Tradotto da Francesco Cavaggioni

Immagine gentilmente concessa da ESA

Claudia Mignone e Rebecca Barnes esplorano i raggi X e i raggi gamma ed esaminano le ingegnose tecniche utilizzate dall’Agenzia Spaziale Europea per osservare il cosmo a queste lunghezze d’onda.

Osservato a occhio nudo, con un binocolo o un telescopio, lo stellato cielo notturno è uno spettacolo mozzafiato di pace. Ma se potessimo vedere il cielo in raggi X e gamma altamente energetici, piuttosto che la luce visibile dai nostri occhi, vedremmo un immagine molto differente – una spettacolare manifestazione di luce cosmica^w1 (Figura 1).

Figura 1: Sopra: un'immagine di tutto il cielo alle lunghezze d'onda dei raggi x ad alta energia dall'Osservatorio dello Spazio INTEGRAL dell'ESA, basata su dati raccolti nell'intervallo di energia 18-40 keV (la luce visibile corrisponde a 1.65–3.1 eV). Qui di seguito: un'immagine di tutto il cielo alle lunghezze d'onda visibili. Cliccare sull’immagine per ingrandirla
Per gentile concessione dell'ESA / F Lebrun / CEA Saclay, Service d’Astrophysique (sopra); ESO / S Brunier (sotto)

Alcuni dei più potenti e violenti fenomeni nell’Universo risplendono in modo vistoso a queste corte lunghezze d’onda, come le esplosioni di una supernova – l’infuocato decesso della vita di una stella enorme – e buchi neri, materia che divora rapidamente altra materia. Come segno della loro natura dinamica, molte sorgenti a raggi X e gamma mostrano distinti cambiamenti nella loro lucentezza, anche in periodi di tempo molto piccoli. Le esplosioni di raggi gamma, per esempio, appaiono come improvvisi flash brillanti che durano solo pochi secondi. Queste esplosioni provengono forse dalle più estreme esplosioni nel cosmo (per saperne di più, vedi Boffin, 2007). Inoltre, i raggi X e i raggi gamma sono rilasciati attraverso processi fisici diversi da quelli responsabili per l’emissione della luce visibile. Questo significa che le galassie e altri oggetti astronomici appaiono differenti quando ripresi alla più alta energia dello spettro elettromagneticow2 (EM)(Figure 2 e 3).

Figura 2: Quel che resta della supernova Tycho visto da XMM-NEWTON dell’ESA. Questo resto è relativamente giovane ed è associato ad una esplosione della supernova che è stato osservato nel 1572 dall’astronomo danese Tycho Brahe. Cliccare sull’immagine per ingrandirla Immagine gentilmente concessa da Marco Iacobelli (XMM-Newton SOC) and ESA

Figura 3: La galassia del sigaro (M82), come è vista da XMM-Newton, a lunghezze d’onda visibili e ultraviolette (UV)(particolare sulla sinistra) e a lunghezze d’onda a raggi X (particolare sulla destra). L’immagine principale è una composizione delle immagini con lunghezze d’onda visibili, raggi X e UV. L’emissione dei raggi X è mostrato in blu e rivela pennacchi di gas molto caldi che esplodono fuori dal disco della galassia. Cliccare sull’immagine per ingrandirla
Immagine gentilmente concessa da ESA

Questa visione rivoluzionaria del cosmo fu rivelata agli astronomi nei primi anni sessanta, con l’inizio dell’era spaziale, quando razzi e satelliti permisero a strumenti opportunamente sviluppati di essere trasportati oltre la barriera oscurante dell’atmosfera terrestre^w3. L’Agenzia Spaziale Europea (ESA; vedi riquadro)^w4 poco dopo si unì, con la missione raggi-gamma COS-B (1975) e l’osservatorio a raggi-X EXOSAT (1983). Oggi, l’ ESA gestisce due osservatori: il satellite a raggi X Multi-Mirror (XMM-Newton), lanciato nel 1999, e il Laboratorio Internazionale di Astrofisica a Raggi Gamma (INTEGRAL), lanciato nel 2002.

Come lavorano? Come abbiamo spiegato in un articolo precedente (Mignone & Barnes, 2011), non c’è distinzione fisica tra raggi X, raggi gamma, luce visibile e altri tipi di radiazione EM. Sono tutte forme della luce, differiscono solamente nella loro lunghezza d’onda (o, dato che le tre sono correlate, la loro frequenza o la loro energia; Figura 4). Comunque sia, a seconda della loro lunghezza d’onda (o frequenza, o energia), interagiscono in maniera molto differente con la materia. Ciò ha importanti implicazioni per l’astronomia.

