miliardo di anni.

L'accecante luminosità dei quasar | by Michele Diodati | Spazio Tempo Luce  Energia

Nel 2001, tuttavia, con la Sloan Digital Sky Survey, gli astronomi hanno iniziato a rilevare quasar ancora più vecchi. Ad oggi il quasar più antico e più lontano conosciuto, P172+18, distante 13 miliardi di anni luce, esisteva appena 780 milioni di anni dopo il big bang. In altre parole, non sembra che ci sia stato abbastanza tempo nella storia dell’universo affinché si formassero quasar come questo.

Molti astronomi ritengono che i primi buchi neri, i cosiddetti semi di buchi neri, siano i resti delle prime stelle, i cadaveri rimasti dopo che le stelle sono esplose in supernove. La massa di questi resti stellari, però, non dovrebbe essere più grande di poche centinaia di masse solari. È difficile immaginare uno scenario in cui i buchi neri che alimentano i primi quasar siano cresciuti a partire da semi così piccoli.

Questi semi invece, si sarebbero formati direttamente dal gas. Vengono denominati buchi neri a collasso diretto (direct-collapse black hole, DCBH). Nell’ambiente giusto, questi buchi neri potrebbero essere nati con 104 o 105 masse solari poche centinaia di milioni di anni dopo il big bang. Con questo vantaggio iniziale, avrebbero potuto facilmente arrivare a 109 o 1010 masse solari, producendo in questo modo gli antichi quasar che rendono perplessi gli astronomi da quasi due decenni.

I semi

I buchi neri sono oggetti astronomici enigmatici, aree in cui la gravità è così immensa che ha deformato lo spazio-tempo al punto che nemmeno la luce ne può sfuggire. Solo con la scoperta dei quasar, che permettono agli astronomi di vedere la luce emessa dalla materia che cade nei buchi neri, abbiamo avuto la prova che si trattava di oggetti reali e non solo di curiosità matematiche previste dalla teoria generale della relatività di Albert Einstein. Si ritiene che la maggior parte dei buchi neri si formi quando stelle di massa molto elevata – quelle con più di dieci volte la massa del Sole – esauriscono il loro combustibile nucleare e iniziano a raffreddarsi e quindi a contrarsi. Alla fine la gravità prevale e la stella collassa, scatenando un’esplosione catastrofica, cioè una supernova, e lasciandosi dietro un buco nero.

Si presume che la maggior parte dei buchi neri che alimentano i primi quasar si fossero formati in questo modo. Potrebbero essere nati dalla scomparsa delle prime stelle dell’universo che riteniamo si siano formate quando il gas primordiale si raffreddò e si frammentò, circa 200 milioni di anni dopo il big bang. Queste stelle avevano probabilmente massa maggiore delle stelle nate in seguito nel cosmo, il che significa che avrebbero potuto lasciarsi dietro buchi neri pesanti anche diverse centinaia di masse solari. Inoltre è probabile che queste stelle si siano formate in ammassi densi, e quindi i buchi neri creati dalle loro morti si sarebbero fusi insieme, generando buchi neri di varie migliaia di masse solari. Anche buchi neri così grandi, però, sono ancora lontani dalla massa necessaria per alimentare gli antichi quasar.

Come si alimenta un buco nero?

La nostra conoscenza attuale della fisica suggerisce che esista una velocità di alimentazione ottimale, nota come limite di Eddington, a cui i buchi neri acquisiscono massa nel modo più efficiente. Un buco nero che si alimenta alla velocità di Eddington crescerebbe esponenzialmente, raddoppiando la massa ogni 107 anni circa. Per giungere a 109 masse solari, un seme di buco nero di dieci masse solari dovrebbe inghiottire stelle e gas ininterrottamente alla velocità di Eddington per un miliardo di anni. È difficile spiegare come un’intera popolazione di buchi neri possa nutrirsi continuamente in modo così efficiente. Anzi, se i primi quasar fossero derivati da semi di buco nero, avrebbero dovuto alimentarsi ancora più velocemente della velocità di Eddington.

