Il redshift è una quantità molto importante in astrofisica per capire come funziona l’universo e che cosa succede là fuori. Ne parlo in questo post.
Il redshift è una quantità molto importante in astrofisica: la trovate praticamente ovunque. Il redshift è una quantità fisica ben misurabile, che riguarda qualsiasi sorgente di luce che si muove.
Funziona così: supponiamo di avere una sorgente di luce. Se ci mettiamo un gas davanti, allora il gas assorbe parte di quella luce. Quale parte? Dipende dal tipo di atomi che compongono il gas.
Gli elettroni degli atomi infatti hanno particolari energie ben definite: se la luce anche ha la stessa giusta energia allora è assorbita dagli elettroni, altrimenti niente. Se si osserva la sorgente di luce attraverso un prisma (o meglio, attraverso qualcosa di più sofisticato come uno spettroscopio) si riesce a scomporre la luce nei suoi colori. Però, se una parte della luce è stata assorbita, allora vedremo delle zone scure: quelle si chiamano in gergo righe spettrali.
Una roba del genere insomma: qui “Campione” sta per “Gas, atomi, elettroni”. “Spettro” invece sta per “arcobaleno di colori con eventuali strisce nere”.
Ora, queste righe sono caratteristiche degli atomi che compongono il gas e sono tremendamente riconoscibili. Ogni atomo presenta le sue righe di assorbimento.
Vediamo che succede in astrofisica. In questo caso, la sorgente di luce è data dalle stelle di una galassia, mentre il gas che assorbe è dato dagli atomi che si trovano nelle atmosfere di quelle stelle oppure nelle nebulose che si trovano in quella galassia o ancora a causa di tutto il gas che c’è tra noi e quella galassia. Ma il gioco è lo stesso: ci aspettiamo di vedere delle righe di assorbimento a seconda degli atomi coinvolti.
Ma c’è una difficoltà aggiuntiva: l’universo si espande e quindi parliamo soprattutto di galassie che si allontanano. In realtà, è lo spazio tra noi e le galassie che si espande, ma fa lo stesso. A causa di ciò, la luce delle galassie lontane è come se fosse stirata e diventa via via più rossa: quindi in sostanza le righe si formano sempre, ma man mano che la luce viaggia nell’universo si spostano verso la parte rossa dell’arcobaleno di colori.
Ecco, questo è lo spostamento verso il rosso, il redshift.
Inoltre, la luce di una galassia lontana viaggia a una velocità finita (circa 300 mila km al secondo) e quindi impiega del tempo per arrivare da noi: nel frattempo lo spazio si espande, la galassia si allontana sempre più, e il redshift di quella galassia aumenta.
Quindi se il redshift è alto guardiamo non solo l’universo molto tempo fa, ma anche molto lontano. Per questo motivo, il redshift non è una velocità ma è, piuttosto, legato al modo in cui misuriamo le distanze e quindi la distribuzione delle galassie nell’universo.
20 anni fa, il 23 luglio 1999 il telescopio Chandra andava nello spazio: da allora, non abbiamo più visto l’universo con gli stessi occhi.
Il 23 luglio 1999 lo Space Shuttle Columbia portò nello spazio l’osservatorio Chandra: sono passati 20 anni da quel giorno.
Il lancio della missione STS-93 con a bordo Chandra. Comandante di questa missione fu Eileen M. Collins e fu la prima missione Shuttle con una comandante donna.
Chandra è un telescopio per l’osservazione dei raggi-X. Già questo spiega perché c’è voluto un lancio nello spazio: infatti l’atmosfera terrestre, per fortuna, scherma i raggi-X. Quindi per osservare queste radiazione elettromagnetiche bisogna andare fuori dall’atmosfera.
L’atmosfera terrestre ci salva la vita e ci costringe a inviare telescopi per raggi-X e raggi gamma nello spazio. Ma, ehi, va bene così.
