N.19 - 28 Luglio 2004
Le nuove "luci" dell'Universo
(Raffaele Battaglia)

Per millenni gli uomini hanno contemplato il cielo mediante l'unica risorsa con la quale era possibile captare, in modo distinto, la radiazione elettromagnetica proveniente dallo spazio: la vista. Nonostante ciò, le scoperte e le intuizioni degli astronomi del passato hanno condotto verso una concezione dell'Universo molto vicina a quella raggiunta da noi oggi, grazie a tecnologie d'avanguardia. Tutto ciò è straordinario, soprattutto se pensiamo come gli uomini abbiano ottenuto così tanto con le "sole" informazioni provenienti dalla banda visibile! Soltanto una piccola percentuale di fotoni provenienti dallo spazio possiede, infatti, frequenze proprie di questa banda e per questa ragione è percepibile dalla retina.

Le ragioni della sensibilità dell'occhio umano alla radiazione visibile sono, ovviamente, di carattere strettamente evolutivo e condizionate, dunque, dall'ambiente nel quale ci siamo sviluppati. Il Sole presenta il suo picco di emissione proprio in questa banda di frequenze e la maggior parte degli esseri viventi, a partire dall'uomo, ha conseguentemente "imparato" a sfruttare al meglio la vista, adeguandone le capacità alla radiazione luminosa predominante, nella quale siamo da sempre immersi. Lo sfruttamento ottimale delle risorse percettive è risultato, dunque, un vantaggio competitivo nella lotta alla sopravvivenza. D'altro canto, l'atmosfera della Terra ha protetto le forme di vita in essa presenti dalla pericolosità delle radiazioni più energetiche, impedendo a una buona parte dei fotoni di raggiungere la superficie. La nostra atmosfera, infatti, presenta soltanto alcune "finestre" di frequenza attraverso le quali le onde elettromagnetiche possono giungere fino al livello del mare.

Le "finestre" dell'atmosfera
Se consideriamo lo "sbarramento" provocato dall'atmosfera e il fatto che gli strumenti a nostra disposizione non siano stati sufficientemente avanzati se non in questi ultimi decenni, si comprende come nel passato fosse praticamente impossibile accedere a tutta la mole di informazioni che giungeva comunque da ogni parte dell'Universo. Non è un caso, inoltre, che le prime misure in altre bande di frequenza, prima della conquista dello spazio, si siano avute proprio nell'infrarosso e nella banda radio, le uniche, oltre quella visibile, per le quali fosse possibile ricevere fotoni sulla superficie terrestre.

Con il finire del XIX secolo, le scoperte della fisica, della chimica e delle scienze in generale, hanno dato grande impulso al processo di sviluppo di nuove tecnologie. Nel 1800, Sir William Herschel, allo scopo di comprendere come l'energia della radiazione luminosa solare si distribuisse nei vari colori, scompose la luce bianca del Sole, ripetendo l'esperimento fatto da Newton con il prisma, e misurò la temperatura di ciascun colore dello spettro. Sir Herschel notò che ponendo il termometro al di là del colore rosso, dove non vi era più alcuna luce visibile, si verificava comunque un incremento di temperatura, che testimoniava la presenza di un trasporto di energia. Fu proprio William Herschel a battezzare quei raggi invisibili con il nome di raggi "infrarossi". Fatta eccezione, però, per un tentativo di rilevamento della radiazione infrarossa emessa dalla Luna, avvenuta intorno alla metà del XIX secolo, per più di un secolo dalla scoperta di Herschel le capacità tecniche degli astronomi rimasero ben al di sotto della soglia di sensibilità necessaria per la "cattura" delle radiazioni elettromagnetiche, invisibili all'occhio umano, provenienti dallo spazio.

La prima scoperta di segnali radio, extraterrestri, che giungevano dal centro della nostra galassia, avvenne per caso agli inizi degli anni trenta del secolo scorso, grazie al lavoro di Karl Jansky [vedi articolo "Breve storia della radioastronomia"].

