1.

Introduzione

Radioastronomia Branca dell’astronomia che studia i corpi celesti e i fenomeni astrofisici in base all’esame della loro emissione di radiazione elettromagnetica nella banda radio dello spettro.

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Cenni storici

Il primo tentativo coronato dal successo di rivelare emissioni radio provenienti dal cielo risale al 1932, quando, nel corso di un esperimento volto a localizzare sorgenti terrestri che potevano provocare interferenze radio, l’ingegnere statunitense Karl G. Jansky dei Bell Telephone Laboratories riuscì a rivelare per la prima volta un rumore radio di fondo proveniente da una regione vicina al centro della Via Lattea. Jansky si servì di un’antenna passata alla storia con il nome di “giostra di Jansky”, funzionante alla frequenza di 20,5 MHz.

La distribuzione spaziale di questa radioemissione galattica fu determinata dall’ingegnere statunitense Grote Reber, che nel 1944 utilizzò un paraboloide di 9,5 m costruito nel giardino della sua abitazione di Wheaton, in Illinois, ritenuto la prima antenna costruita per osservazioni specifiche di radioastronomia. Dopo lunghe ricerche, Reber scoprì anche le radioemissioni del Sole.

La radioastronomia fece passi da gigante negli anni Cinquanta, grazie alle tecnologie sviluppate durante la seconda guerra mondiale nel campo delle antenne e dei ricevitori radio. Gli scienziati adattarono le tecniche alla realizzazione di diversi radiotelescopi in Australia, Gran Bretagna, Paesi Bassi, Stati Uniti e Unione Sovietica. Fu catalogato un numero sempre maggiore di radiosorgenti, molte delle quali furono poi identificate come galassie lontane.

Nel 1963 furono scoperte le sorgenti radio quasi-stellari, i quasar, che, manifestando degli spostamenti verso il rosso di ampiezza mai osservata prima, sembravano trovarsi a enormi distanze dalla Terra. Poco tempo dopo, nel 1965, i radioastronomi statunitensi Arno Penzias e Robert W. Wilson annunciarono la scoperta della radiazione cosmica di fondo a 3 K, molto importante per le teorie sull’origine e sull’evoluzione dell’universo (vedi Origine dell’universo; Cosmologia). Le pulsar, sorgenti radio caratterizzate da emissioni periodiche estremamente regolari, furono scoperte nel 1968.

Per molti anni i radioastronomi concentrarono gli studi sulle onde radio di lunghezza d’onda relativamente lunga (prossima a 1 m), per la rivelazione delle quali era facile costruire antenne e ricevitori sensibili. Quando furono sviluppate le tecnologie per costruire strumenti più grandi e precisi e ricevitori sensibili alle lunghezze d’onda più corte, furono prese in esame anche le bande inferiori al metro.

Contemporaneamente, lo sviluppo della tecnologia spaziale (vedi Esplorazione dello spazio) permise di effettuare osservazioni a grandissime lunghezze d’onda nello spazio al di sopra della ionosfera, lo strato dell’atmosfera ionizzato, che risulta quasi del tutto opaco alla radiazione di lunghezza d’onda superiore ai 20 m.

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I principi della radioastronomia

Le emissioni radio provenienti dallo spazio sono tutte di origine naturale. Fino a oggi, i tentativi di rivelare segnali prodotti da intelligenze artificiali si sono rivelati vani (vedi Esobiologia). Diversi sono i meccanismi fisici noti che producono emissioni radio.

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Tipi di emissione

Tutti i corpi emettono radiazione elettromagnetica termica, il cui spettro dipende dalla temperatura. Misurando l’emissione nella banda radio e in tutto il resto dello spettro elettromagnetico, è possibile determinare la temperatura di corpi celesti quali i pianeti del sistema solare o le nubi calde di gas ionizzato presenti nella Via Lattea. Le emissioni radio celesti, tuttavia, vengono prodotte generalmente in presenza di energie molto più intense di quelle termiche, da sistemi contenenti particelle cariche (ad esempio, elettroni) che si muovono attraverso campi magnetici (vedi anche Magnetismo).

Quando l’energia delle particelle è talmente alta che la loro velocità si avvicina a quella della luce (circa 300.000 km/s), l’emissione radio emessa da queste particelle “ultra-relativistiche” viene detta radiazione di sincrotrone, dal nome del tipo di acceleratore in cui si genera una radiazione analoga, ma di lunghezza d’onda inferiore.