Figura 4: Schema dello spettro EM con in risalto i raggi X e i raggi gamma, con indicazioni riguardanti la lunghezza d’onda, frequenza e energia lungo lo spettro. Cliccare sull’immagine per ingrandirla
Immagine gentilmente concessa da ESA / AOES Medialab

I tradizionali sistemi ottici, come i nostri occhi, le telecamere, le macchine fotografiche, i microscopi o i telescopi, fanno affidamento su lenti (o specchi) che rifrangono (o riflettono) i raggi di luce e concentrano questi in un singolo punto per produrre le immagini. Tuttavia, questo è difficile con alcuni raggi di luce. Poiché i raggi X e gamma hanno lunghezze d’onda di dimensioni che si avvicinano, rispettivamente, a quelle degli atomi e delle particelle sub-atomiche, non possono essere riflesse o concentrate facilmente come la luce visibile, ma tendono invece ad essere assorbite quando colpiscono materiali più densi (Figura 5).

Figura 5: I raggi di luce che colpiscono una superficie saranno assorbiti se l’energia è più alta di una certo valore limite, che dipende dal materiale della superficie. L’energia della luce assorbita è trasferita agli elettroni nel materiale, i quali vengono quindi emessi. Questo fenomeno, conosciuto come effetto fotoelettrico^w5, è uno dei pochi fenomeni che accadono quando una radiazione altamente energetica interagisce con la materia. Per una messa in scena teatrale della materia a scuola, vedi Bernardelli (2010). Cliccare sull’immagine per ingrandirla
Immagine gentilmente concessa da ESA / AOES Medialab

Il fatto che raggi X e raggi gamma siano assorbiti dai materiali densi li rende adatti a molte applicazioni, comprese le scansioni mediche e le analisi dei materiali^w6. Per gli astronomi, però, è un problema: poiché sono facilmente assorbiti, questi tipi di radiazione sono molto difficili o impossibili da concentrare; così, ottenere immagini nitide delle loro sorgenti è una sfida.

Tuttavia, gli scienziati hanno sviluppato tecniche per rilevare raggi X e gamma provenienti dal cosmo. Essi differiscono notevolmente dalle tecniche utilizzate nell'ottica tradizionale e ciò, insieme al fatto che essi operano nello spazio, significa che i telescopi per l’astronomia ad alta energia non assomigliano per nulla ai telescopi ottici.

Tecniche di osservazione a raggi-X

Pietra rasentante l’acqua Immagine gentilmente concessa da Killy Ridols; fonte immagine: Wikimedia Commons

Anche se è difficile riflettere i raggi-X, non è impossibile se colpiscono lo specchio del telescopio con una angolatura molto piccola – si pensi ad un ciottolo che sfiora la superficie dell’acqua. Tuttavia, considerando che un angolo di 20° permette alle pietre di rimbalzare, i raggi X possono essere riflessi solamente in angoli più piccoli: 1° o anche meno. I raggi X devono appena toccare lo specchio, altrimenti è probabile che siano assorbiti.

Per ottenere quest`angolo cosí piccolo - e focalizzare i raggi X in un singolo punto - gli specchi utilizzati nei telescopi a raggi X sembrano piuttosto degli imbuti (Figure 6). Infatti la forma dello specchio è una combinazione di un paraboloide e un iperboloide e ciò assicura che i raggi X che lo sfiorano vengano riflessi due volte. In questo modo la luce è focalizzata su un detector per formare un` immagine della sorgente a raggi X.

Figura 6:
a) La traiettoria della luce dei raggi X attraverso il XMM-Newton. La navicella porta tre telescopi costituiti ciascuno da 58 specchi nidificati, rivestiti d’oro, a forma di tubo.
b) La combinazione di specchi parabolici e iperbolici usati è mostrata in sezione trasversale attraverso uno dei telescopi
c) I raggi-X che sfiorano le superfici sono riflessi due volte e concentrati su un rivelatore. I raggi X devono lambire lo specchio con angoli di 1° o anche meno, altrimenti sono facilmente assorbiti. Cliccare sull’immagine per ingrandirla
Immagine gentilmente concessa da ESA / AOES Medialab