Superare questo tasso è teoricamente possibile in circostanze speciali, in ambienti densi e ricchi di gas, e queste condizioni potrebbero essere state disponibili nell’universo delle origini, ma non sarebbero state comuni e sarebbero state di breve durata. Inoltre, una crescita eccezionalmente rapida può in realtà provocare un “soffocamento” in cui le radiazioni emesse potrebbero alterare e persino bloccare l’afflusso di massa al buco nero, fermandone la crescita. Date queste restrizioni, sembra che un’alimentazione eccessiva possa spiegare alcuni quasar anomali, ma non l’esistenza dell’intera popolazione osservata, a meno che quello che sappiamo attualmente sul limite di Eddington e del processo di alimentazione del buco nero, sia errato.

Queste argomentazioni rientrano in una più ampia rivoluzione della nostra capacità di studiare e comprendere tutte le masse dei buchi neri. Quando nel 2015 il Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO) ha rilevato per la prima volta le onde gravitazionali, per esempio, si è riusciti a trovarne la sorgente in due buchi neri in collisione di 36 e 29 masse solari, i cugini leggeri dei buchi neri supermassicci che alimentano i quasar. Il progetto continua a rilevare onde provenienti da eventi simili, fornendo nuovi, incredibili dettagli su ciò che accade quando questi buchi neri si scontrano e deformano lo spazio-tempo che li circonda.

Il prossimo futuro ha in serbo molte rivelazioni: quello che sappiamo dei buchi neri sta per cambiare per sempre.

L’universo nel radio e… III parte

“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.

File:WMAP image of the CMB anisotropy.jpg - Wikimedia Commons
Questa immagine, proveniente dai dati raccolti in nove anni da WMAP , mostra le fluttuazioni di temperatura (±200µK) al momento del disaccoppiamento, 13.77 miliardi di anni fa. Queste fluttuazioni corrispondono alle disomogeneità della densità dalle quali sono cresciute le galassie.

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.

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I dati di COBE corrispondono alla curva teorica del corpo nero in modo che sia impossibile distinguere i dati dalla curva.

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.

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Il modello Big Bang da solo non può tenere conto della temperatura uniforme della CMB. Un periodo di inflazione è anche necessario in modo che le regioni dell’universo primordiale siano abbastanza vicine da pareggiare termicamente le loro temperature.

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’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.

 

I colori delle stelle…

La parte visibile dello spettro elettromagnetico è la base di partenza per l’osservazione del mondo che ci circonda. E’ qui che l’uomo ha iniziato molte migliaia di anni addietro a volgere lo sguardo al cielo ad occhio nudo, osservando le meraviglie cosmiche. Ancora oggi resta il punto di riferimento per le ricerche che vengono svolte in tutte le restanti bande dello spettro stesso. La banda visibile ospita la maggior parte delle stelle e sebbene molti scienziati ed ingegneri stiamo trovando modi ingegnosi per sfruttare le altre bande, restano ancora molti segreti da svelare nel visibile.

Nebulosa della Tarantola

Prima delle osservazioni radio fatte negli anni 30, gli scienziati non erano nemmeno a conoscenza dell’Universo nascosto oltre il limite del visibile. Per molti anni esisteva tra gli astronomi una specie di miopia che li portava ad essere definiti come gli sciovinisti della luce visibile. Comunque la componente visibile dello spettro è ricca di informazioni perchè le sue lunghezze d’onda sono visibili naturalmente grazie ai processi di evoluzione naturale che hanno forgiato le connessioni tra i nostri occhi e la luce solare. I nostri occhi sono biologicamente sintonizzati per essere sensibili la dove il sole è più brillante.

Dettaglio della banda visibile

Sebbene la banda visibile sia la più piccola tra le bande spettrali, abbiamo familiarità con le sue diverse componenti. Le conosciamo con i nomi dei colori che i nostri occhi riescono a percepire.

Componenti della banda visibile

Guardando il cielo notturno è possibile ma non facile distinguere i diversi colori delle stelle. Aldebaran, l’occhio del toro è di colore rosso, Rigel, il piede destro di Orione è blu.

