L’UNIVERSO A DIVERSE FREQUENZE
1. L’occhio umano
2. Lo spettro elettromagnetico
3. Righe spettrali: cosa ci dicono?
4. L’universo a diverse frequenze
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1
1. L’OCCHIO UMANO
• Un telescopio nella testa
• Il funzionamento dell’occhio umano
• L’occhio dominante
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GLI SCOPI DELLA SERATA
Dobbiamo arrivare ad osservare l’universo a diverse lunghezze d’onda rispetto a
quelle che siamo soliti vedere, quindi occorrerà introdurre alcuni concetti:
OCCHIO UMANO e suo funzionamento di base
SPETTRO ELETTROMAGNETICO e sua analisi
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L’OCCHIO – UNA FOTOCAMERA NELLA TESTA
L’OCCHIO è un degli «oggetti» più complicati del nostro
corpo ed il suo funzionamento è sempre stato accostato
a quello di una fotocamera.
Acquisisce luce e dirige il tutto al processore, il cervello,
attraverso il nervo ottico.
Come ogni cosa, per usarlo al meglio è fondamentale
conoscerlo, almeno nei tratti essenziali.
Gli astronomi non sono oculisti, quindi ci basterà
conoscere alcune piccole nozioni in grado di facilitarci ai
nostri scopi.
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4
L’OCCHIO – UNA CCD NELLA TESTA
L’occhio umano ha una lente chiamata
CRISTALLINO, un diaframma dato dalla PUPILLA, un
sensore dato dalla RETINA e un canale di
trasmissione dato dal NERVO OTTICO.
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L’OCCHIO – IL CRISTALLINO, LA LENTE
Il CRISTALLINO è una lente convergente biconvessa che
converge i raggi luminosi sulla retina.
E’ in grado di adeguarsi per ottimizzare la propria
convessità al fine di veicolare i raggi nel modo più
efficiente possibile.
Con l’età il cristallino perde questa flessibilità e si
diventa presbiti, e per questo non si riesce più a
leggere da vicino!
Altro problema è la opacità del cristallino, nota come
cataratta
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L’OCCHIO – LA PUPILLA, IL DIAFRAMMA
La parte più anteriore, che colora i nostri occhi, è detta IRIDE e
presenta un piccolo foro centrale il cui diametro va da 2 a 8 mm,
chiamato PUPILLA.
Gli occhi chiari derivano da pigmenti in misura inferiore, quindi
questa mancanza consente alla luce di penetrare più a fondo.
Gli occhi scuri, invece, presentano più pigmenti che non fanno
passare la luce in profondità e non la riflettono.
La PUPILLA è il diaframma: allargandosi o restringendosi in base
alla luce, regola la quantità di luce che raggiunge la retina.
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L’OCCHIO – LA RETINA, LA PELLICOLA
La RETINA è la pellicola fotografica del nostro occhio ed è una
sottile membrana trasparente. Dopo aver attraversato la cornea, la
pupilla e il cristallino, i raggi vengono proiettati sulla retina ed in
particolare su una piccolissima area nota come FOVEA
CENTRALIS.
Qui, la luce viene attesa da due tipi di fotorecettori, chiamati CONI
e BASTONCELLI. Coni e Bastoncelli producono gli stimoli che
vengono poi «sommati» e trasmessi al cervello tramite il nervo
ottico.
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LA FOVEA: CONI E BASTONCELLI
I CONI sono i fotorecettori della visione DIURNA, detta
FOTOPICA. Sono poco sensibili alla luce ma sono di tre
tipi, ciascuno sensibile ad uno dei colori fondamentali
(R=red, G=green, B=blue). Vengono stimolati solo
quando la luce è di intensità notevole. Nella retina ci
sono circa 7 milioni di coni, con densità elevatissima
nella fovea.
I BASTONCELLI sono i fotorecettori che non
percepiscono i colori ma che, estremamente sensibili alla
luce, vengono saturati molto presto. Consentono in
pratica la visione notturna, quella SCOTOPICA. Nella
retina ci sono 170 milioni di bastoncelli, ma con bassa
densità nella fovea.
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VISIONI DIURNE E NOTTURNE
La visione FOTOPICA è quella in luce diurna, che vede nei
CONI gli strumenti più usati: la visione è a colori e la luce
viene spedita maggiormente sulla fovea. Il picco è nel
giallo-verdino.