Questa ingegnosa tecnica, chiamata ottica a piccolo angolo di incidenza, ha uno svantaggio principale: per essere riflessi e focalizzati, i raggi X devono passare il più possibile paralleli agli specchi a forma di tubo, sicché questi telescopi raccolgono solo limitate quantità di radiazioni a raggi X. Un telescopio è potente se raccoglie grandi quantità di luce da sorgenti cosmiche lontane; questo è, di solito, ottenuto con grandi specchi. Al contrario, per massimizzare il loro potere, i telescopi a raggi X hanno diversi specchi contenuti l’uno nell’altro, creando una struttura che assomiglia ad un porro gigante. I tre telescopi a bordo dell'osservatorio spaziale dell’ESA XMM-Newton, per esempio, consistono ognuno di 58 specchi nidificati (Figura 7)w7.

Figura 7: Gli specchi nidificati che costituiscono uno dei tre telescopi a bordo XMM-Newton Immagine gentilmente concessa da ESA

Oltre alla loro forma bizzarra, gli specchi di XMM-Newton differiscono dagli specchi dei telescopi convenzionali in quanto sono fatti di nichel rivestito d'oro, piuttosto che di vetro rivestito in alluminio: gli elementi più pesanti sono più propensi a riflettere i raggi X in arrivo (per ulteriori informazioni, vedi Singh, 2005).

Tecniche di osservazione a raggi Gamma

Se mettere a fuoco i raggi X è impegnativo, mettere a fuoco i raggi gamma – la forma più energetica di luce – è quasi impossibile. Per produrre immagini di sorgenti cosmiche in questa porzione di spettro EM, pertanto, gli astronomi hanno dovuto trovare metodi alternativi.

Figura 8a) Rappresentazione artistica di INTEGRAL che mette in luce SPI, uno degli strumenti a maschera-codificata a bordo della sonda. Cliccare sull’immagine per ingrandirla Immagine gentilmente concessa da ESA / AOES Medialab

Molti strumenti per l’astronomia a raggi gamma, compresi quelli a bordo dell’osservatorio spaziale INTEGRAL dell'ESA si basano su una tecnica chiamata riproduzione a maschera-codificata .Questo funziona in modo simile ad una macchina fotografica a foro stenospeico, che non ha nessun obiettivo, solo un minuscolo foro attraverso cui i raggi di luce passano, proiettando un’immagine invertita sulla parete opposta della macchina. Al posto del singolo buco della macchina fotografica a foro stenospeico, una fotocamera a maschera-codificata ha una maschera con una disposizione speciale di buchi e macchie opache di fronte un rilevatore. I raggi gamma che passano attraverso i fori illuminano alcuni pixel sul rivelatore, mentre altri sono bloccati dalle macchie opache della maschera e gettano ombre sul rilevatore.

Figura 8b) Come funziona la macchina fotografica a maschera-codificata: raggi gamma da due fonti astronomiche diverse passano attraverso i fori della maschera. Alcuni dei raggi gamma incidenti possono passare attraverso la maschera e illuminare i pixel sul rilevatore sottostante (mostrato in blu e rosso, a seconda della sorgente), mentre gli altri sono bloccati dalle macchie opache della maschera, proiettando ombre sul rilevatore (mostrate in bianco). Cliccare sull’immagine per ingrandirla Immagine gentilmente concessa da ESA / AOES Medialab La disposizione di pixel chiari e scuri contiene informazioni sulla posizione delle sorgenti di raggi gamma nel cielo, e l'intensità dei pixel illuminati dà informazioni sulla loro lucentezzaw8. Anche se non dettagliate, le immagini risultanti sono utili per sondare alcuni dei fenomeni più potenti dell'universo (Figure 8a e 8b, 9 e 10).

Figura 9: Immagini INTEGRAL della sorgente intermittente IGR J16328-4726 (cinta). Questa fonte astronomica è stata monitorata per diversi anni con INTEGRAL nella estensione di energia di 20-50 keV. Come si può vedere, la luminosità della sorgente varia in modo significativo nel tempo. Gli astronomi ritengono che la fonte sia una supergigante transiente a raggi x veloci: un sistema binario costituito da una stella supergigante molto luminosa e un oggetto compatto, come una stella di neutroni o un buco nero, orbitante uno attorno all’altro. Si ritiene che il flusso irregolare della materia dalla stella supergigante all'oggetto compatto causi la natura intermittente di queste fonti. Cliccare sull’immagine per ingrandirla
Immagine gentilmente concessa da ESA / INTEGRAL / M Fiocchi

In arrivo...

