Nuove strade e scopi della moderna astronomia

Il cielo come laboratorio 10 dicembre 20021

Nuove stradee scopi

della modernaastronomia

Piero Rafanelli


Perché lo studio dell’astronomia?

Il bello

Il mistero


Il sorgere e il tramontare quotidiano dei corpi celesti

I movimenti rispetto alle stelle di sfondo del Sole, della Luna e dei pianeti

L’invariabilità di alcune direzioni rispetto a riferimenti terrestri

Le periodicità

La misura del tempo

I movimenti


Il primo rivelatore: l’occhio

Osservazioni ad occhio nudo dagli albori della civiltà umanae con i primi telescopi dall’epoca di Galileo Galilei (1610)

In entrambi i casi l’occhio resta lo strumento usato per vedere le immagini e il disegno a mano il modo per registrarle


Curva di risposta dell’occhio umano

Diametro massimo della pupilla al buio circa 7 mm


I vantaggi della lastra fotografica

Possibilità di lunghe esposizioni

Sensibilità a intervalli spettrali non accessibili all’occhio umano (U,B,V,R,I)

Possibilità di osservare un grande campo su un unico supporto

Facile conservabilità nel tempo

Alta risoluzione spaziale

Un grosso svantaggio: la saturazione


La fotometria

La galassia M33 fotografata al telescopio da 182 cm di Asiago


La spettroscopia

Introdotta in astronomia nella seconda metà del 1800, segna l’inizio degli studi di fisica applicati ai corpi celesti.

E’ un grande progresso: dall’Astronomia Sferica, di posizione, si passa alla

moderna Astrofisica


Nasce l’Astrofisica

Classificazione spettraleInterpretazione del diagramma H-RSorgenti di energia nelle stelleBasi dell’evoluzione stellareScoperta dell’espansione dell’Universo e sua prima datazioneNascita della Cosmologia

Le conquiste del connubio fra Fisica e Astronomia


Classificazione spettrale


Il diagramma H-R


Sorgenti di energia nelle stelle (1)

Ciclo PP

Questo processo avviene nel nucleo delle stelle e l’energia liberata ad ogni ciclo è di 26,7 MeV = 4,27x10-5 erg3He

4He

2D


Sorgenti di energia nelle stelle (2)

Ciclo CNO

Ricordiamo che l’energia per fondere 1g di ghiaccio = 80 cal

1 cal = 4.2x107 erg


Evoluzione stellare

Formazione delle nane bianche

Stella a neutroni al centro della nebulosa del Granchio


Nascita e morte

Stella neonata con probabile pianeta, il primo mai “visto”

Alla ricerca di nane bianche nell’ammasso globulare M4


Edwin Hubble

La scoperta dell’espansione dell’Universo Nascita

della Cosmologia

V = H0d

H0 = 20 km/s milioni di a.l.


Il Quasar più lontanoRipreso con il telescopio giapponese Subaru, questo quasar ha redshift Z=5.5


Subaru Deep Field

Campo di galassie in cui si raggiunge la magnitudine 24.5


Il quintetto di Stephan


I limiti delle osservazioni da Terra

Trasparenza dell’atmosferaSeeingInquinamento luminoso


Le nuove strumentazionida Terra e dallo spazio

Sviluppo di nuove tecnologie


Gli specchi dei grandi telescopi


Da Galileo ai telescopi

attuali

Come e` migliorato il potere risolutivo dei telescopi ottici con lo sviluppo di nuove tecnologie e la scelta dei siti adatti


ESO Very Large Telescope (VLT)

EUROPEAN SOUTHERN OBSERVATORY (ESO)

Quattro telescopi con specchio primario di 8.2 m f/1.8 e secondario di 1.2 m


Sito del VLT

Cerro Paranal - Cile


Le nuove tecnologie (1)

OTTICA ATTIVA

Correzione della deformazione o spostamento degli specchi primario e secondario dovuti alla gravità, flessione dei tubi ecc.

Gli specchi appoggiano su sostegni che, attraverso una analisi computerizzata, imprimono la spinta necessaria a mantenerne ottimale la curvatura.

Per poter effettuare queste correzioni si è sviluppata la tecnologia degli specchi molto sottili


Le nuove tecnologie (2)OTTICA ADATTIVA

La radiazione luminosa (fronte d’onda) proveniente dagli astri viene distorta dalla turbolenza atmosferica e l’immagine risulta confusa

Con l’uso di specchi flessibili e controlli sofisticati è possibile aumentare la risoluzione correggendo il fronte d’onda e annullando l’effetto atmosferico come se si osservasse dallo spazio, ma con costi nettamente inferiori!


Ottica adattiva


Interferometria con il VLT


Interferometria

Le differenze nel percorso ottico del fascio che raggiunge i diversi telescopi vanno corrette con le linee di ritardo e sincronizzate su un unico ricevitore


Interferometria - risultati


La radioastronomia


Il futuro dei telescopi ottici da Terra


California Extremely Large Telescope (CELT)

Progetto con specchio di 30 m costituito da 1080 segmenti di 1 m ciascuno

Previsto per il 2010


OverWhelmingly Large (OWL)

Previsti 100 m di diametro, caratteristiche ancora allo studio

10 volte l’area di raccolta di tutti i telescopi mai costruiti (!)