La visione SCOTOPICA è quella notturna, dove lavorano
soltanto i bastoncelli e si ha una luce monocromatica, con
picco nel verde-blu. Per questo motivo si dice che i gatti, di
notte, sono tutti grigi!
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VISIONI AL TELESCOPIO
Di giorno, visto che a lavorare maggiormente sono i coni
nella fovea, un oggetto si osserva meglio fissandolo
direttamente, con VISIONE DIRETTA. Non riusciremmo a
leggere un libro se non fissassimo direttamente la riga da
leggere!
Di notte gli oggetti più deboli (astronomici, come una
galassia o un ammasso globulare) spesso si notano meglio
osservando con «la coda dell’occhio» proprio perché si
fanno lavorare maggiormente i bastoncelli, più sensibili alla
luce. Si chiama VISIONE DISTOLTA.
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QUALE OCCHIO USARE? L’OCCHIO DOMINANTE
Ognuno di noi ha un occhio dominante, che andrebbe utilizzato per l’osservazione
telescopica, quando si usa un solo occhio in pratica.
Per capire quale sia il vostro occhio dominante:
1. Fate un cerchio con indice e pollice e portatelo a circa 20 centimetri di distanza
dal vostro naso, come fosse un mirino;
2. Guardando con due occhi, ponete un oggetto ben preciso al centro del vostro
mirino;
3. Chiudete un occhio alla volta. Un occhio manterrà l’oggetto al centro, l’altro
invece lo vedrà spostato. L’OCCHIO DOMINANTE è quello che non sposta
l’oggetto.
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L’OCCHIO - ADEGUAMENTO AL BUIO
Ci vuole almeno mezz’ora per adeguare l’occhio al buio e riuscire a vedere molto più stelle di
quante non se ne vedano appena usciti di casa.
PERCHE’?
Quando ci troviamo in un posto buio il nostro occhio inizia a produrre una proteina detta
RODOSPINA, che aumenta la sensibilità dei bastoncelli e quindi della visione notturna. In un
tempo di circa mezz’ora se ne produce abbastanza da migliorare nettamente la nostra visione
scotopica.
Basta una piccola luce per far crollare il livello di rodospina ed essere costretti a ricominciare
tutto da capo.
I bastoncelli hanno la maggior sensibilità al verde, come si è detto, ed è per questo che molti
astrofili utilizzano le luci rosse per rovinare il meno possibile l’adattamento al buio!
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DOVE FINISCE IL SEGNALE VISIVO?
A questo punto, coni e bastoncelli hanno
sommato e mediato i fotogrammi.
Lo stimolo luminoso passa in carico ai neuroni,
diffusi su tutta la superficie retinica e in grado di
riunirsi nel nervo ottico, trasmettendo al cervello
uno stimolo nervoso che a livello della corteccia
posteriore determina la VISIONE.
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2. LO SPETTRO ELETTROMAGNETICO
• La radiazione
• Scomposizione della «luce»
• Frequenze, lunghezze d’onda ed elettroni
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TRA ASTRONOMIA E ASTROFISICA
Sir Isaac Newton (1642 - 1727)
Joseph Fraunhofer (1787 – 1826)
William Wollaston (1766 – 1828)
Sir William Herschel (1738 - 1822)
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Gustav Kirchhoff (1824 – 1887)
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SCOMPONIAMO LA LUCE
Sir Isaac Newton (1642 - 1727)
Newton fu il primo a capire che il prisma non «colora» la
luce bianca ma la scompone nelle sue componenti.
La luce bianca si compone dei colori dell’arcobaleno, ed il
prisma non fa altro che deviarne i vari percorsi in base ai
vari angoli di dispersione.
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SCOMPONIAMO LA LUCE
Se il prisma avesse colorato la luce,
prendendo soltanto il fascio verde
che esce dal primo prisma avremmo
ottenuto un altro fascio colorato.
Invece esce un fascio uguale a
quello che entra: verde.
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RICOMPONIAMO LA LUCE
Allo stesso modo, se l’intero fascio
iridato di luce viene fatto passare
per un altro prisma si ottiene il
processo inverso, e la luce che esce
dal secondo prisma è di nuovo
bianca perché ricombinata.
