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.

Image result for telescopio raggi gamma coded mask
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

 

Osservatori spaziali… 1° parte.

Gli osservatori astronomici nello spazio hanno rivoluzionato la nostra conoscenza dell’Universo. Sono uno dei molti tipi di satelliti lanciati dall’inizio dell’era spaziale dedicati ad una grande varietà di applicazioni tra cui l’osservazione della Terra, la comunicazione, la radiodiffusione e la navigazione, sino ad arrivare a stazioni spaziali completamente abitabili. Gli osservatori spaziali danno accesso a porzioni dello spettro elettromagnetico che non è visibile dal suolo terrestre e forniscono una vista indisturbata del cielo stellato e dello spazio inter galattico. Sono strumenti particolarmente costosi , ma sono imbattibili nella ricerca dei fotoni sfuggenti provenienti dall’universo nascosto. 

NASA/ESA Hubble Space Telescope in orbita a 600 Km dalla Terra.

L’era spaziale ha avuto inizio con il lancio dello Sputnik da parte dell’Unione Sovietica nel 1957. Cinque anni dopo, nel 1962, la NASA ha lanciato la prima versione di un satellite per la ricerca astronomica denominato OSO-1. Da quei primi passi, più di cento differenti osservatori astronomici sono stati messi in orbita ed hanno contribuito nel tempo a fornire nuove informazioni in molte aree di ricerca in astronomia, in astrofisica e cosmologia.

La maggior parte dei satelliti astronomici sono nell’orbita terrestre ma, per alcuni scopi, ci sono vantaggi nella scelta di orbite particolari. Alcuni strumenti sensibili (sensori, circuiti elettronici, sonde, etc…) influenzati ad esempio, dalle linee di forza del campo magnetico terrestre, potrebbero avere dei problemi di funzionamento. Altri veicoli spaziali devono mantenersi lontano dal calore irradiato nello spazio dal nostro pianeta.

Vi sono poi alcuni strumenti come ad esempio i palloni ad alta quota come BOOMeranG o SOFIA che si trovano a metà strada tra il suolo terrestre e lo spazio. Possono essere utilizzati per condurre esperimenti che altrimenti a terra risulterebbero vani e il loro costo di realizzazione e messa in orbita risulta considerevolmente inferiore rispetto agli osservatori spaziali. 

Immagine di alcuni osservatori spaziali e la loro finestra di funzionamento nello spettro elettromagnetico.

Come accennato in precedenza, ci sono diversi motivi convincenti per lanciare i telescopi nello spazio, il più importante è la fuga dall’assorbimento e dalla turbolenza associata all’atmosfera. Inoltre il punto di vista elevato dà accesso alla luce che non è visibile dal suolo terrestre e fornisce una vista indisturbata del cielo stellato e dello spazio profondo.

Ma cosa ostacola lo sviluppo degli osservatori spaziali? I cosiddetti “costi astronomici” sono un fattore, ma anche i tempi lunghi associati allo sviluppo e alla realizzazione di questi dispositivi complessi, oltre al rischio che vengano persi e/o distrutti durante il viaggio dalla Terra allo spazio. Non dimentichiamo anche l’aspetto legato ai costi di manutenzione ed aggiornamento degli strumenti di bordo. Come vedete sono variabili da considerarsi significative nella scelta di investire denaro pubblico e/o privato per finalità scientifiche. Sulla Terra è più facile eseguire l’aggiornamento alla tecnologia più recente e costruire telescopi più grandi in grado di raccogliere più luce. In generale, gli osservatori spaziali e i telescopi a terra sono complementari, ma con importanti sinergie tra loro ed è per questo motivo che i team di ricerca utilizzano frequentemente strumenti terrestri e spaziali per indagare su un particolare fenomeno.

L’affidabilità è un’altra componente che occorre tenere presente quando si realizza un osservatorio spaziale. Quando viene impiegato in una missione che può durare anni o addirittura decenni, l’affidabilità dei singoli componenti è il primo pensiero dei progettisti. Ad eccezione di Hubble, che è stato aggiornato e riparato da equipaggi dello Space Shuttle, la maggior parte degli altri osservatori spaziali diventano inaccessibili dopo il lancio.

