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Astronomia: spettroscopia nell’ultravioletto

La radiazione ultravioletta è rappresentata da raggi la cui frequenza varia dai 100 ai 400 nanometri, distinguendo tra ultravioletto vicino, medio e lontano. Per una osservazione completa è necessario spostarsi sopra l’atmosfera terrestre.

La fotosensibilità del cloruro di argento, scoperta ponendo l’elemento appena al “di sopra” della parte più energetica dello spettro visibile e notandone una reazione nel colore, fu l’evento in grado di far scoprire a Johann Wilhelm Ritter la zona spettrale dei “raggi invisibili” che vennero dapprima chiamati “ossidanti“, poi “chimici” e infine “ultravioletti” (abbreviati in UV). Era il 1801 e soltanto nel 1960 fu scoperta l’azione dell’ultravioletto sul DNA.

L’ultravioletto è una parte dello spettro abbastanza ampia e per questo viene suddiviso in altre bande come quella dell’ultravioletto vicino, da 380 a 200 nm, e ultravioletto lontano o estremo, da 200 a 10 nm.

La radiazione ultraviolettasi estende dai 10 nanometri ai 400 nanometri di lunghezza di onda  , corrispondenti ad una frequenza  che spazia da 30 PHz a 749 GHz.

Radiazione ultravioletta
Fascia di UV Lunghezza d’onda
Vicino ultravioletto 400 – 300 nm
Medio ultravioletto 300 – 200 nm
Lontano ultravioletto 200 – 100 nm

La radiazione ultravioletta, in realtà, riesce parzialmente a bucare l’atmosfera nella sua componente – nota come vicino ultravioletto – compresa tra i 300 ed i 400 nanometri. Della radiazione emessa dal Sole in ultravioletto, molta parte è bloccata dalla nostra atmosfera e il 99% della radiazione che giunge in superficie è di tipo UV-A, il tipo meno pericoloso (la stessa UVA che trovate scritta sulle creme abbronzanti). La tipologia C viene bloccata al 99.9% mentre quella B al 95%.

La parte bloccata è ionizzante, dannosa per l’uomo. Per osservare la parte bloccata occorre uscire dall’atmosfera terrestre. Un telescopio orbitante a circa 40 km, sopra lo strato di ozono, riesce a catturare radiazione fino a 200 nanometri (medio ultravioletto).

Si può ricorrere a palloni e piccoli razzi per superare la soglia e sfociare nel lontano ultravioletto, ma le osservazioni sarebbero limitate a poche ore al massimo. Proprio per questo, si ricorre ai telescopi orbitanti.

La maggior parte delle radiazioni emesse dai corpi celesti è dovuta al loro calore, diretto o riflesso. In tali termini, l’universo ultravioletto fornisce l’immagine dell’universo “caldo”.

luce ultravioletta
Questa magnifica immagine dai delicati colori ci permette di ammirare il pianeta più maestoso del Sistema Solare in luce ultravioletta

Le misure dello spettro delle linee ultraviolette ( spettroscopia ) vengono utilizzate per discernere la composizione chimica, le densità e le temperature del mezzo interstellare , nonché la temperatura e la composizione delle giovani stelle calde.

Le osservazioni UV possono anche fornire informazioni essenziali sull’evoluzione delle galassie . Possono essere usati per discernere la presenza di una nana bianca calda o della compagna della sequenza principale in orbita attorno a una stella più fredda.

L’ universo ultravioletto sembra abbastanza diverso dalle stelle familiari e dalle galassie viste nella luce visibile . La maggior parte delle stelle sono in realtà oggetti relativamente freddi che emettono gran parte della loro radiazione elettromagnetica nella parte visibile o nel vicino infrarosso dello spettro. Le radiazioni ultraviolette sono la firma di oggetti più caldi, in genere nelle fasi iniziali e finali della loro evoluzione. Nel cielo terrestre visto alla luce ultravioletta, la maggior parte delle stelle svanirebbe in primo piano.

Alcune stelle massicce molto giovani e alcune stelle e galassie molto vecchie, che diventano più calde e producono radiazioni ad alta energia vicino alla loro nascita o morte, sarebbero visibili. Nuvole di gas e polvere bloccherebbero la visione in molte direzioni lungo la Via Lattea .