Tale scoperta diede l'impulso necessario ad accendere in taluni scienziati l'interesse verso ciò che di nuovo si stava prospettando. Lo sviluppo di strumenti di nuova concezione che ne scaturì ha, così, definitivamente aperto la via a ciò che possiamo oggi definire la "nuova Astronomia". Da allora siamo stati testimoni di una vera e propria rivoluzione scientifica, che ha avuto il suo culmine nella conquista dello spazio. Il superamento della barriera naturale costituita dall'atmosfera ci ha dato, infatti, la possibilità di osservare l'Universo da una posizione "privilegiata", dalla quale tutti i fotoni, provenienti da ogni direzione dello spazio, potevano essere finalmente captati senza alcun impedimento.

Ma come è possibile ottenere informazioni utili, "semplicemente" studiando la radiazione elettromagnetica?

Le frequenze alle quali osserviamo i diversi fenomeni dell'Universo dipendono dalla natura dei processi fisici che sono alla base dei meccanismi di emissione della radiazione. Per esempio, osservare il cielo a diverse frequenze implica osservarlo a diverse temperature. Ogni corpo che abbia una temperatura superiore allo zero assoluto, come ad esempio il nostro Sole o anche un semplice cubetto di ghiaccio, emette una certa quantità di energia, dovuta principalmente all'agitazione termica degli atomi che lo costituiscono. Si parla in questo caso di "emissione termica". Tale meccanismo di emissione può essere descritto utilizzando un oggetto ideale, detto "corpo nero". In un corpo nero, la mutua interazione fra gli atomi delle pareti conduce l'oggetto a una situazione di equilibrio, definito come "equilibrio termico". All'equilibrio termico, l'insieme di tutti gli atomi presenta una distribuzione continua di energia, caratterizzata da un andamento ben definito, regolato dalla famosa "legge di Planck". Grazie a questa legge si deduce che un corpo nero, a una data temperatura, emette intorno a un valore massimo di energia, al quale corrisponde un determinato valore di frequenza.

L'emissione di un corpo nero
In altre parole, se un oggetto è caldo come il nostro Sole, emetterà principalmente intorno alle frequenze caratteristiche del giallo. Se invece è più freddo, il massimo dell'emissione si avrà a una frequenza più bassa e il colore predominante sarà il rosso. Nel caso di stelle molto più calde del Sole, il massimo dell'emissione nel visibile cadrà nei colori vicini al blu. Grazie al colore delle stelle possiamo, dunque, dedurre informazioni sulla temperatura della loro fotosfera e comprendere come questa possa avere valori estremamente differenti a seconda dell'oggetto da cui viene emessa.

Gli astronomi hanno dimostrato che i valori di temperatura e luminosità che caratterizzano ogni stella seguono un caratteristico andamento "colore - luminosità intrinseca", detto diagramma di Hertzsprung-Russell. Mediante questo diagramma è stato possibile ricostruire la storia evolutiva delle stelle, il ciclo cioè che, da un'informe massa iniziale di idrogeno, porta le stelle a divenire delle fornaci nucleari, all'interno delle quali vengono sintetizzati gli elementi chimici, a partire dall'idrogeno. Alla fine di questo ciclo evolutivo, molte stelle restituiranno allo spazio cosmico i materiali processati al loro interno, arricchendolo di elementi essenziali anche per la formazione della vita.

Il diagramma HR
Scomponendo la radiazione visibile proveniente dalle stelle nelle sue componenti, grazie alle "righe di assorbimento" presenti nello spettro, possiamo ricavare informazioni sugli elementi presenti negli strati più esterni della stella o su quelli presenti nel mezzo interstellare che eventualmente si frappone tra noi e la stella, possiamo determinare la velocità di allontanamento o avvicinamento della stella, e molto altro ancora. Si può comprendere, quindi, quanto le onde elettromagnetiche siano ricche di informazioni e come l'accesso alla "nuova Astronomia" possa essere intesa, in tal senso, come una vera e propria rivoluzione scientifica. Quanto descritto, infatti, è in linea di principio applicabile a tutte le frequenze dello spettro elettromagnetico. Oggetti, la cui temperatura è di poche centinaia di gradi, emetteranno a frequenze più basse di quelle corrispondenti al colore rosso, manifestandosi nell'infrarosso o nella banda radio. Viceversa, oggetti caratterizzati da temperature molto elevate emetteranno alle alte frequenze, nell'ultravioletto, in banda X e gamma. Dall'astronomia infrarossa a quella radio, dalle misure X a quelle gamma, le scoperte che sono seguite hanno rivelato realtà estremamente diverse tra loro, mostrando oggetti straordinari e fenomeni del tutto nuovi, alcuni dei quali hanno addirittura confermato teorie proposte in tempi antecedenti alle scoperte.