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LO SPETTRO VISIBILE…
Dal prisma quindi escono i colori che noi
riconduciamo all’arcobaleno:
-
Violetto
-
Blu
-
Azzurro
-
Verde
-
Giallo
-
Arancio
-
Rosso
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L’OCCHIO UMANO E IL SOLE
Abbiamo detto che l’occhio umano ha un picco di sensibilità nel giallo-verde: c’è un motivo?
SI CHIAMA ADATTAMENTO!
La radiazione del Sole infatti ha un picco
proprio nella zona dello spettro visibile più
favorevole all’occhio umano.
Coincidenza? Proprio no!
Se il Sole avesse avuto un picco nel rosso,
probabilmente l’occhio umano avrebbe la
migliore sensibilità proprio nel rosso!
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LA RADIAZIONE
Il fatto di dire «visibile» implica che esiste un’altra parte dello spettro che noi non riusciamo a
vedere con i nostri occhi. E le cose stanno proprio così, ma a questo punto dobbiamo
approfondire!
Se una carica elettrica si muove, emette delle onde
elettromagnetiche e la sovrapposizione di queste onde viene
detta RADIAZIONE. In pratica la radiazione indica un insieme
di fenomeni che trasportano energia nello spazio, ed un
esempio è quella che chiamiamo LUCE.
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ONDE ELETTROMAGNETICHE
Le onde elettromagnetiche sono caratterizzate da:
1. Velocità nel vuoto costante, pari a 299.792 km/s ed indicata con c
2. Frequenza: numero di lunghezze d’onda che passano in un secondo per un determinato
punto dello spazio. Si indica con f e si esprime in Hertz
3. Lunghezza d’onda è la distanza tra due punti corrispondenti di un successivo valore, ad
esempio due picchi d’onda. Si indica con λ.
Le grandezze sono legate dalla relazione:
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RADIAZIONE IN ALTRI TERMINI
La radiazione è quindi la sovrapposizione di tante sinusoidi, ognuna delle quali è un’onda
monocromatica. Ogni onda trasporta energia, e l’energia trasportata dipende dalla lunghezza.
L’energia non è trasportata con valori continui, ma è quantizzata: i «quanti» sono rappresentati dai
FOTONI.
In questi termini, l’energia di un fotone dipende dalla lunghezza d’onda: maggiore è la lunghezza
d’onda e minore è l’energia trasportata.
E=hC/λ
Con E = energia; h = costante di Planck,
C = velocità della luce. Ma visto che λ/c è pari
all’inverso della frequenza, allora l’energia
trasportata è funzione della frequenza.
Maggiore la frequenza e maggiore è l’energia
trasportata dal fotone.
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L’ATOMO: LA CASA MADRE DEL FOTONE
Un atomo è uno degli elementi più piccoli della materia ed è composto da:
NUCLEO composto da PROTONI (con carica elettrica positiva) e
NEUTRONI (con carica elettrica nulla). Il nucleo ha quindi carica elettrica
positiva;
ELETTRONI (con carica elettrica negativa).
In totale e in condizioni normali, l’atomo ha carica elettrica neutra visto che
il numero di protoni è uguale al numero di elettroni.
Il NUMERO ATOMICO è il numero di protoni nel nucleo.
Il NUMERO DI MASSA è il numero di protoni più il numero di neutroni nel nucleo.
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GLI ELETTRONI CHE SALTANO
Gli elettroni si dispongono lungo orbite ben precise che dipendono da
livelli di energia ben precisi, secondo la teoria quantistica di Planck.
Orbite più interne implicano un maggior legame dell’elettrone al
nucleo.
1. L’atomo viene investito da una radiazione o si verifica uno scontro. La radiazione in entrata
deve essere «quantizzata» a livello tale da consentire il passaggio ad un’orbita superiore
2. L’elettrone, che ora ha più energia, viene sbalzato al livello quantistico energetico superiore;
3. La situazione è instabile, e l’elettrone perde di nuovo energia tornando al punto di prima.
L’energia persa viene emessa come fotone. La sua intensità è legata al salto iniziale
dell’elettrone. L’ultima orbita raggiungibile è l’energia di ionizzazione: se l’energia in entrata
supera questo limite, l’elettrone esce del tutto dall’atomo e si parla di IONIZZAZIONE
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SPETTRO ELETTROMAGNETICO
Lo spettro elettromagnetico è l’insieme ordinato delle radiazioni emesse da un corpo, o meglio
l'insieme di radiazioni monocromatiche risultanti dalla scomposizione della luce o comunque
di un irraggiamento complesso emesso da un corpo. Ancora, l’insieme dei fotoni liberati.