Lo standard delle sette classi spettrali delle stelle contempla i colori che vanno dal blu al rosso. I colori sono pastello e non molto saturi.

Aldebaran è classificata come stella ti tipo K

Rigel è classificata come stella di tipo B

Le stelle sono sfere gassose che irradiano in un modo caratteristico che è frutto della loro temperatura vicino alla superficie. Questa peculiarità viene descritta dalla radiazione di corpo nero.

Il 14 dicembre del 1900, durante un incontro organizzato dalla Società di Fisica Tedesca, Max Planck presentò un saggio su “La teoria della distribuzione dell’energia in uno spettro normale”. Questo scritto, che all’inizio non ricevette particolari attenzioni, prefigurava, in realtà, una rivoluzione nel campo della fisica, segnando la nascita della meccanica quantistica.
Le osservazioni di Planck traggono origine dallo studio delle proprietà della radiazione termica, cioè della radiazione emessa ed assorbita da un corpo in virtù della propria temperatura; più precisamente, lo scienziato tedesco studiò la radiazione emessa da un particolare tipo di corpo, il cosiddetto “corpo nero”, che emette una radiazione con uno spettro di carattere universale, mentre, in generale, lo spettro dipende dalla composizione del corpo in questione.
Un corpo si dice “nero” quando assorbe tutta la radiazione incidente su di esso; il nome è sicuramente appropriato perchè tali oggetti non riflettono la luce ed appaiono di colore nero quando la temperatura è sufficientemente bassa per impedire che brillino di luce propria.

Il Sole ha una temperatura superficiale di circa 5500°C e il suo colore è piuttosto simile a quello di un corpo nero di 5500°C. Vi sono però piccole differenze che sorgono a causa di una varietà di processi derivanti dalla composizione chimica specifica della nostra stella. Pochi oggetti nell’universo si irradiano come un corpo nero ideale.

Il Sole osservato alla lunghezza d’onda dell’idrogeno alfa.

Spettro della radiazione solare.

Se cerchiamo di stampare il colore della temperatura di corpo nero del Sole (al netto dei problemi tecnici di stampa e dal punto di bianco scelto nella carta) esso assomiglierebbe ad un rosa pesca, diversamente dal bianco o dal giallo che vedremmo se scioccamente volessimo fissare il Sole ad occhio nudo senza utilizzare dei filtri solari.

Se i nostri occhi non fossero accecati dalla sua luce intensa, il colore del Sole apparirebbe leggermente color rosa pesca come mostrato in questo rettangolo.

Il colore di una stella dipende dalla sua temperatura, che determina la lunghezza d’onda del picco del suo spettro, secondo la legge di Wien.

Solamente pochi tipi di stelle hanno temperature del corpo nero che raggiungono il picco nell’intervallo del visibile, tuttavia la gran parte della luce proveniente da tutte le stelle risulta visibile ai nostri occhi.

Il fatto che il picco della stella cada nello spettro del visibile, significa che le osservazioni della luce visibile sono efficaci nel distinguere le stelle di diverse temperature ed altre proprietà come le dimensioni e la composizione chimica.

Poniamoci ora una domanda affascinante: perchè non vediamo nel cielo e nelle fotografie stelle di colore verde?

Poichè le curve del corpo nero sono relativamente ampie, l’emissione rientra in un range di colori che si fondono con il colore rappresentato dal picco della curva e la diluiscono. Una stella calda, ad esempio, avrà uno spettro di corpo nero che ha un picco nel blu ed avrà un aspetto bluastro. Una stella relativamente fredda avrà uno spettro di corpo nero che raggiunge il rosso ed apparirà rossastro. Il verde giace in una banda schiacciata tra il blu ed il rosso, quindi una stella con una temperatura intermedia avrà il suo picco nel verde, ma non apparirà verde. La sua emissione si estenderà fino ad includere sia i colori blu, sia i colori rossi, che si fonderanno e faranno apparire la stella biancastra. Se volete ripassare come si formano i colori, potete leggere il mio post “Il nostro è un universo di luce“.

