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.

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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.

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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.

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.