A 428 MHz (700 nm) l’occhio umano vede il colore rosso, mentre a
749 MHz (400 nm) l’occhio umano vede le onde più corte
corrispondenti al colore violetto, più energetico.
Questo range è definito SPETTRO VISIBILE, ma ne esiste uno più
completo che il nostro occhio non riesce a vedere.
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BANDE DELLO SPETTRO
In base all’energia trasportata dai fotoni, e quindi alla lunghezza dell’onda elettromagnetica, si
è soliti distinguere la radiazione totale di un corpo in diverse bande.
Tipo
f
λ
Onde radio
3 GHz
10 cm
Microonde
3 GHz -300 GHz
10 cm – 1 mm
Infrarossi
300 GHz – 428 GHz
1 mm - 700 nm
Luce visibile
428 GHz – 749 GHz
700 nm - 400 nm
Ultravioletti
749 GHz – 30 PHz
400 nm – 10 nm
Raggi X
30 PHz – 30 Ehz
10 nm – 1 pm
Raggi gamma
300 EHz
1 pm
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3. RIGHE SPETTRALI: COSA CI DICONO
• Le righe di assorbimento
• Le righe di emissione
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ANALISI SPETTRALE
Non ci resta, quindi, che prendere lo luce bianca di una stella e
farla passare in un prisma per scomporla. Troveremmo sempre
spettri più o meno differenti, come quelli nell’immagine di fianco.
Nel 1841 Joseph Fraunhofer iniziò lo studio degli spettri solari
raccolti da Wollaston. Lo spettro del Sole non era un continuo di
colori, ma erano presenti circa 600 righe più scure, quasi sempre
alle stesse lunghezze d’onda.
Capella, Polluce e Procione presentavano righe simili,
mentre Sirio e Castore erano differenti.
Fraunhofer non ne capì il motivo, ma catalogò le stelle
proprio in base a queste caratteristiche spettrali.
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ANALISI SPETTRALE: I PASSI STORICI
John Herschel: nota una corrispondenza tra spettri ed elementi chimici, giungendo a capire
che ad una riga corrispondeva un elemento chimico che evidentemente faceva parte
dell’atmosfera del corpo celeste.
Anders J. Angstrom: descrive spettri di gas incandescenti e spettri di assorbimento
Jean Foucault: confronta spettri stellari e spettri di laboratorio.
Gustav Kirchhoff elabora la legge più importante:
Spettri uguali sono quindi emessi da corpi celesti che si trovano alla stessa temperatura.
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KIRCHHOFF: LO SPETTRO VIENE SVELATO
1. Un solido incandescente o un gas molto denso e caldo producono uno spettro
continuo
2. Un gas caldo a bassa densità produce uno spettro con righe brillanti di
emissione
3. Una sorgente che emetta uno spettro continuo osservato
In base alle tre leggi empiriche otteniamo tre tipologie di spettro:
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LO SPETTRO CONTINUO - 1
Un solido o un gas denso portati all'incandescenza producono una luce la cui
scomposizione porta ad un fascio continuo che va dal rosso al violetto passando per
arancione, giallo, verde e blu, noto come spettro continuo.
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LO SPETTRO CONTINUO - 2
Un concetto importante è il CORPO NERO, definito come corpo in grado di assorbire tutta la
radiazione che lo colpisce e di riemetterla tutta al fine di mantenere la propria energia in equilibrio.
In natura non esiste un oggetto simile, ma è molto utile in laboratorio perché esprime il
comportamento di un corpo che si trova ad una certa temperatura e pressione e che viene colpito
da una certa radiazione.
In base all’energia della radiazione, il corpo nero cambia colore: a 3.000 K diventa rosso, a 6.000
giallo, a 10.000 azzurro mentre intorno allo zero assoluto emette ad onde radio.