Come mostrato nel mio precedente post “Lo spettro“, le linee spettrali sono impresse nella luce proveniente da stelle e/o galassie e sono una vera miniera d’oro d’informazioni per i ricercatori. Molte delle linee spettrali più importanti per gli atomi e le molecole si trovano nella banda del visibile e sono diventate strumenti efficaci per gli astronomi, che le usano per comprendere la fisica degli oggetti celesti.

L’energia che alla fine si traduce nell’emissione di luce proveniente dagli strati esterni delle stelle, nasce da processi di fusione nucleare che si verificano in profondità nel nucleo ad altissime temperature. Come in una bomba all’idrogeno, è qui che la massa viene convertita in energia secondo la famosa equazione di Einstein E=mc2, poichè l’idrogeno e l’elio vengono gradualmente trasformati in elementi più pesanti. L’energia rilasciata nelle profondità del nucleo stellare non sfugge dalla superficie molto rapidamente, ci vogliono circa dieci milioni di anni perchè qualsiasi cambiamento nel nucleo sia evidente sulla superficie. Ed è proprio sulla superficie che i diversi elementi chimici imprimono le loro sigle sulla luce che fuoriesce, permettendo agli astronomi di mappare la struttura stellare e la sorprendente capacità compositiva che era completamente sconosciuta fino alla metà del diciannovesimo secolo.

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Questa straordinaria immagine mostra uno spettro ad alta risoluzione della luce del nostro Sole disseminato di linee d’assorbimento. Ciascuna è un’impronta digitale di un particolare processo atomico o molecolare. Lo spettro è stato ottenuto attraverso il telescopio solare presso il Kitt Peak National Observatory in Arizona. Lo spettro rilevato copre la gamma di luce visibile da 400 nm nel blu sino a 700 nm nel rosso. Lo spettro è stato diviso in molte strisce separate che sono impilate una sull’altra come mostrato nell’immagine. La parte rossa piuttosto ampia e scura in alto è dovuta all’idrogeno mentre le linee gialle sono prodotte dal sodio.

Osservatori spaziali… 2° parte.

Continuiamo oggi la nostra chiacchierata sugli osservatori spaziali. Essi sono costituiti da una serie di componenti elettronici e meccanici progettati per supportare le estreme condizioni che affronteranno durante le fasi del lancio e durante il ciclo di vita nello spazio. Forti vibrazioni, sbalzi di temperatura, radiazioni, sono alcuni dei fattori da tenere in considerazioni durante la progettazione della componentistica di un osservatorio spaziale. Oltre alla qualità dei materiali utilizzati, la ridondanza di ogni componenti rappresenta un punto di forza per garantire l’alta affidabilità del sistema.

Come sono realizzati?

La maggior parte degli osservatori spaziali sono molto simili a quelli terrestri, con alcune differenze fondamentali. Sebbene siano simili a piccole città autonome nello spazio, un satellite da ricerca è composto da una serie di componenti. Lo specchio primario, il tubo del telescopio, i rilevatori, le batterie, i pannelli solari, gli apparati di comunicazione, i computers, gli strumenti di navigazione e centinaia o migliaia di sensori.

Lo specchio principale

Rappresenta una caratteristica comune per la grande maggioranza degli osservatori spaziali. Non è l’ingrandimento il fattore predominante quanto l’ampiezza dell’area di raccolta della luce. Maggiore è la superficie, più luce sarà catturata permettendo in tal modo l’osservazione degli oggetti più deboli. Inoltre più un satellite da ricerca si allontana dallo spettro del visibile per le proprie osservazioni, maggiore sarà il grado di specializzazione dello specchio e delle strutture a corredo.