Non necessariamente, però, l'emissione a una certa frequenza è legata alla temperatura degli oggetti emittenti, nel modo in cui abbiamo visto per l'emissione termica. Proprio come avviene per la fosforescenza, infatti, vi sono fenomeni nell'Universo i cui meccanismi di emissione non seguono la "legge di Planck". Basti pensare alla "radiazione di sincrotrone" prodotta dal moto elicoidale degli elettroni relativistici in un campo magnetico, o all'"effetto Compton inverso", mediante il quale elettroni ad alta energia cedono parte di questa ai fotoni con i quali interagiscono. (È il caso degli elettroni presenti nel plasma degli ammassi di galassie che, in seguito all'"effetto Compton", ingenerano una distorsione nello spettro termico della "radiazione cosmica di fondo" che attraversa il gas intergalattico.)

Ma come possiamo distinguere la natura dell'"emissione termica" da quella "non termica" ed evitare, così, di commettere possibili errori di interpretazione?

Ogni emissione generata da un processo fisico possiede un'impronta caratteristica e riconoscibile. Quando si osservano sorgenti "non termiche" la radiazione emessa è in genere fortemente polarizzata e lo spettro presenta una forma completamente diversa da quella tipica di corpo nero. Grazie all'avvento della "nuova Astronomia" non soltanto oggi conosciamo il modo in cui le stelle evolvono, ma ne abbiamo addirittura "fotografato" alcuni dei possibili "epiloghi". Le misure fatte da Jocelyn Bell nella banda radio [vedi articolo "I misteriosi figli della gravitÓ"], hanno, infatti, messo in evidenza l'esistenza di oggetti dalle caratteristiche incredibili, soltanto teorizzati in passato: le stelle di neutroni. Grazie alla possibilità di poter discernere fra sorgenti termiche e non termiche si è compreso come l'emissione delle stelle di neutroni sia provocata dall'accelerazione di particelle immerse nel campo magnetico di tali oggetti. E questo è solo uno dei tanti esempi!

In sostanza, ogni frequenza mette in luce differenti aspetti dell'Universo. Nella banda radio possiamo osservare la "radiazione cosmica di fondo", le nubi molecolari, o l'emissione di sincrotrone, grazie alla quale prendono "forma" i campi magnetici che circondano le galassie. Possiamo finalmente "perforare" la cortina di nubi di gas e polvere, interposta fra noi e il centro della nostra Galassia, e osservare intense emissioni di radiazione non termica, che indicano la probabile presenza di un enorme buco nero nel cuore della Via Lattea. Se, inoltre, osserviamo intorno alla lunghezza d'onda di 21 cm possiamo rivelare la presenza dell'idrogeno neutro. Dall'altro lato, il cielo ultravioletto appare ricco delle stelle più calde, mentre con l'astronomia X e gamma possiamo osservare gli oggetti e i fenomeni più energetici del cosmo.

La Via Lattea a varie frequenze
La scoperta, da parte dei satelliti X, di immense masse di gas caldo, presenti all'interno degli ammassi di galassie, ci ha finalmente fatto comprendere come sia possibile per le galassie restare legate insieme gravitazionalmente in modo stabile. Le osservazioni gamma ci hanno mostrato, infine, eventi improvvisi e misteriosi, noti come "gamma ray bursts", uno dei grandi misteri irrisolti dell'astronomia moderna.

Quanto fin qui descritto mostra, dunque, come l'evoluzione tecnologica di questi ultimi anni abbia portato alla costruzione di strumenti "dedicati", sempre più sofisticati, grazie ai quali tante nuove meraviglie sono state svelate. L'accesso all'intero spettro delle onde elettromagnetiche ha fornito una visione più completa, che ci aiuterà a chiarire e perfezionare l'attuale quadro di conoscenze sull'Universo.
E c'è ancora molto di più!

L'ammasso Abell 1835





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