Gli osservatori solari spaziali come SDO e SOHO utilizzano telescopi ultravioletti (chiamati rispettivamente AIA ed EIT ) per visualizzare l’attività sul Sole e sulla sua corona . I satelliti meteorologici come la serie GOES-R sono dotati anche di telescopi per l’osservazione del sole nell’ultravioletto.

Il telescopio spaziale Hubble e il FUSE sono stati i più recenti telescopi spaziali più grandi per visualizzare lo spettro UV vicino e lontano del cielo, sebbene altri strumenti UV siano volati su osservatori più piccoli come GALEX , così come i razzi e lo Space Shuttle .

Pionieri dell’astronomia ultravioletta includono George Robert Carruthers , Robert Wilson e Charles Stuart Bowyer.

Spettrofotometro ultravioletto (teoria generale)

Lo strumento utilizzato nella spettroscopia ultravioletta-visibile è chiamato spettrofotometro UV. Misura l’intensità della luce dopo aver attraversato un campione  e lo confronta con l’intensità della luce prima che passi attraverso il campione . Il rapporto è chiamata trasmittanza ed è generalmente espressa in percentuale (% T). L’ assorbenza , si basa sulla trasmissione:

Lo spettrofotometro UV-visibile può anche essere configurato per misurare la riflettanza. In questo caso, lo spettrofotometro misura l’intensità della luce riflessa da un campione e lo confronta con l’intensità della luce riflessa da un materiale di riferimento  (come una tessera bianca). Il rapporto è chiamato riflettanza e di solito è espresso in percentuale (% R).

Lo spettrofotmetro utilizza una sorgente luminosa. Le onde elettromagnetiche, a seconda della frequenza e relativa lunghezza d’onda, vengono suddivise secondo il cosiddetto spettro elettromagnetico:

Astronomia: spettroscopia nell'ultravioletto 1

Di queste radiazioni siamo in grado di vederne coi nostri occhi solo un ristretto campo, all’incirca tra 750 nm e 400 nm, il cosiddetto ‘spettro visibile’. La luce proveniente dal sole contiene non solo frequenze del visibile ma anche altre, per esempio UV e raggi infrarossi.

Quando la luce colpisce un oggetto, lo possiamo vedere di un certo colore: questo è dovuto al fatto che le componenti di quell’oggetto, o i pigmenti che lo ricoprono, sono in grado di assorbire determinate frequenze, mentre altre vengono respinte (riflesse) e giungono ai nostri occhi.

Un oggetto rosso assorbirà quindi le frequenze del blu/viola e rifletterà quelle del giallo/rosso, un oggetto nero è in grado di assorbire tutte le radiazioni dello spettro visibile mentre uno bianco le riflette tutte.

Lo spettrofotometro utilizza proprio questa capacità della luce di essere assorbita, a diverse frequenze, dalle sostanze chimiche o biologiche. Lo strumento è costituito da diverse parti schematizzabili nella seguente figura:

Astronomia: spettroscopia nell'ultravioletto 2

Una sorgente di luce, generalmente nell’UV/visibile, genera la luce che viene filtrata da un monocromatore in grado di lasciar passare una singola lunghezza d’onda. Nello strumento l’impostazione della lunghezza d’onda di utilizzo viene effettuata generalmente in via digitale tramite in pannello elettronico dello strumento.

Questa radiazione passa attraverso l’alloggiamento dello strumento in cui viene posto il campione, all’interno di una provetta particolare chiamata cuvetta. Le cuvette possono essere prodotte con plastiche particolari in grado di lasciar passare le radiazioni tra 300 e 1000 nm, oppure anche più costose in quarzo, che risulta trasparente alla radiazione anche nell’intervallo 200-300 nm.

Il raggio luminoso, se di lunghezza d’onda opportuna, passando attraverso il campione sarà in parte assorbito, pertanto il raggio incidente e raggio trasmesso avranno intensità luminose differenti (ma stessa frequenza e lunghezza d’onda). Il raggio termina il suo percorso in un detector in grado di valutare l’intensità della radiazione che vi arriva. Lo strumento è in grado di determinare un parametro, l’Assorbanza, definita come:

A= log (I0/I1)

essendo I1 e I0 le intensità di luce trasmessa e iniziale. L’assorbanza è un numero senza unità di misura, che dunque avrà valore 0 quando I1=I0, avrà valore 2 quando la luce trasmessa è un centesimo della luce incidente (log[100/1]) e così via. Generalmente gli spettrofotometri più comuni riescono a leggere nel campo di assorbanze tra 0 e 2, mentre per riuscire a determinare valori maggiori di assorbanza servono strumenti molto più sensibili.

