Oltre ciò che vedono gli occhi: svelare il cosmo alle più alte energie

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).

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 elettromagnetico^w2 (EM)(Figure 2 e 3).

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.

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).

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. 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

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.

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)^w6.

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.

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.

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 lucentezza^w7. 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).

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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.

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