Tutte le meccaniche e l’elettronica devono essere accuratamente testate per garantire che possano sopportare le dure condizioni che si verificano durante e dopo il lancio. Vibrazioni, alterazioni di temperatura elevate e un ambiente di radiazioni ostili sono tutti fattori da prendere in considerazione oltre ad utilizzare componenti di alta qualità, ridondati ove possibile per garantire l’alta affidabilità.

Di solito ci vogliono anni per portare a termine la realizzazione di un osservatorio spaziale. E nel frattempo, i progressi tecnologici obbligano a continue revisioni ed implementazioni della componentistica per disporre delle innovazioni più recenti prima che il progetto stesso venga “congelato” in attesa del lancio. Oltre a queste considerazioni, alcuni veicoli spaziali si basano sull’uso continuo di carburante o di altri materiali di consumo quali liquidi refrigeranti liquidi o solidi che, in ultima analisi, limitano la loro durata utile.

Nel prossimo post, andremo nel cuore di questi osservatori…

I telescopi moderni…

Lo sviluppo tecnologico dei telescopi ha subito una vorticosa accelerazione grazie allo sviluppo dei computers e dell’elettronica avanzata. L’ingegno profuso per superare il problema del seeing (vedi post precedente) e l’abbattimento dei gap esistenti nell’assorbimento atmosferico, sono veramente sorprendenti. I telescopi di oggi sono il frutto dell’intelletto e dell’ingegno dell’uomo e in mezzo a tutta questa tecnologia riaffiora ancora in noi il ricordo di quel semplice tubo con due lenti che Galileo puntò con successo verso i cieli oltre quattrocento anni fa. Per evitare banalizzazioni di genere i diversi telescopi di terra sono stati suddivisi in sette categorie.

  • Telescopi classici riflettori
  • Telescopi solari
  • Telescopi submillimetrici
  • Radio Telescopi
  • Telescopi per il rilevamento dei raggi cosmici
  • Telescopi per il rilevamento dei neutrini
  • Telescopi per il rilevamento delle onde gravitazionali

Per alcuni di questi strumenti il nome telescopio sembra essere inappropriato. Ma vediamo ora una piccola panoramica dei diversi tipi di telescopi nelle immagini seguenti.

 

Very Large Telescope: Sistema di 4 telescopi ottico/infrarosso con gli specchi primari da 8.2 m di diametro. Costruito e gestito dall’ESO è situato 2635 m s.l.m. sul Cerro Paranal nel deserto di Atacama in Cile. I quattro telescopi possono utilizzare la tecnica interferometrica anche grazie all’utilizzo dei quattro telescopi ausiliari da 1.8 m di diametro.

 

Telescopi Keck: Osservatorio formato da due telescopi aventi entrambi lo specchio primario di 10 m di diametro composto da 36 specchi esagonali. Possono lavorare assieme utilizzando la tecnica interferometrica. Sono situati a 4145 m s.l.m. sulla sommità del monte Mauna Kea alle Hawaii.

 

Telescopio Subaru: Osservatorio della società astronomica nazionale del Giappone, ubicato sul monte Mauna Kea alle Hawaii. Lo specchio primario è da 8.2 m.

 

Osservatorio Gemini: E’ formato da due telescopi da 8.1 m di diametro, situati il primo sul monte Mauna Kea alle Hawaii ed il secondo sul Cerro Pachon in Cile.

 

Telescopio solare svedese: Telescopio solare da 1 m di diametro in cima al monte Roque de Los Muchachos a La Palma alle Canarie. E’ il secondo rifrattore al mondo come dimensioni ed utilizza un tubo a vuoto per ottenere immagini nitide del Sole con l’ausilio dell’ottica adattiva.

 

James Clerk Maxwell Observatory: E’ un telescopio submillimetrico situato sul monte Mauna Kea alle Hawaii. E’ il più grande al mondo nel suo genere e viene utilizzato per studiare il sistema solare, le polveri e i gas interstellari e le galassie lontane.

 

Parkes Observatory: E’ un radio telescopio orientabile del diametro di 64 m vicino alla città di Parkes nel distretto del new south wales in Australia. Parti delle immagini televisive dell’allunaggio dell’Apollo 11 viste in tutto il globo sono state affidate a questo telescopio. Dobbiamo inoltre ad esso la scoperta nel 1963 del primo Quasar.