In questi 20 anni Chandra ci ha fatto fare dei passi avanti enormi nella comprensione dell’universo a raggi-X: oggi sappiamo meglio come funzionano per esempio le stelle di neutroni, i buchi neri, gli ammassi di galassie, i resti di supernovae.
Il nome del telescopio Chandra è per celebrare l’astrofisico indiano Subrahmanyan Chandrasekhar, premio Nobel per la fisica nel 1983.
I raggi-X sono onde elettromagnetiche con una piccolissima lunghezza d’onda e quindi un’energia molto grande. Saltano fuori quando le temperature di gas e plasma in giro nell’universo sono molto alte, tipo qualche centinaio di milioni di gradi Celsius.
I raggi-X sono stati scoperti nel 1895 da Wilhem Rongten. Beh, scoperti: in realtà Rongten non capì bene che cosa fossero e per questo li chiamò X.
Ma questi raggi-X provengono anche dallo spazio: i primi indizi in questo senso arrivarono nel 1949 con i primi rivelatori a bordo dei primi razzi spaziali; poi, da lì, è stato un crescendo, fino ad arrivare al lancio di Chandra nel 1999.
Per osservare i raggi-X non si può usare un telescopio, come dire, normale, come per esempio il telescopio spaziale Hubble. Per osservare i raggi-X bisogna sfruttare quella che si chiama riflessione laminare.
Il punto è questo: come abbiamo detto, i raggi-X hanno un’energia molto alta. Se ci fosse un semplice specchio a riflettere i raggi-X, questi ci passerebbero attraverso come Maradona nella difesa dell’Inghilterra ai mondiali del 1986.
Allora bisogna ingegnarsi: ecco la riflessione laminare. In pratica, bisogna far riflettere i raggi-X con un angolo molto delicato, così poi da metterli a fuoco dolcemente.
Per osservare i raggi-X ci vuole un telescopio abbastanza lungo, come potete capire. E infatti Chandra è lungo circa 20 metri (per confronto, Hubble è lungo 13 metri).
Quindi, i raggi-X provenienti dalle varie sorgenti cosmiche entrano nel telescopio Chandra, sono dolcemente piegati verso il punto focale del telescopio, et voilà, con un pochino di lavoro da Terra poi si ottengono le immagini dell’universo a raggi-X.
Alcune immagini ottenute da Chandra in questi anni. In alto, da sinistra: l’ammasso di galassie Abell 2146; il centro della Via Lattea; la regione di formazione stellare 30 Doradus. In basso, da sinistra: regione Cygnus OB2 con stelle calde e giovani; la galassia NGC 604; i resti della supernova G292.
Per fare tutto questo, non si può sbagliare sulle temperature a cui tenere il telescopio Chandra e le sue componenti. Se in generale Chandra è tenuto intorno ai 20 gradi Celsius, ci sono alcune parti che devono essere tenute fredde fino a -120 gradi Celsius, come accade per lo spettroscopio ACIS, in modo da tenere a bada eventuali fluttuazioni (dovute a particelle energetiche che saltano fuori se le temperature sono troppo alte) che potrebbero inficiare la misura che si vuole fare.
Questo è un grafico è lo spettro dell’afterglow di un gamma ray burst, spettro ottenuto con lo spettroscopio ACIS a bordo di Chandra. Uno spettroscopio studia quanta luce arriva a una certa energia e quello che salta fuori si chiama appunto spettro.
Ma tranquilli: l’energia usata per far lavorare bene Chandra è la stessa di quella necessaria per far funzionare il vostro asciugacapelli.
Una cosa interessante da dire sulla genesi della missione Chandra è che l’idea di un telescopio in grado di studiare i raggi-X venne in mente all’astrofisico Riccardo Giacconi (1931-2018).