Emette uno spettro continuo ed è fondamentale per verificare le differenze di spettro con stelle che
hanno stessa temperatura e pressione ma che presentano righe spettrali.
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LO SPETTRO DI EMISSIONE
Un gas leggero portato all'incandescenza fornisce delle righe brillanti di lunghezza d'onda
specifica, note come spettro di emissione. La disposizione delle righe è caratteristica della
sostanza che le emette, quindi del gas e della sua composizione.
Le righe visibili saranno tipiche dell'elemento chimico per temperatura e pressione date, visto
che ogni riga è legata ad un salto energetico che gli elettroni di ciascun atomo eccitato dal
calore possono compiere per tornare allo stato fondamentale e determinata dalla struttura
dell'atomo stesso. L'elemento in esame, quindi, presenta righe a determinate lunghezze
d'onda, che sono le uniche consentite dai livelli energetici propri dell'elemento stesso.
In genere le righe di emissione non ricadono nello spettro visibile.
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LO SPETTRO DI ASSORBIMENTO - 1
Un gas leggero, interposto tra l'osservatore ed un solido incandescente (o un gas denso),
assorbe alcune delle radiazioni emesse da questa sorgente e per la precisione assorbe
proprio la radiazione corrispondente alla lunghezza d'onda che il gas leggero emette. Il
risultato è che invece delle righe brillanti, si notano stavolta righe scure (spettro di
assorbimento).
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LO SPETTRO DI ASSORBIMENTO - 2
Da dove vengono le righe?
1. La luce stellare attraversa l’atmosfera terrestre, quindi alcune righe sono prodotte dalle
componenti atmosferiche terrestri, ma le conosciamo bene!
2. La luce stellare attraversa la fotosfera della stella di origine, quindi le righe che non
dipendono dalla nostra atmosfera sono prodotte da componenti chimiche presenti
nell’atmosfera stellare.
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LO SPETTRO CI DICE: TEMPERATURA
L’analisi dello spettro di Sirio con curva di
radiazione indica un picco tra il verde e
l’azzurro.
Lo spettro continuo viene confrontato con lo
spettro di un corpo nero, riscaldato fino a
farlo emettere un picco di radiazione
precisamente uguale a quello di Sirio. Se ne
misura la temperatura e si verifica quindi la
temperatura di Sirio.
L’azzurro corrisponde ad una temperatura di circa 10.000 K, che guarda caso è proprio la
temperatura della stella Sirio.
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LO SPETTRO CI DICE: ABBONDANZE
Il grafico mostra cadute proprio in
corrispondenza delle righe di assorbimento.
Queste righe corrispondono, a temperatura e
pressione di Sirio, agli elementi delle prime
classi spettrali H-alfa, H-beta e H-gamma
(idrogeno).
Le righe di mercurio (Hg), sodio (Na)
dipendono dalla nostra atmosfera.
Non è semplice come sembra visto che calore e scontri ionizzano le zone più calde, mentre le stelle più
giovani sono molto calde in superficie e ionizzano il gas circostante, quindi i risultati vanno «depurati».
La cosa più difficile è calcolare le percentuali di composizione dell’atmosfera stellare.
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LO SPETTRO CI DICE: EFFETTO DOPPLER-1
L’effetto doppler, visto per la determinazione della distanza dei corpi lontani,
lo sperimentiamo ogni giorno quando una autoambulanza ci raggiunge e ci
supera o mentre guardiamo in TV le auto di F1 sfrecciare al traguardo. Il
loro rombo si fa sempre più acuto mentre si avvicinano mentre diventa più
grave quando si allontanano. In tal caso si tratta di onde sonore ma….
… per le onde elettromagnetiche è la stessa cosa. Se una
sorgente luminosa si avvicina verso di noi le onde si accorciano
mentre se si allontana le onde si allungano.
Accorciandosi, aumentano energia e tendono al colore blu per
questo si parla di blueshift. Allontanandosi, tendono al colore
rosso meno energetico, e per questo si parla di redshift.
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LO SPETTRO CI DICE: EFFETTO DOPPLER-2
Se le onde elettromagnetiche si stringono e si allargano in conseguenza del moto di un corpo
celeste, l’implicazione è che anche le righe di Fraunhofer si spostano all’interno dello spettro.