Magnitudine limite V=38


Quale progresso?


Il telescopio spaziale Hubble (HST)

Lanciato nel 1990

Collaborazione NASA-ESA

2.4 m di diametro

Orbita quasi circolare a 600 km

Privo di disturbi atmosferici

Risoluzione 0.1 arcsec


Galassie

ESO 510-G13

M 51

NGC 1409 e 1410

HST


Stelle e nebulose

Onda d’urto attorno a LL Orionis Stelle simbiotiche

Pistol nebula con la stella forse più massiccia mai vista


PianetiAurora su Saturno

Impatti su Giove dei frammenti della cometa S/L 9 nel 1994


Alte energie

Galassia attiva Centaurus A con buco nero

Gamma Ray Burst 971214


Ricerca di pianeti extrasolari


Il futuro nello spazio

Progetto per un telescopio da 6/8 m da porre in orbita nel punto Lagrangiano L2 dell’orbita terrestre.

Sarà dedicato a James Webb, secondo amministratore della NASA e responsabile delle missioni Apollo


Le altre lunghezze d’onda: IR, X, gamma


Tutti i colori della Via Lattea


IRASLanciato nel 1986, ha osservato più del 96% del cielo in quattro bande infrarosse centrate su 12, 25, 60 e 100 micron

Costellazione del Camaleonte nell’emisfero sud, dominata dall’emissione delle polveri riscaldate dalla radiazione interstellare


ISOSatellite per l’infrarosso dell’ESA.

Lanciato nel 1995

Camera range 2,5-17 micron

SWS range 2,4 - 45,0 micron

LWS range 45 -197 micron


Missioni X presenti e future

PreciseSpectroscopy

Fe line reverberationSoft X-ray cutoffs

arcsec imaging


Confronto missioni X


Chandra

NGC 6240

Satellite X della NASA

Scoperta di due buchi neri nel nucleo di due galassie attive interagenti

Immagine ottica (HST)

Schema delle ottiche per raggi X


INTEGRALSatellite per raggi gamma dell’ESA, lanciato nel 2002

Prime immagini

Cygnus X-1


Alcuni problemi scottanti

Nascita delle stelle

Formazione ed evoluzione delle galassie (massa oscura, AGN)

Radiazione di fondo e origini dell’Universo


Big Bang e radiazione di fondo

Nei primi istanti dopo il Big Bang, la temperatura dell'Universo era stata talmente elevata da impedire la formazione di nuclei atomici stabili: i fotoni avevano un'energia media così alta da distruggere ogni possibile legame stabile fra le particelle. L'espansione dell'Universo, però, aveva portato via via a un graduale abbassamento della temperatura, fino al punto in cui l'energia dei fotoni non fu più tale da impedire la formazione di nuclei stabili, anche se era ancora sufficientemente elevata da ostacolare la formazione dei primi elementi, impedendo il legame fra gli elettroni e i protoni.

Il graduale raffreddamento dell'Universo, fino a una temperatura inferiore ai 4000 gradi sopra lo zero assoluto, aveva segnato la transizione da un'era "dominata dalla radiazione", in cui la maggior parte dell'energia era sotto forma di radiazione, a un'era "dominata dalla materia", in cui la maggior parte dell'energia era, ed è tuttora, intrappolata nella massa. A questo punto l'accoppiamento termico si era rotto e le "storie" della radiazione e della materia avevano preso due vie distinte: in altre parole, radiazione e materia si erano disaccoppiate.

L'Universo era diventato trasparente alla radiazione, cosicché i fotoni avevano iniziato a viaggiare indisturbati attraverso distanze sempre maggiori, mentre il processo di aggregazione della materia per collasso gravitazionale, non più ostacolato dall'effetto "viscoso" dovuto all'interazione con la radiazione, aveva portato pian piano alla formazione delle prime masse, e quindi delle prime stelle.


Spettro della radiazione di fondo

Nel 1948 Ralph Alpher e Robert Herman, sulla base della teoria da loro sviluppata, previdero l'esistenza di un fondo di radiazione, risalente all'epoca del disaccoppiamento tra materia e radiazione. Secondo i loro calcoli, tale radiazione,ormai rarefatta e raffreddata a causa dell'espansione dell'Universo, aveva una temperatura non superiore ai 5 gradi Kelvin, e doveva essere, in qualche modo, osservabile.

Arriviamo al 1964, anno in cui, Arno Penzias e Robert Wilson, per conto del "Bell Telephone Laboratory", utilizzano un'antenna a corno del diametro di 6 metri, allo scopo di misurare l'intensità delle onde radio provenienti dalla Via Lattea.


Fluttuazioni della radiazione di fondo scoperte dal satellite

COBE

Esistenza di piccolissime disomogeneità nella densità iniziale della materia e dell'energia presenti nell'Universo, responsabili della successiva formazione, per effetto della forza gravitazionale, dei super-ammassi e ammassi di galassie, che noi oggi osserviamo.

Nuove strade e scopi della moderna astronomia

Documents

Transcript of Nuove strade e scopi della moderna astronomia