Figura 10: Impressione dell’artista di una supergigante transiente a raggi X veloce. Cliccare sull’immagine per ingrandirla Immagine gentilmente concessa da ESA

Mentre leggete questo articolo gli osservatori XMM-Newton e INTEGRAL dell'ESA stanno girando intorno alla Terra, continuando a guardare oltre il mutevole Universo ad alta energia e contribuendo a svelare le meraviglie celesti. Nel nostro prossimo articolo, esploreremo alcuni di questi fenomeni, come la vita turbolenta e la morte di stelle nella Via Lattea e buchi neri giganteschi al centro di galassie distanti.

Altro riguardo l’ESA L'Agenzia spaziale europea (ESA)w4 è la porta d'ingresso dell'Europa allo spazio, ed organizza programmi per saperne di più sulla Terra, il suo immediato ambiente spaziale, il nostro sistema solare e l'Universo, così come coopera nell'esplorazione umana dello spazio, nello sviluppo di tecnologie satellitari e servizi e per promuovere le industrie europee. Il consiglio direttivo della scienza e dell'esplorazione robotica si dedica al programma di scienza spaziale dell'ESA e all'esplorazione robotica del sistema solare. Nella ricerca per capire l'universo, le stelle e pianeti e le origini della vita stessa, i satelliti di scienze spaziali ESA scrutano le profondità del cosmo e guardano le galassie più lontane, studiano il sole in dettaglio senza precedenti ed esplorano i nostri vicini planetari. L’ESA è membro dell’EIROforumw9, l’editore di Science in School.

Riferimenti bibliografici

Bernardelli A (2010) Stage lights: physics and drama. Science in School 17: 41-45. www.scienceinschool.org/2010/issue17/laser

Boffin H (2007) Fusione nell’universo: i lampi di raggi gamma. Science in School 7. www.scienceinschool.org/2007/issue7/fusion/italian

Mignone C & Barnes R (2011) Oltre ciò che vedono gli occhi: lo spettro elettromagnetico. Science in School 20. www.scienceinschool.org/2011/issue20/em/italian

Singh KP (2005) Techniques in X-ray Astronomy. Resonance – Journal of Science Education. 10(6): 15-23. www.ias.ac.in/resonance/June2005

Fonti sul web

w1 – Per un film dei basato sui dati INTEGRAL, che paragona l'aspetto del cielo come osservato in luce visibile e in raggi gamma, come pure la variabilità dell'emissione a raggi gamma di fonti nel rigonfiamento della Via Lattea, vedere: http://sci.esa.int/GalacticBulge_video

w2 – Per vedere un'animazione che mostra l'aspetto differente della galassia M 82 in luce visibile, raggi ultravioletti e raggi X, vedere: http://sci.esa.int/science-e-media/img/40/M82Zoom410x354.gif

w3 – Per leggere o ascoltare la conferenza del 2002del Nobel Riccardo Giacconi, ‘ L’Alba dell’Astronomia a raggi X, visita http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/
2002/giacconi-lecture.html

w4 – Per maggiori informazioni riguardo ESA, vedi: www.esa.int

Per ulteriori informazioni sulle attività del consiglio direttivo della scienza e dell'esplorazione robotica dell'ESA, visitare: http://sci.esa.int

Materiali didattici prodotti dall’ ESA sono disponibili gratuitamente per gli insegnanti in 18 Stati membri ESA. Molti sono tradotti in diverse lingue europee. Vedi: www.esa.int/educationmaterials

Istruzioni e modelli per la costruzione di modelli di carta di molti veicoli spaziali ESA (tra cui XMM-Newton e INTEGRAL) possono essere scaricati qui: www.esa.int/classroomtools

La Galleria multimediale ESA offre oltre 10 000 immagini, video e animazioni relative allo spazio. Vedi: www.esa.int/esa-mmg/mmghome.pl

Per vedere tutti gli articoli relativi a ESA in Science in School, vedi: www.scienceinschool.org/esa

w5 – Per una simulazione interattiva dell'effetto fotoelettrico, come pure alcune attività associate, vedere il sito PhET (http://phet.colorado.edu) oppure utilizzare il link diretto: http://tinyurl.com/679wytg