 

Very Large Array: E’ formato da 27 antenne indipendenti ognuna del diametro di 25 m. Le antenne sono posizionate lungo tre braccia a forma di Y ognuno della lunghezza di 21 Km e sfruttano al meglio la tecnica interferometrica. Sono situate nella piana di San Augustin in Messico.

 

MAGIC Telescope: Ha un diametro di 17 m e rileva la radiazione gamma. E’ ubicato nell’Osservatorio del Roque de Los Muchachos a La Palma nelle Isole Canarie a 2200 m s.l.m.

 

Pierre Auger Observatory: E’ una cisterna da 1600 litri d’acqua distribuita su un’area di circa 3000 Km quadrati su di una griglia triangolare nella Pampa Amarilla in Argentina. Rileva le particelle ad alta energia generate dai raggi cosmici a contatto con l’atmosfera terrestre. E’ affiancato da rilevatori ottici in grado di misurare la fluorescenza dell’azoto atmosferico quando viene attraversato dalle particelle energetiche.

Come avete visto per alcuni il termine telescopio è quasi fuori luogo. Ma ognuno di essi nel proprio raggio d’azione è a pieno diritto definibile come tale. Nel prossimo post parleremo dei telescopi spaziali.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Ostacoli atmosferici…

I telescopi terrestri devono fare i conti con la turbolenza della nostra atmosfera. Anche nelle località prescelte per le migliori condizioni osservative, l’atmosfera è completamente o parzialmente opaca in un ampio tratto dello spettro elettromagnetico.

L’opacità dell’atmosfera terrestre.

Dai raggi gamma ad alta energia, passando attraverso la banda X ed al vicino ultravioletto a circa 300 nm di lunghezza d’onda, l’atmosfera assorbe totalmente la radiazione e gli astronomi sono completamente ciechi da terra. La banda del visibile è relativamente trasparente (in particolare nei siti posti ad elevate altitudini) e vi sono alcune finestre nell’infrarosso che si estendono sino a lunghezze d’onda di circa 20 µm. Proseguendo lungo il continuum dello spettro, troviamo un’area che copre il lontano infrarosso sino a lunghezze d’onda di appena 1 mm, dove la radiazione è tutta assorbita ad eccezione di alcune finestre dove l’atmosfera è sufficientemente trasparente. Nella parte dello spettro chiamata millimetrica e sub-millimetrica, il principale responsabile dell’assorbimento è l’acqua. Per questo motivo si cercano luoghi particolarmente secchi ed elevati come ad esempio l’altopiano Chajanator posto a 5000 mt s.l.m. nel deserto nord del Cile ove sono presenti le antenne dell’osservatorio ALMA dell’ESO. Per le lunghezze d’onda radio lunghe partendo da circa 1 cm in su, l’atmosfera è molto trasparente, sebbene quando le condizioni non siano ottimali, è ancora in grado di distorcere le immagini radio. Infine la Ionosfera terrestre blocca completamente le lunghezze d’onda dai 20 mt in su. Così come assorbe la luce, l’atmosfera terrestre irradia quest’ultima durante la notte quando non è illuminata dal Sole. Nel vicino infrarosso certe molecole di gas, in particolare la combinazione di un singolo atomo di idrogeno ed uno di ossigeno (chiamata radicale ossidrile OH) rendono il cielo leggermente brillante mentre nel lontano infrarosso l’atmosfera è brillante semplicemente a causa dell’emissione della radiazione di calore.

Oltre all’assorbimento atmosferico, che blocca o riduce la radiazione proveniente dallo spazio, dobbiamo fare i conti anche con la turbolenza (molto familiare ai viaggiatori d’aereo) che piega la luce attraverso diverse angolazioni che cambiano continuamente con il tempo e con la posizione nel cielo. Questo fenomeno atmosferico vieni chiamato dagli astronomi seeing. La qualità del seeing (conosciuta come risoluzione) limita seriamente la quantità dei dettagli che possiamo rilevare attraverso i telescopi terrestri durante le osservazioni degli oggetti celesti (stelle, galassie, etc…). Per ovviare a questo inconveniente i moderni telescopi terrestri sono dotati di dispositivi ad alta velocità che possono misurare e correggere le aberrazioni atmosferiche. Questa tecnica prende il nome di Ottica Adattiva e sotto certe condizioni sfrutta molte delle capacità intrinseche dei moderni telescopi per offrire immagini sempre più nitide e dettagliate.