BLUSHIFT
Quando una stella si avvicina a noi, la lunghezza d’onda si accorcia, la
frequenza aumenta, l’energia dell’onda aumenta e le righe spettrali di
assorbimento vengono spostate verso i colori blu, più energetici.
REDSHIFT
Quando una stella si allontana da noi, la lunghezza d’onda si allunga, la
frequenza diminuisce, l’energia dell’onda si riduce e le righe spettrali di
assorbimento vengono spostate verso i colori rossi, meno energetici.
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SPETTRO DI UNA STELLA BINARIA
Molte stelle di sistemi binari sono state intuite ma non viste proprio grazie allo spettro della
compagna visibile. Orbitando l’una intorno all’altra, dal nostro punto di vista a volta si
avvicinano e a volte si allontanano.
Da questo movimento oscillatorio si capisce che una stella
ha una compagna.
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5. L’UNIVERSO A DIVERSE FREQUENZE
Universo a raggi gamma
•
•
•
•
•
Universo a raggi X
Universo ultravioletto
Universo infrarosso
Universo a onde radio
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L’UNIVERSO A DIVERSE FREQUENZE
La nostra atmosfera è totalmente opaca alle radiazioni di
maggior frequenza come quella gamma, X e ultravioletta, e
parzialmente opaca alla radiazione con frequenza minore e
lunghezza d'onda maggiore, come quella infrarossa, delle
microonde e quella radio.
Per l'essere umano è un bene: l'opacità alle radiazioni gamma,
X e UV ci evita problemi di salute visto che per noi sono
radiazioni alla lunga letali; l'opacità alla radiazione infrarossa
consente di trattenere sulla Terra il calore necessario alla vita,
sottoforma di effetto-serra.
Questi due motivi congiunti, quali l'esigenza di espandere le
conoscenze guardando a lunghezze d'onda diverse da quelle
visibili e l'opacità dell'atmosfera a queste radiazioni, hanno
spinto all'uso di strumentazione satellitare, tramite telescopi
orbitanti.
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L’UNIVERSO A RAGGI GAMMA
Frequenza > 300EHz ; Lunghezza onda < 1pm
Si tratta della radiazione più energetica conosciuta, assorbita
completamente dalla nostra atmosfera e quindi rintracciabile solo da altezze
superiori ai 100 chilometri.
Osservare l’universo a raggi gamma vuol dire osservare l’universo
«violento», legato agli aspetti più catastrofici: materia che cade in un buco
nero, supernovae, GRB.
I PRIMI SATELLITI
I primi studi risalgono agli anni Settanta con i satelliti SAS-2 e COS-B, che
studiarono il centro galattico e scoprirono alcune sorgenti allora ancora
ignote.
Il satellite Vela (1973) catturò il primo GRB: se i nostri occhi fossero sensibili
ai raggi gamma, vedrebbero il cielo illuminarsi totalmente per secondi o
minuti, senza capire da dove viene la luce.
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L’UNIVERSO A RAGGI GAMMA – I GRB
Con il satellite Compton Gamma Ray Observatory del 1991 si stimò un GRB al giorno e si capì
che si trattava di fenomeni extragalattici, quindi in grado di sprigionare energia pari a un miliardo
di volte l’energia emessa da tutta la galassia!
Il satellite BeppoSAX, dedicato all’italiano Giuseppe Occhialini, fu lanciato il 30/04/1996 allo
scopo di effettuare osservazioni sia gamma sia nello spettro X.
Il primo GRB osservato risale al 1997 e fu individuato nella zona periferica di una lontana
galassia a 8 miliardi di anni luce.
La zona periferica indicava una attività slegata dai buchi neri supermassivi, quindi una supernova
oppure una fusione di stelle di neutroni.
Oggi i satelliti di maggiore importanza sono SWIFT della NASA,
lanciato nel 2004, INTEGRAL dell’Esa, lanciato nel 2002 e GLAST
della NASA lanciato nel 2008
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L’UNIVERSO A RAGGI X
Molli con Lunghezza onda > 0,1nm – Duri con Lunghezza onda < 0,1nm
I raggi X molli hanno energia più bassa e sono vicini all’ultravioletto, mentre i raggi X duri sono
più energetici e più vicini ai raggi gamma.