Quando osserviamo la luce visibile, si utilizzano specchi normali e la luce giunge su di essi quasi perpendicolare 90°. Diversamente i raggi X avendo energie considerevoli attraverserebbero semplicemente lo specchio singolo quindi si utilizzano specchi cilindrici nidificati in modo che il raggio arrivi con un angolo d’incidenza pari a mezzo grado quindi viene leggermente deviato dalla serie di specchi. Alla fine della sua corsa viene messo a fuoco dai rilevatori posti in fondo al tubo che dev’essere abbastanza lungo. Un satellite per la ricerca dei raggi gamma non può utilizzare uno specchio e il fascio di particelle deve colpire direttamente il rilevatore (a volte denominato maschera codificata) in modo da costruire correttamente l’immagine desiderata.

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Coded mask per la rilevazione dei raggi gamma

Il tubo del telescopio

Lo scopo principale del tubo è quello di proteggere lo specchio e i rilevatori dalla luce indesiderata e di stabilizzare l’osservatorio. Le enormi e violente escursioni di temperatura nello spazio fanno letteralmente “respirare” il telescopio, contraendolo quando è freddo ed espandendolo quando è caldo. Per gli strumenti ad alta precisione, spesso posizionati con nanometrica accuratezza, può essere un problema. E’ necessario quindi provvedere di volta in volta alla messa a fuoco del telescopio a causa delle continue escursioni termiche. Per questo motivo, più risulterà solido il tubo, minore sarà il “respiro” del telescopio. Ma questa solidità porterà inevitabilmente all’aumento del peso complessivo dell’osservatorio e ai costi di progettazione e costruzione. Un ingegnere aerospaziale deve essere uno spietato imballatore! E’ estremamente costoso costruire e lanciare satelliti (circa 100.000€ per chilogrammo) così ogni componente dev’essere accuratamente misurato e pesato per non incappare in costi proibitivi che hanno sempre e comunque ripercussioni a livello pubblico.

I rilevatori

Sono componenti su cui gli astronomi ripongono molta fiducia. E’ qui che la luce viene raccolta e convertita in segnali elettrici. Essi sono gli occhi del telescopio. La fisica di questi sensori dipende dalla lunghezza d’onda che devono intercettare. Ad esempio per telescopi che lavorano nel visibile lo standard di riferimento è il CCD (Charge Coupled Device).

Celle solari e batterie

La fonte di energia principale che alimenta un telescopio spaziale è il Sole, attraverso l’utilizzo di pannelli solari che convertono la luce solare in elettricità che viene immagazzinata in batterie che verranno utilizzate durante la fase in cui il satellite attraversa l’ombra della Terra.

Apparati di comunicazione

Le antenne paraboliche sono utilizzate abitualmente per le comunicazioni con la Terra.  A volte e specialmente nel caso del telescopio Hubble, vengono utilizzati dei satelliti per telecomunicazioni allo scopo di reinstradare la comunicazione verso la base terrestre.

Computers

Gli elaboratori di bordo sono usati per organizzare e processare i dati raccolti durante le fasi osservative. Come per gli altri componenti a bordo dell’osservatorio spaziale anche i computers risultano nel tempo superati dalle nuove generazioni. Ad esempio il telescopio Hubble utilizza il processore Intel 80486 introdotto sul mercato alla fine degli anni ottanta.

Controlli di navigazione e puntamento

L’orientamento e la posizione di un satellite per la ricerca devono essere sempre conosciute in modo esatto. In molti casi una gerarchia di sistemi viene utilizzata per controllare l’orientamento del satellite. Nel caso del telescopio Hubble la cui stabilizzazione avviene in un range di pochi millisecondi d’arco, il sistema include un sensore solare, un magnetometro, un tracciatore di stelle, un giroscopio e degli interferometri ottici necessari alle operazioni di pointing del telescopio.

Sensori

Centinaia e a volte migliaia di sensori, aggiornano costantemente gli ingegneri sullo stato di salute e funzionamento di tutti gli apparati a bordo dell’osservatorio spaziale. La misurazione della temperatura, della corrente, e della pressione sono alcune delle variabili d’ambiente e non tracciate dai sensori.

WMAP Wilkinson Microwave Anisotropy Probe

Spitzer Space Telescope

Hipparcos

SOHO

CHANDRA