L’ottica adattiva al lavoro al VLT.

La misurazione dei continui cambiamenti atmosferici necessaria a calcolare il fattore di correzione da applicare, ha bisogno di utilizzare una stella di riferimento abbastanza luminosa. Il telescopio proietta un raggio laser nel cielo in modo da creare una stella artificiale nella stessa porzione di cielo ove si trova l’oggetto in fase di studio. Questa stella è il risultato della luce riflessa dagli atomi di sodio che sono sempre presenti nell’atmosfera a circa 90 Km di distanza dal suolo terrestre.

Consiglio la visione del seguente filmato magistralmente condotto da Joe Liske (Dr. J) ove vengono illustrate le tecniche e gli strumenti utilizzati dai moderni telescopi terrestri per migliorare continuamente la loro capacità risolutiva.

Dopo aver letto questo post, se qualcuno vi dirà che la nostra atmosfera è pessima e non va bene per noi, allora avrete capito di trovarvi di fronte un astronomo!

La nostra visione dalla terra…

L’astronomia è una scienza osservazionale. Tralasciando l’utilizzo delle sonde spaziali nel nostro sistema solare, non è possibile effettuare esperimenti in situ e le informazioni devono essere raccolte dai segnali luminosi provenienti dallo spazio attraverso i telescopi e misurate con l’ausilio di strumenti come camere CCD e spettrografi, che suddividono la luce nelle varie lunghezze d’onda di cui è composta per consentire uno studio più approfondito. La maggior parte dei telescopi osservano i cieli da terra, spesso dalle cime di montagne remote per minimizzare il disturbo atmosferico durante le fasi di screening degli oggetti celesti. Ma gli attuali telescopi di terra sono molto più che semplici strumenti ottici che catturano la luce proveniente dalle stelle e dalle galassie remote grazie ad enormi specchi.

Il telescopio apparve per la prima volta sulla scena nei primi anni del diciassettesimo secolo ad opera di Hans Lippershey. Il primo scienziato ad utilizzarlo per osservazioni astronomiche fu Galileo Galilei nel 1609. Fu il primo ad affermare che l’universo è scritto con il linguaggio matematico ed introdusse il metodo scientifico basato sulle annotazioni delle osservazioni, le catalogazioni e l’interpretazione dei dati raccolti. Descrisse tutti i fenomeni che potè osservare con il suo telescopio: dai crateri della luna alle lune di Giove sino ad arrivare alle macchie solari.

 

Galileo mostra al Doge di Venezia come utilizzare il telescopio.

Dopo Galileo, centinaia di osservatori sono stati costruiti in tutto il mondo e dal 1960 in poi anche nello spazio. Vi sono molti vantaggi in più osservando i cieli dallo spazio anzichè dalla terra. Ma vi sono anche degli svantaggi in termini economici per esempio e (eccezion fatta per il telescopio spaziale Hubble) l’impossibilità di provvedere alle riparazioni o aggiornamenti degli strumenti elettronici e/o ottici. Per questi motivi la ricerca sino ad oggi di siti terrestri con condizioni favorevoli alle osservazioni ha rappresentato il motivo principale per la costruzione degli attuali telescopi e per quelli che seguiranno nel prossimo futuro. Al progredire della tecnologia essi possono essere aggiornati con gli strumenti di ultima generazione. Operano principalmente nella luce visibile, nell’infrarosso e nelle lunghezze d’onda radio. Questi strumenti terrestri d’avanguardia lavorano assieme a quelli spaziali per rendere le ricerche sempre più avanzate nei vari campi dell’astronomia, dell’astrofisica e della cosmologia.

The Australian Radio Telescope Array

Nel prossimo post parleremo dei disturbi arrecati dalla nostra atmosfera durante le nostre osservazioni dei cieli.

Linee spettrali…

La rivoluzione della meccanica quantistica avvenuta agli inizi del ventesimo secolo, ha cambiato per sempre la nostra comprensione dell’universo, fornendoci meravigliosi strumenti per sondare la struttura della materia a grandi distanze. Le linee spettrali sono specifiche lunghezze d’onda della luce emesse o assorbite da qualsiasi atomo e/o molecola e possono essere paragonate a delle vere e proprie impronte digitali degli elementi. Identificando linee spettrali a noi note nelle stelle e/o galassie lontane, siamo in grado di determinare la loro composizione chimica e le proprietà fisiche come ad esempio la temperatura, la densità ed il movimento.