Sono entrambi generati da elettroni atomici e non dal nucleo atomico
come i raggi gamma.
Sono assorbiti dall’atmosfera, quindi catturati solo da palloni sonda.
Sirio a raggi X
L'astronomia a raggi X ha permesso di definire le caratteristiche delle pulsar
e di indagare su forme stellari atipiche, come quelle rappresentate dalle
nane bianche, dalle stelle di neutroni, dalle supernovae e dai buchi neri.
Il primo satellite fu Uhuru nel 1070, che mappò il cielo X. Seguirono Ariel 5, HEAO-1 e HEAO-2 (Einstein), seguito da
EXOSAT.
Molte sorgenti X sono state scoperte, provenienti da corone solari o da stelle esplose o da lontane galassie.
Uno dei misteri ancora presenti è l’origine della radiazione X di fondo che si osserva a permeare l’intero universo.
I satelliti più importanti sono CHANDRA e XMM-Newton
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L’UNIVERSO A RAGGI X - 2
Gli oggetti del profondo cielo in grado di emettere a raggi X sono quindi molto vari:
1. buchi neri: la radiazione proviene dalla materia in caduta gravitazionale che spiraleggia intorno al
buco nero;
2. nane bianche di sistemi binari, che strappano materiale alla compagna il quale inizia a
spiraleggiare intorno alla nana aumentandone il disco di accrescimento;
3. stelle di neutroni di sistemi binari, con un procedimento del tutto simile ma più accentuato di quello
visto per la nana bianca;
4. ammassi di galassie, formate da galassie legate gravitazionalmente e con buco nero centrale;
5.Sole e stelle di sequenza principale, soprattutto dalla corona;
6. radiazione X di fondo.
Se osservassimo Sirio con occhi sensibili allo spettro X, non faremmo
fatica a vedere la nana compagna che invece, nell’ottico, è ridicolizzata
dalla brillantezza di Sirio-A
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L’UNIVERSO ULTRAVIOLETTO
L’universo ultravioletto è l’universo «caldo», con radiazione dai 10 nm ai 400
nm.
Solo la radiazione più vicina al blu ottico riesce a bucare l’atmosfera, per il
resto occorre salire con palloni o telescopi orbitanti.
Osservare il cielo ultravioletto ci fornisce un cielo molto meno stellato di quello
ottico, visto che le luci notturne sono «fredde»: vedremmo soltanto le stelle
che all’ottico ci appaiono azzurre e vedremmo a malapena quelle bianche.
L’ultravioletto è essenziale per lo studio del mezzo interstellare in termini di composizione, densità e
temperatura, per lo studio di stelle giovani e quindi di evoluzione stellare e galattica.
I primi satelliti sono degli anni Settanta, con OAO-2 e COPERNICUS.
Nel 1990 viene lanciato l’Hubble Space Telescope, che ha mostrato impressionanti immagini di
galassie, ha fornito seri indizi per la presenza di buchi neri al loro centro ed ha consentito di arrivare
talmente indietro nel tempo, fotografando oggetti distanti miliardi di anni luce, da mostrarci le prime
galassie del primo universo.
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L’UNIVERSO INFRAROSSO
Da 0,8 micron a 1 millimetro
Studiare l’universo infrarosso vuol dire studiarne gli aspetti più freddi. Il range di frequenze è
molto ampio e si è soliti distinguere tra infrarosso submillimetrico, infrarosso vicino, medio e
lontano.
Soltanto l’infrarosso vicino riesce a penetrare nell’atmosfera, ed anche parzialmente.
Gli oggetti celesti che emettono nell’infrarosso sono le nubi galattiche, le
giovani stelle, i pianeti in formazione. Proprio in questa banda sono
presenti le righe di assorbimento dell’acqua e dei composti organici.
Quindi, i campi di azione dello studio nell’infrarosso sono essenzialmente:
1. Processi di formazione galattica nel primo universo
2. Studio della formazione dei sistemi planetari
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L’UNIVERSO INFRAROSSO - 2
Da 0,8 micron a 1 millimetro
I satelliti storicamente interessati allo studio all’infrarosso sono :
IRAS: lanciato nel 1983 e durato dieci mesi, ha scoperto anelli di
polvere intorno a Vega e Beta Pictoris;
ISO: lanciato nel 1995 e durato due anni. Ha scoperto vapore acqueo
intorno a stelle anziane e composti del carbonio nel mezzo
interstellare.