La radiazione di sincrotrone e quella termica sono esempi di radiazione continua: coprono un’ampia gamma di lunghezze d’onda, che varia secondo l’intensità del campo magnetico (per la radiazione di sincrotrone) o la temperatura (per la radiazione termica). Al contrario, atomi, ioni e molecole emettono radiazione a lunghezze d’onda ben precise (emissione discreta, o a righe), caratteristiche della sostanza emettitrice e del suo stato di eccitazione.

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Radiotelescopi

Poiché le onde radio sono relativamente lunghe (variano da circa 1 mm fino a più di 1 km), i radiotelescopi devono essere molto grandi per focalizzare i segnali in arrivo e produrre immagini radio definite. Il radiotelescopio statico più grande del mondo, situato presso l’Osservatorio di Arecibo (Puerto Rico), è un paraboloide di 305 m di diametro che occupa un’ampia concavità naturale del terreno. I maggiori radiotelescopi parabolici orientabili sono antenne di diametro variabile tra i 50 e i 100 m e hanno una risoluzione di circa 1 minuto d’arco, equivalente a quella dell’occhio umano nel visibile.

Le radioonde in arrivo vengono focalizzate dalla superficie parabolica su una piccola antenna secondaria dotata di ricevitori estremamente sensibili. Questi, simili come principio ai comuni apparecchi radio, sono in grado di rivelare segnali deboli fino a 10-17 watt. Le parti critiche del ricevitore sono spesso raffreddate a temperature prossime allo zero assoluto, per ridurre il rumore che disturba qualunque strumento elettronico. Per osservare le righe spettrali vengono utilizzati particolari ricevitori che possono essere sintonizzati su oltre 1000 frequenze contemporaneamente.

Per ottenere risoluzioni migliori, equivalenti a quelle dei grandi telescopi ottici in condizioni ideali di osservazione, si utilizzano schiere di antenne collegate in modo interferometrico. Il più grande radiotelescopio di questo tipo è il Very Large Array, o VLA (letteralmente “schiera molto grande”), situato in una pianura isolata vicino a Socorro, nel New Mexico (USA).

Il VLA comprende un totale di 27 antenne paraboliche, ciascuna di 25 m di diametro, che possono muoversi su rotaie lungo tre piste rettilinee di 21 km ciascuna, disposte a formare una gigantesca lettera Y. Ogni antenna dispone di un proprio ricevitore, che raccoglie il segnale e lo invia a un centro di elaborazione dove viene combinato con quelli provenienti dalle altre antenne per formare un’immagine ad alta risoluzione, secondo una tecnica detta “apertura di sintesi”. Il VLA può assumere quattro configurazioni, che dipendono dalla disposizione delle antenne lungo i bracci. La configurazione più “larga”, in cui le antenne sono distanziate al massimo, permette di raggiungere una risoluzione di 0,04 secondi d’arco. La configurazione più “stretta”, con tutte le antenne dislocate nel raggio di 1 km, serve per ottenere immagini con minore risoluzione, ma con un campo di vista più ampio.

Risoluzioni ancora migliori si possono ottenere se le singole antenne si trovano a migliaia di chilometri l’una dall’altra. Con distanze così grandi diventa improponibile inviare direttamente i segnali raccolti da ciascuna antenna a un punto comune; in questo caso, allora, ogni antenna registra i dati su un nastro che viene spedito a un osservatorio e analizzato insieme agli altri, secondo una tecnica detta “interferometria a lunghissima base” (VLBI, Very Long Baseline Interferometry). Per sincronizzare i segnali provenienti dalle diverse antenne sono necessari particolari orologi, detti “a maser di idrogeno”, la cui precisione è di un secondo su un milione di anni.

La VLBI permette di raggiungere una risoluzione di un centomillesimo di secondo d’arco, vale a dire 5000 volte migliore di quella del telescopio spaziale Hubble. Grazie alla sensibilità dell’interferometria alla variazione di distanza tra le antenne, la VLBI ha fornito anche una prova diretta della teoria della tettonica a zolle. Confrontando i dati relativi a venticinque anni di osservazioni è stato possibile mettere in evidenza i piccoli spostamenti relativi delle placche in cui è suddivisa la superficie terrestre (dell’ordine di qualche centimetro all’anno).