Uno dei principi della meccanica quantistica afferma che osservando l’universo su scala microscopica, troveremo che l’energia è composta da unità discrete o quanti. All’interno di un atomo le forze che costringono gli elettroni (aventi carica negativa) a ruotare attorno al nucleo contenente i protoni (aventi carica positiva) impongono determinate orbite legate a specifici livelli d’energia.

Livelli energetici dell’atomo

Questi livelli sono variabili e dipendono dall’elemento (quanti protoni e neutroni vi sono nel nucleo) e dal numero di elettroni orbitanti.

Nella vita quotidiana a volte recitiamo il detto “non si fa nulla a gratis” ed a livello atomico tale detto è legge! Quando un atomo assorbe energia (colpito ad esempio da un fotone), un elettrone che si trova ad orbitare ad un livello energetico basso, potrebbe fare quello che si chiama il salto quantico passando al livello energetico superiore. Al contrario, se un elettrone orbitante ad un livello energetico alto dovesse saltare ad uno più basso, emetterebbe un fotone avente la stessa quantità d’energia in modo da bilanciare la quantità energetica totale dell’atomo.

Poichè l’energia di un fotone è direttamente legata alla sua lunghezza d’onda, ogni salto quantico in un atomo e/o molecola corrisponde ad una precisa lunghezza d’onda della luce. Questa luce è nota come linea spettrale e rappresenta in modo preciso come dev’essere la lunghezza d’onda. Il termine venne coniato osservando le linee che apparvero in uno strumento chiamato spettrografo usato ancora oggi per misurare la composizione della luce.

Schema di principio di uno spettrografo

Le linee spettrali possono essere viste come linea d’emissione quando un elettrone passa da un livello energetico più alto ad uno più basso con relativa emissione di un fotone oppure come linea d’assorbimento quando un elettrone assorbe un fotone con la giusta lunghezza d’onda proveniente da una sorgente retrostante.

Fluorescenza o reimmissione è un termine comune usato per descrivere un processo in cui un fotone ad alta energia viene assorbito da un corpo che provvede alla sua trasformazione e reimmissione con valori energetici  più bassi e lunghezza d’onda maggiore.

Esempio di minerali fluorescenti che emettono luce visibile quando colpiti da luce ultravioletta.

Gli astrofisici utilizzano la loro conoscenza delle varie impronte digitali lasciate dalle linee spettrali, per identificare la composizione chimico fisica delle stelle e delle nebulose.

La bellezza dei colori di questa nebulosa è dovuta alla fluorescenza dei gas indotta dalla luce delle giovani e brillanti stelle presenti.

Nell’universo esistono altri processi esotici che creano luce, quando sono comparati con le nostre esperienze quotidiane. Ad esempio particelle come gli elettroni e i protoni che attraversano un campo magnetico si muoveranno oscillando in una forma a spirale e producendo in questo modo onde elettromagnetiche (radiazione di sincrotrone). Un altro processo esotico è la radiazione Bremsstrahlung emessa da particelle cariche quando subiscono una decelerazione. Questi processi sono particolarmente evidenti nella porzione radio dello spettro.

Produrre luce…

Il nostro universo è permeato di luce, ma da dove proviene? La radiazione elettromagnetica è formata da un sorprendente piccolo numero di fenomeni che mescolati fra loro producono il fantastico e variegato universo che osserviamo.

La luce è una serie di campi elettrici e magnetici oscillanti. Non dovrebbe sorprenderci che essa sia generata dal movimento e dalle transizioni di particelle cariche di elettricità. Se prendiamo un elettrone o un protone e lo agitiamo avanti e indietro inevitabilmente produrrà luce. Questa visione classica è resa leggermente complicata dalle leggi della meccanica quantistica, ma assieme governano i processi di base che ci aiutano ad interpretare cosa vediamo in qualsiasi parte nel nostro universo.