Per ulteriori informazioni sull'effetto fotoelettrico, vedere: http://physics.info/photoelectric

w6 – per consultare gli articoli di Science in School su come i raggi X ad alta energia (luce di sincrotrone) sono usati nella ricerca scientifica presso l’ European Synchrotron Radiation Facility (ESRF) in Grenoble, Francia, vedere : www.scienceinschool.org/esrf

Come ESA, ESRF è un membro di EIROforum^w9, l'editore di Science in School.

w7 – Per un'animazione del percorso della luce attraverso i telescopi di XMM-Newton, vedi: http://sci.esa.int/jump.cfm?oid=45618

w8 – Per ulteriori informazioni sulla fotocamera a maschera-codificata, vedi www.sron.nl/~jeanz/cai/coded_intr.html

w9 – Per scoprire altro riguardo EIROforum, visita: www.eiroforum.org

Fonti

Il vodcast Science@ESA esplora il nostro universo attraverso gli occhi della flotta di veicoli scientifici spaziali dell'ESA. Episodio 5 ('Il selvaggio, violento universo') offre uno scorcio dell'universo caldo, energetico e spesso violento e le missioni ESA che lo rilevano mediante astronomia a raggi X e gamma .Vedi: http://sci.esa.int/vodcast

Se ti è piaciuto questo articolo, potresti gradire anche leggere tutti gli articoli di astronomia di Science in School. Vedi: www.scienceinschool.org/astronomy

Claudia Mignone, Vitrociset Belgio per ESA-Agenzia spaziale europea, è una scrittrice di scienza per ESA. Laureata in astronomia all’Università di Bologna , Italia, un dottorato di ricerca in cosmologia all'Università di Heidelberg, Germania. Prima di unirsi all’ ESA, ha lavorato presso l'ufficio di sensibilizzazione del pubblico dell'European Southern Observatory (ESO).

Rebecca Barnes, HE operazioni spaziali per ESA – Agenzia spaziale europea, è responsabile di educazione per il consiglio di Driezione della scienza e dell’ esplorazione robotica ESA. Laureata in fisica con astrofisica all'Università di Leicester, UK, in precedenza ha lavorato nei dipartimenti di educazione e comunicazione spaziale del Centro Spaziale Nazionale del Regno Unito. Per scoprire di più circa le attività di istruzione del Consiglio Direttivo di scienza e di esplorazione robotica dell'ESA, contattare Rebecca a SciEdu@esa.int

Recensione

Questo articolo spiega in modo semplice e comprensibile come i raggi X e raggi gamma sono raccolte da sorgenti cosmiche usando moderni telescopi spaziali e fornisce alcune immagini impressionanti.

Per insegnanti di scienze nelle scuole primarie, l'articolo può fornire la motivazione per costruire un modello di telescopio nelle lezioni, ad esempio utilizzando materiali riciclati –o utilizzando il modello di satellite scaricabile sull'ESA website^w4. Le immagini colorate possono anche essere parte di una mostra di classe.

Insegnanti di scienze o fisica della scuola secondaria (studenti di età compresa tra 11-16) si possono collegare al tema di tecniche di raffigurazione di raggi gamma utilizzando una macchina a foro stenopeico. Questo sarebbe appropriato nelle lezioni di ottica, sottolineando che sia la macchina a foro stenopeico che la sistema di rappresentazione a maschera-codificata lavorano senza un obiettivo ottico.

Le immagini prese dagli osservatori^w4 dell'ESA sarebbero un utile supporto per insegnare l’osservazione dello spazio, contribuendo a familiarizzare gli studenti con i diversi fenomeni astronomici (ad esempio galassie, buchi neri, supernovae, stelle di neutroni o l'annientamento della materia e anti-materia) citati in questo articolo. Potrebbero anche incoraggiare gli studenti a fare qualche ricerca autonoma su settori correlati all'interno del curriculum.

Per gli insegnanti di studenti più grandi, potrebbe essere interessante discutere il tipo di telescopi per l'astronomia ad alta energia che sono a bordo degli osservatori spazio XMM-Newton e INTEGRAL, e le tecniche utilizzate per filtrare i dati fino a quando le immagini vengono estratte completamente (questo potrebbe essere legato alle lezioni IT). Gli studenti potrebbero confrontare la struttura dei telescopi ad alta energia alla fine dello spettro con quella del telescopio ottico e analizzare le difficoltà incontrate durante la loro creazione.

Stephanie Maggi-Pulis, Malta

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Consigli del revisore: Fisica, Scienze naturali, IT Età 14-19