Il più recente esempio di un radiotelescopio di questo tipo è composto da quattro sistemi di antenne situate rispettivamente in Arizona, Cile, Finlandia e Spagna; i segnali rilevati dai quattro osservatori vengono sincronizzati mediante orologi atomici ed elaborati da un supercomputer. Lo straordinario radiotelescopio, realizzato dall’Osservatorio Haystack del Massachusetts Institute of Technology (MIT), verrà impiegato principalmente per determinare l’origine delle gigantesche, per ora inspiegabili emissioni di energia provenienti da alcune galassie.

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Radiosorgenti

Molte sorgenti radio localizzate sono state individuate nel sistema solare, nella nostra galassia e anche al di fuori di essa.

1.

Radioastronomia del sistema solare

Il Sole è la sorgente radio più intensa del cielo. La sua emissione termica non corrisponde alla sua temperatura superficiale, che è di “soli” 6000 °C, ma al milione di gradi centigradi della sua atmosfera esterna, otticamente invisibile. Oltre all’emissione termica, il Sole manifesta intense e improvvise attività emissive in banda radio durante i periodi di massima intensità del ciclo delle macchie. Queste repentine tempeste radio, in cui l’intensità di emissione può aumentare anche di un milione nell’arco di un’ora, sono spesso associate a eruzioni visibili sulla superficie solare.

L’unica altra sorgente naturale di emissione radio non termica presente nel sistema solare è il pianeta Giove. A lunghezze d’onda dell’ordine dei 30 m, esso mostra intensi flussi di radiazione provenienti da regioni relativamente piccole, la cui intensità sembra essere influenzata dalla posizione del satellite Io. Inoltre, Giove è circondato da fasce analoghe alle fasce di Van Allen del campo magnetico terrestre, ma molto più grandi, che emettono nella banda delle onde radio a una lunghezza d’onda minore di 1 m.

Sono state osservate emissioni di radiazione termica anche dalla superficie o dall’atmosfera di tutti gli altri pianeti del sistema solare. Dall’analisi di queste emissioni è stato possibile ricavare informazioni sulle condizioni climatiche dei pianeti.

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Sorgenti radio galattiche

La Galassia (il termine, scritto con l’iniziale maiuscola, si riferisce sempre alla nostra galassia, la Via Lattea) emette onde radio sotto forma di radiazione di sincrotrone, a causa del moto degli elettroni dei raggi cosmici nel debole campo magnetico galattico. Vista dalla Terra, la radiazione di sincrotrone costituisce il cosiddetto “fondo di emissione radio galattico”, diverso dalla radiazione cosmica di fondo per origine e caratteristiche spettrali.

All’interno della nostra galassia, oltre a questo fondo diffuso, esistono anche parecchie sorgenti radio localizzate, tra cui i resti di supernova, le radiostelle, le nebulose a emissione, le nubi molecolari e le pulsar.

Un resto di supernova è costituito dalla nube di gas che rimane dopo l’esplosione di una stella di grande massa. Gli elettroni relativistici (dotati di velocità prossime a quella della luce), prodotti nell’esplosione, vengono catturati dal campo magnetico che avvolge il luogo dell’esplosione e costretti a spiraleggiare intorno alle linee del campo magnetico, emettendo radiazione per migliaia di anni. Tra le radiostelle (stelle sorgenti di onde radio), una classe a parte è quella di alcuni sistemi binari, che emettono onde radio quando si verifica un trasferimento di massa da una componente all’altra. Le radiostelle sono spesso anche sorgenti di raggi X.

Nubi di idrogeno ionizzato (dette regioni H II) localizzate nei bracci a spirale della Galassia costituiscono anch’esse sorgenti di emissioni radio. Generalmente di forma sferica, risultano spesso associate a stelle in formazione.

Nubi di idrogeno neutro (dette regioni H I) possono essere rilevate invece grazie all’osservazione di una tipica riga di emissione alla lunghezza d’onda di 21 cm. L’osservazione della disposizione spaziale delle regioni H I permise la prima identificazione dei bracci a spirale della Galassia, che non sono facilmente osservabili alle lunghezze d’onda ottiche. Altre linee spettrali derivano dalle transizioni vibrazionali e rotazionali di molecole come il vapor d’acqua (H₂O), l’ammoniaca (NH₃), il metanolo (formaldeide, HCHO) e il monossido di carbonio (CO) presenti nello spazio interstellare.

Sono più di cinquanta i tipi di molecole osservate nello spazio interstellare, alcune delle quali organiche. In alcune nubi interstellari, dette nubi molecolari, le linee radio delle molecole sono inusualmente intense a causa dell’effetto maser (amplificazione delle microonde per emissione stimolata di radiazione).