La maggior parte della luce nell’universo è originata da un processo curiosamente chiamato radiazione di corpo nero. Questo è lo spettro della luce che dipende dalla temperatura dell’oggetto, indipendentemente dal fatto che possa essere una roccia, una persona, una stella o l’intero universo.

L’idea alla base del principio è semplice. Immaginiamo un oggetto che assorba perfettamente ogni fotone di luce che vi cada sopra. Esso dovrebbe essere assolutamente nero e la luce non dovrebbe essere riflessa da esso. Poichè i fotoni trasportano energia il corpo si surriscalderà come se continuasse ad assorbirne altri. Il solo modo che un oggetto ha per essere in equilibrio con il suo ambiente, consiste nell’emettere una quantità di energia pari a quella ricevuta. Tale radiazione viene chiamata “radiazione di corpo nero” ed è esclusivamente una funzione della temperatura dell’oggetto stesso.

La fisica che governa questo fenomeno è conosciuta come legge di Planck. Questa radiazione ha una forma consistente modellata dalla modifica della luminosità e della lunghezza d’onda, in funzione della variazione di temperatura del corpo nero. Incrementando la temperatura del corpo nero, il picco della luminosità si sposterà verso lunghezze d’onda corte o blu. Questo effetto viene descritto dalla legge di Wien.

Il nostro Sole con una temperatura di circa 5500 °C brilla nella parte gialla dello spettro. Le stelle più calde rispetto al nostro astro, brillano nella parte ultravioletta. Anche noi umani emettiamo radiazione di corpo nero. Con una temperatura media di 37 °C risultiamo brillanti alle lunghezze d’onda dell’infrarosso, ma siamo di gran lunga troppo freddi per risplendere nello spettro del visibile.

La radiazione di corpo nero è onnipresente. E’ il bagliore del nostro Sole, l’incandescenza delle nostre lampadine, è emessa dagli esseri umani, dai pianeti e anche dalle fredde ed oscure nubi di polveri interstellari. Viene spesso descritta come radiazione termica ed è il termometro cosmico utilizzato dagli astronomi. Misurando lo spettro di un oggetto, misuriamo la sua temperatura effettiva anche se dista da noi milioni o miliardi di anni luce!

Vedere la luce invisibile…

Quando sfogliamo un album di fotografie i colori che vediamo sono una costante affidabile. Un cielo limpido sembrerà sempre blu e le foglie degli alberi saranno sempre verdi. La combinazione di rosso verde e blu, percepita dai nostri occhi, corrisponde al modo in cui la riproduciamo nei processi di stampa o nelle visualizzazioni sullo schermo. Questo processo può essere descritto e mostra i colori naturali così come vengono captati dal nostro occhio.

Ma come sappiamo l’universo di luce va ben oltre la sottile striscia del visibile. Il colore può prendere letteralmente un nuovo significato, riferendosi alle parti dello spettro invisibili ai nostri occhi, ma accessibili agli occhi della nostra tecnologia avanzata. Come possiamo mostrare le immagini della luce appartenente alle fasce invisibili?

Poichè i nostri occhi possono percepire solamente il rosso il verde ed il blu, queste sono obbligatoriamente le scelte a nostra disposizione quando cerchiamo di comporre un’immagine al di fuori dello spettro visibile. Il processo è molto semplice: si prendono le immagini provenienti dalle varie parti dello spettro e si compongono partendo dalla matrice dei tre colori fondamentali. Il risultato è un’immagine che mostra vividamente qualcosa che i nostri occhi da soli non sarebbero in grado di percepire.

In questa immagine vediamo a sinistra la galassia M51 nella banda visibile e a destra nella banda dell’infrarosso, grazie al telescopio spaziale Spitzer della NASA. Grazie ad immagini come questa si sono potute notare le sacche scure di polveri tra le braccia della spirale e studiare nel raffronto con altre immagini prese nelle altre bande la morfologia e la distribuzione dei gas e delle polveri all’interno della galassia stessa. L’immagine del telescopio Spitzer è composta da quattro colori della luce invisibile. Essa mostra l’emissione della luce da lunghezze d’onda diverse: 3.6 micron (blu), 4.5 micron (verde), 8.0 micron (rosso) e 5.8 micron (arancione).