Giacconi è stato un pioniere dello studio dell’astronomia a raggi-X e fu insignito del premio Nobel per la fisica nel 2002 per questo suo lavoro di ricerca. L’idea di Chandra, in origine chiamato AFAX, nacque nel 1976 e Giacconi era Principal Investigator (PI, cioè il responsabile principale, in sostanza) del progetto. Ma in realtà, l’idea di un telescopio a raggi-X venne in mente a Giacconi già nel 1963 e già il piano iniziale prevedeva lo studio in grande dettaglio di sorgenti extra-galattiche. Beh, per le cose che funzionano bene ci vuole sempre il tempo che ci vuole, ma poi vanno alla grande.
Chandra ha permesso di osservare l’universo più caldo, più esplosivo e forse anche più affascinante. Ci sono così tanti fenomeni che sono al di fuori delle nostre esperienze quotidiane che sarebbe un peccato perderseli solo perché troppo lontani. Chandra ci ha avvicinato all’incredibile varietà di fenomeni fisici che accadono in giro per l’universo, e ci ha costretti ha guardare più in là della nostra già vasta immaginazione.
Questa sera, tempo permettendo, dall’Italia sarà visibile un’eclissi parziale di Luna.
Siccome è un’eclissi parziale, vuol dire che solo una parte di Luna sarà coperta dall’ombra della Terra e si colorerà di rosso (per scoprire perché leggete qualche riga più giù per capire bene questa cosa).
Il massimo dell’eclissi sarà intorno alle 23:30, ma già dopo il tramonto parte lo spettacolo. Prima di augurarvi buona visione, qualche informazione in più da sciorinare con i vostri amici stasera.
Come si forma un’eclissi di Luna?
Per avere un’eclissi di Luna, dobbiamo avere Luna, Terra e Sole (quasi) allineati nell’ordine che vi ho appena elencato. In pratica, quando la Luna finisce nell’ombra della Terra (proiettata dal Sole) si ha un’eclissi di Luna.
Ehi, le distanze in questo disegno non sono affatto in scala. Crediti: NASA
Perché non abbiamo un’eclissi di Luna ogni mese?
Dal disegno di prima sembrerebbe che ogni volta che la Luna fa un giro intorno alla Terra si ha un’eclissi di Luna. Ehm, no, perché c’è una complicazione.
L’orbita della Luna attorno alla Terra è leggermente inclinata (di un angolo di circa 5 gradi rispetto al piano dove la Terra gira intorno al Sole).
Traduco: L’orbita della Luna è inclinata. E poi, sotto: 5° di inclinazione Crediti: NASA
Per avere un’eclissi, la Luna deve finire nel cono d’ombra della Terra. Se ci finisce tutta abbiamo un’eclissi totale; se ci finisce un pezzo allora l’eclissi è parziale.
Totale o parziale che sia, la Luna si colora di rosso: perché?
Per capire questa cosa, dobbiamo scomporre il problema in due parti.
Prima parte: se la Luna è nel cono d’ombra della Terra, perché si illumina?
Questo accade perché una parte di luce proveniente dal Sole attraversa l’atmosfera ed è deviata verso la Luna, come spiega bene questo schema qui sotto.
Alla fine, se la Luna è illuminata è sempre colpa della luce del Sole, non c’è altra spiegazione possibile. Crediti: NASA/Mars Exploration
E va bene. Ma allora perché di rosso e non di tutti gli altri colori anche?
Questo è colpa (merito?) dell’atmosfera terrestre. La luce del Sole è composta di vari colori, dal blu-violetto al rosso. Gli atomi e le molecole della nostra atmosfera hanno le caratteristiche giuste per diffondere via la luce blu-violetta, mentre quella rossa passa e viene deviata di meno.
La luce del Sole è deviata dall’atmosfera a seconda del colore: la luce rossa è deviata meno e finisce nel cono d’ombra della Terra. Crediti: NASA
E se la luce rossa passa, sbatte sulla Luna; il nostro satellite naturale quindi riflette la luce rossa, la quale finisce nei nostri occhi. E la Luna si colora perciò di rosso.
La luce violetta, blu o verde è deviata via dall’atmosfera, la luce rossa finisce sulla Luna. Crediti: NASA
Ecco, adesso posso dirvelo: buona visione!
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