L’intensità di gran parte delle radiosorgenti cosmiche è costante, o varia solo lentamente nel tempo. Fanno eccezione le pulsar, che emettono radiazione in impulsi ciclici molto brevi e intensi. Queste, benché scoperte per la loro intensa pulsazione in banda radio, possono essere anche sorgenti ottiche e di raggi X. Attualmente si ritiene che le pulsar non siano altro che stelle di neutroni in rapida rotazione, dotate di un campo magnetico molto intenso.

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Radiogalassie

Probabilmente la maggior parte delle galassie emette radioonde a un tasso simile a quello della nostra Via Lattea (circa 1032 W). Nel caso delle cosiddette radiogalassie, però, l’emissione radio è fino a 100 milioni di volte più intensa. La maggior parte dell’energia emessa sotto forma di onde radio non si produce in realtà all’interno delle galassie vere e proprie, ma in nubi di gas ionizzato ed estremamente caldo (detto plasma), situate a centinaia di migliaia, o anche milioni, di anni luce dalla galassia genitrice. Tali gigantesche nubi radio possono avere dimensioni pari a cento volte quelle della galassia genitrice, raggiungendo l’ampiezza di interi ammassi di galassie.

Per generare le emissioni tipiche di queste galassie è necessaria una notevole quantità di energia. L’origine di questa energia e il modo in cui viene convertita in emissione radio costituiscono uno dei maggiori problemi dell’astrofisica fin dalla scoperta delle radiogalassie.

Le immagini dettagliate delle radiogalassie, ottenibili con radiotelescopi ad alta risoluzione come il VLA o con la tecnica VLBI, mostrano spesso un evidente getto di materia che connette una sorgente radio intensa e compatta, situata nel centro della galassia, con le più estese nubi radio (o radiolobi) periferiche. Si pensa che questi getti trasportino l’energia dal nucleo della galassia verso il plasma radioemittente, e che la sorgente di energia risieda in un oggetto massiccio, forse un gigantesco buco nero, situato nel centro galattico. Ne è un classico esempio la radiogalassia Centaurus A, situata nella costellazione del Centauro a 15 anni luce dalla Terra.

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Quasar

I quasar, corpi celesti luminosi quanto centinaia di galassie messe insieme, sono un milione di volte più piccoli di una galassia tipica. Sono caratterizzati da spostamenti verso il rosso molto pronunciati, che li collocano a enorme distanza dalla Via Lattea. Le radiogalassie, i quasar e le sorgenti molto brillanti note come “oggetti BL Lacertae” sono probabilmente fenomeni correlati.

Come le radiogalassie, anche alcuni quasar sono circondati da lobi estesi che emettono intensamente nella banda radio; tuttavia, la maggior parte delle emissioni radio dei quasar proviene normalmente da un nucleo luminoso di pochi anni luce di diametro, coincidente con l’oggetto visibile in banda ottica. Questi nuclei, se osservati con radiointerferometri ad alta risoluzione, mostrano spesso di essere costituiti da due o più componenti, dette anche getti, che sembrano allontanarsi l’una dall’altra con velocità superluminali, cioè maggiori di quella della luce. In realtà simili velocità, che se fossero reali negherebbero la validità della relatività generale di Einstein, sono soltanto apparenti: si tratta in effetti di velocità poco inferiori a quella della luce, che da Terra appaiono maggiori in quanto allineate quasi esattamente con la direzione di osservazione.

Dallo studio statistico della distribuzione spaziale dei quasar e delle radiogalassie, negli anni Sessanta fu stabilito che tali oggetti dovevano essere molto più comuni in passato rispetto a quanto siano adesso. Fu questa la prima chiara dimostrazione di un’evoluzione dell’universo, che mise in seria difficoltà la teoria dello stato stazionario, allora molto in voga.

5.

Prospettive

Oggi gli studi nel campo delle tecniche di radioastronomia sono tesi al miglioramento dei sistemi radiointerferometrici ad altissima risoluzione; uno dei campi di maggiore interesse è la possibile messa a punto della radiointerferometria con strumenti a Terra e strumenti in orbita su satelliti artificiali.

Altri obiettivi degni di interesse sono la possibile installazione di antenne radio sulla faccia nascosta della Luna e lo sviluppo di nuovi sistemi radionterferometrici SKA (Square Kilometer Array). Questi ultimi sono caratterizzati da una superficie di ricezione effettiva pari a 1 chilometro quadrato. Il progetto, attualmente in fase di studio, porterebbe un notevole miglioramento alla sensibilità dei radiotelescopi.