In entrambe le immagini della galassia M51 sopra mostrate, possiamo cogliere i tre colori fondamentali che ci permettono di vederle. Ma mentre l’immagine a sinistra e a colori naturali, quella a destra è frutto di quella che viene chiamata mappatura rappresentativa dei colori. Storicamente queste immagini venivano definite a falsi colori. Ma il termine non esprime in modo corretto il meccanismo di mapping. Esso mostra le reali variazioni di colore attraverso l’intero spettro e la corrispondenza nei colori rappresentativi che possono essere percepiti dal nostro occhio.

In un universo con una moltitudine di lunghezze d’onda, i colori rappresentano un’inimmaginabile tavolozza per gli astronomi. Il rosso il verde ed il blu, possono significare cose differenti in immagini differenti, mostrandoci l’intero spettro e la bellezza esotica dell’universo stesso.

Se ci fermiamo a riflettere un momento, possiamo apprezzare ancor di più il linguaggio dei colori. Il linguaggio ci fornisce la legenda necessaria ad interpretare le differenti sfumature ed oggetti che possono emergere durante la visione di un’immagine. Conoscendo la mappatura permettiamo ai colori di fungere da guide non per appagare solamente il nostro gusto estetico ma ridestare ed accrescere la nostra curiosità scientifica. Questo trascende i limiti della nostra evoluzione biologica e della nostra esperienza, permettendoci di vedere un universo altrimenti invisibile.

Lo spettro…

Quando pensiamo allo spettro elettromagnetico, lo visualizziamo come una striscia di colori che vanno dal viola sino al rosso. Ma i colori visibili attraverso i nostri occhi sono solamente una piccola fetta dell’intero spettro elettromagnetico della luce. L’intero spettro si estende su una varietà di bande spettrali che non dobbiamo necessariamente pensare solo come semplice luce ma piuttosto come luce a differenti lunghezze d’onda. Gli scienziati suddividono l’intero spettro elettromagnetico in sette bande: radio, microonde, infrarossi, visibile, ultravioletti, raggi X ed infine raggi gamma. Queste suddivisioni sono puramente convenzionali e non sono precisamente definite dalla fisica. La natura ci fornisce uno spettro elettromagnetico continuo senza confini, ma noi umani per comodità preferiamo suddividere questo continuum in pezzi ed attribuire ad ognuno di essi un nome convenzionale.

Spettro elettromagnetico con evidenziata la banda del visibile

La lunghezza d’onda di un fotone di luce determina anche la sua energia e dove esso cadrà all’interno dello spettro. L’intero spettro si estende su una vasta gamma di lunghezze d’onda. Tipicamente le osservazioni vanno dalle centinaia di metri nella banda radio sino ad arrivare ai milionesimi di miliardesimo di metri della banda gamma (1 pm). E’ molto conveniente utilizzare differenti unità di misura delle onde all’interno delle differenti parti dello spettro. Le unità sono riportate nella tabella seguente.

unita

La banda radio viene utilizzata per le comunicazioni moderne (radio, TV, etc..) e questo chiacchierio moderno rende difficoltoso l’ascolto di deboli segnali provenienti dal cosmo.

Le microonde sono anch’esse utilizzate per le comunicazioni inclusa la telefonia mobile. Sono convenzionalmente suddivise nelle bande millimetriche e sub millimetriche. Noi gente comune conosciamo le microonde, che ci consentono di riscaldare i nostri cibi nei forni preposti. Questi sfruttano il fatto che le microonde sono altamente assorbite dall’acqua. Questa proprietà è molto importante e condiziona il nostro modo di osservare le microonde da terra oppure dallo spazio.

Gli infrarossi colmano il gap fra la luce visibile e le microonde. La luce nell’infrarosso è spesso concepita come la “radiazione di calore”. La percezione di calore che avvertiamo quando siamo accanto ad un oggetto caldo deriva dalla sua emissione di radiazione infrarossa.

La luce visibile costituisce quella fetta dello spettro elettromagnetico che possiamo osservare con i nostri occhi. E’ la banda più ristretta tra tutte ma è anche quella a noi più familiare.

La luce ultravioletta comincia oltre il blu e sulla terra è forse la più conosciuta per gli effetti abbronzanti che attribuiamo al nostro Sole.

I Raggi X sono al di là dell’ultravioletto e sono particolarmente energetici. Infatti un singolo fotone è in grado di penetrare molti materiali. Questa caratteristica è molto utile per sondare le strutture interne degli esseri viventi.