SPITZER: è stato fondamentale per lo studio delle prime stelle dell’universo, che contengono
soltanto idrogeno ed elio.
HERSCHEL: lanciato nel 2009 insieme a Planck, studia la radiazione cosmica di fondo ed occupa il
punto di Lagrange L2. La scorta di elio del telescopio è sufficiente a farlo durare almeno tre anni.
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L’UNIVERSO RADIO
Le onde radio rappresentano la porzione dello spettro elettromagnetico le cui frequenze sono
comprese più o meno tra 0 e 300 GHz, pari ad una lunghezza che va da 1 millimetro a,
teoricamente, infinito. Lo spettro radio è talmente ampio che è suddiviso in bande.
L’atmosfera non lascia passare le onde radio, e proprio per questo è stato possibile utilizzare
le onde radio per comunicare informazioni tra punti della Terra che, a causa della curvatura
terrestre, non potevano "vedersi": ad esempio, il segnale veniva sparato in alto da Roma,
sbatteva sulla ionosfera e ricadeva verso New York.
Il difetto più grande è la necessità di ampi spazi per i radiointerferometri.
La radioastronomia, sviluppatasi dopo la Seconda Guerra mondiale, ha
consentito scoperte di nuove classi di oggetti come le AGN (quasar) ed ha
consentito anche la scoperta della radiazione cosmica di fondo.
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IL CIELO INFRAROSSO DI WISE
Marzo 2012 – primi risultati da WISE nell’infrarosso
parlano di più di mezzo miliardo di oggetti celesti tra
stelle (soprattutto nane), galassie e asteroidi.
Si tratta di oggetti molto freddi che altrimenti non
sarebbero stati mai trovati nello spettro ottico.
L’immagine mostra una nana Y, una stella mancata
dalla temperatura di appena 25° C.
La stella si chiama WISE 1828+2656
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GRB 110328A NEL DRAGO
Lo straordinario GRB di lunghissima durata
(chiamato GRB 110328A) osservato in una
galassia della costellazione del Drago,
distante circa 3,8 miliardi di anni luce da noi.
Immagine ottenuta da Chandra (X ray)
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CASSIOPEIA A VISTA NELLO SPETTRO X
Due immagini nello spettro X riprese da Einstein e da Chandra mostrano la migliorata efficienza
nella ripresa. Attraverso la comparazione delle immagini è stato possibile confrontare nel tempo la
disposizione degli elementi chimici all’interno del resto di supernova.
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M1 VISTA NELLO SPETTRO X
Due immagini nello spettro X riprese da Einstein e da Chandra mostrano la migliorata efficienza
nella ripresa.
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M31 VISTA DA WISE NELL’INFRAROSSO
L’immagine della galassia di Andromeda nell’infrarosso
mostra i dati più «freddi» di uno degli oggetti più famosi
del cielo.
Gli aspetti più freddi riguardano la formazione
planetaria e la disposizione delle nubi galattiche.
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M31 VISTA NELLO SPETTRO ULTRAVIOLETTO
Da notare il forte contrasto tra
la luminosità delle regioni
centrali e quella delle sorgenti
che delineano le braccia a
spirali. Se ne possono
identificare più di 20.000, in
corrispondenza di ammassi di
stelle giovani e massive che
emettono principalmente a
queste lunghezze d'onda. La
gran parte di esse sono
disposte in un anello di 150.000
anni luce di diametro.
(Credit: SWIFT/NASA)
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SIRIO DALL’OTTICO AI RAGGI X
SIRIO, nell’ottico, mostra la sua sola stella più brillante mentre nello spettro X è evidenziata anche la stella più
piccola e massiva del sistema binario.
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M16 A DIVERSE LUNGHEZZE
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M42 A DIVERSE LUNGHEZZE
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VIA LATTEA A DIVERSE LUNGHEZZE
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PROSSIMA SERATA 10 MAGGIO 2012
Cenni di Cosmologia
Nascita dell’universo – Espansione dell’universo – Modelli dell’universo – Radiazione cosmica di fondo –
Formazione galattica e universo a grande scala
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