I Raggi gamma si trovano nella parte lontana dello spettro ed hanno lunghezze d’onda molto piccole. L’energia dei fotoni è talmente elevata che i suoi effetti risultano distruttivi. Possono danneggiare i circuiti elettronici e danneggiare la struttura del nostro DNA e in sufficienti quantità risultano letali. Solamente i fenomeni ad altissime energie nel nostro universo generano i raggi gamma.

Nel prossimo post vedremo la luce invisibile…

Cos’è la luce?

La comprensione di come vediamo i colori ci aiuta ad interpretare al meglio la nostra percezione della luce, ma rimane una domanda fondamentale. Cos’è la luce?

 

La luce come un’onda elettromagnetica

La natura della luce è stata oggetto di accesi dibattiti ai primordi della storia della scienza. Alla fine del XVII secolo, Christiaan Huygens sostenne la tesi che la luce aveva una natura ondulatoria. Tuttavia nei primi anni del XVIII secolo, Isaac Newton propose una teoria alternativa in cui affermava che la luce fosse composta da particelle. Questa visione divenne predominante per molto tempo.

Agli inizi del XIX secolo, gli esperimenti di Thomas Young e Augustin-Jean Fresnel dimostrarono che la luce mostra chiaramente la sua proprietà ondulatoria, producendo effetti simili alle onde che si formano sulla superficie dell’acqua. La risposta alla domanda sembrava più vicina che mai. Ma di che tipo d’onda è costituita la luce?

Nel tardo XIX secolo, James Clerk Maxwell formulò e scrisse le sue rivoluzionarie equazioni mostrando che i campi elettromagnetici ed elettrici sono due aspetti dello stesso fenomeno. La luce sembrò fosse un’onda composta dall’alternanza di campi elettrici e campi magnetici. Se siete interessati ad ammirare la bellezza e l’eleganza delle equazioni cliccate qui. Maxwell’s equations

 

Lunghezze d’onda della luce visibile

A questo punto sappiamo che la luce è un’onda elettromagnetica. La lunghezza dell’onda è la distanza tra due picchi o fra due ventri della stessa e viene comunemente indicata dalla lettera greca λ (lamba).

 

La lunghezza d’onda è la distanza tra due massimi o due minimi di una funzione periodica.

La lunghezza d’onda misurata in nanometri (miliardesimi di metro) determina il colore della luce. Lunghezze d’onda corte (400-500 nm) corrispondono ai toni blu mentre lunghezze d’onda lunghe (600-700 nm) corrispondono ai toni rossi.

Che la luce fosse un’onda elettromagnetica sembrava irrefutabile, ma la sua natura corpuscolare era li per apparire. Nei primi anni del XX secolo, Albert Einstein fu in grado di spiegare alcuni risultati confusionari frutto di esperimenti dell’effetto fotoelettrico. Effetto che ancora oggi è alla base del funzionamento delle moderne celle fotovoltaiche. Einstein mostrò che la luce possedeva entrambe le proprietà corpuscolari ed ondulatorie. Questa bizzarria è nota come dualismo onda-corpuscolo. Divenne una delle fondamenta dell’emergente meccanica quantistica e valse il premio Nobel per la fisica nel 1921 ad Einstein. Quando studiamo la luce ci riferiamo spesso alle sue proprietà ondulatorie o corpuscolari in modo indipendente le une dalle altre ma non dobbiamo dimenticare che entrambe sono una parte fondamentale della luce stessa.

Ai giorni nostri le onde elettromagnetiche sono composte da pacchetti di particelle note come fotoni. Questi pacchetti definiscono l’energia trasportata all’interno della luce. La lunghezza d’onda e l’energia di un fotone sono correlate tra loro in un rapporto di proporzionalità inversa. A lunghezze d’onda corte corrisponde una maggiore energia mentre a lunghezze d’onda lunghe corrisponde minore energia.

Un’altra peculiarità della luce è la sua velocità: essa si muove attraverso lo spazio sempre alla stessa velocità indipendentemente dalla sua lunghezza d’onda e/o energia. Viaggia a 300.000 Km/sec. Nulla nell’universo può andare più veloce.

Nel prossimo post parleremo dello spettro elettromagnetico.