L’assorbanza segue la legge principe della spettrofotometria, la legge di Lambert e Beer secondo la quale Assorbanza e concentrazione del campione in cuvetta sono linearmente dipendenti.

A= ε c l

dove c è la concentrazione molare (M) della sostanza nella cuvetta, l la lunghezza della cuvetta in cm, e ε il coefficiente di estinzione molare (espresso quindi in M-1cm-1), una costante caratteristica per ogni sostanza (varia a seconda della lunghezza d’onda incidente e indica la capacità di quella sostanza di assorbire quella radiazione) e l il cammino ottico, cioè la lunghezza della cuvetta in cm. Generalmente questa è standardizzata in 1 cm per lato, pertanto può essere trascurata nella formula.

Parte della componente luminosa potrebbe essere bloccata o dispersa in ogni caso anche dalla cuvetta vuota o dal solvente utilizzato, pertanto lo strumento viene in genere tarato a zero di assorbanza (questo è chiamato ‘fare il bianco’) mediante un apposito pulsante lasciando all’interno dello strumento la cuvetta vuota o la cuvetta con il solo solvente.

Molti spettrofotometri sono impostabili su una lunghezza d’onda per volta ed effettuano letture singole di assorbanza a una specifica lunghezza d’onda. Esistono anche spettrofotometri ‘a doppio raggio’ che presentano due alloggiamenti, uno per la cuvetta del campione e uno per la cuvetta del bianco che viene sottratto in automatico al campione.

Astronomia: spettroscopia nell'ultravioletto 3

Ci sono poi spettrofotometri a serie di diodi in gradi di effettuare in pochi secondi una lettura di tutte le assorbanze del campione comprese in un range di lunghezze d’onda (in genere UV/visibile). Il risultato di questo secondo tipo di strumento è lo ‘spettro di assorbimento’ di una specifica sostanza, per le clorofile e i carotenoidi gli spettri sovrapposti delle differenti sostanze per esempio risultano i seguenti:

Una molecola può quindi assorbire in punti differenti dello spettro generando curve di assorbimento dotate di picchi massimi  e zone dove non vi è assorbimento, per esempio le varie clorofille assorbono attorno a 430-480 e 660 nanometri e quindi nelle zone del blu e del rosso (risultando infatti del caratteristico colore verde che non è assorbito).

L’universo in ultravioletto

La radiazione ultravioletta consente di osservare l’universo nei suoi toni più caldi, rivelando zone di formazione stellare ma non solo. Nella storia dell’esplorazione spaziale sono stati dedicati molti importanti satelliti a questa banda dello spettro elettromagnetico, come COPERNICUS, FUSE e GALEX.

La radiazione ultravioletta

La radiazione ultravioletta è rappresentata da raggi la cui frequenza varia dai 100 ai 400 nanometri, distinguendo tra ultravioletto vicino, medio e lontano. Per una osservazione completa è necessario spostarsi sopra l’atmosfera terrestre.

La fotosensibilità del cloruro di argento, scoperta ponendo l’elemento appena al “di sopra” della parte più energetica dello spettro visibile e notandone una reazione nel colore, fu l’evento in grado di far scoprire a Johann Wilhelm Ritter la zona spettrale dei “raggi invisibili” che vennero dapprima chiamati “ossidanti“, poi “chimici” e infine “ultravioletti” (abbreviati in UV). Era il 1801 e soltanto nel 1960 fu scoperta l’azione dell’ultravioletto sul DNA.

L’ultravioletto è una parte dello spettro abbastanza ampia e per questo viene suddiviso in altre bande come quella dell’ultravioletto vicino, da 380 a 200 nm, e ultravioletto lontano o estremo, da 200 a 10 nm.

La radiazione ultravioletta si estende dai 10 nanometri ai 400 nanometri di lunghezza di onda, corrispondenti ad una frequenza  che spazia da 30 PHz a 749 GHz.

Radiazione ultravioletta
Fascia di UV Lunghezza d’onda
Vicino ultravioletto 400 – 300 nm
Medio ultravioletto 300 – 200 nm
Lontano ultravioletto 200 – 100 nm

La radiazione ultravioletta, in realtà, riesce parzialmente a bucare l’atmosfera nella sua componente – nota come vicino ultravioletto – compresa tra i 300 ed i 400 nanometri. Della radiazione emessa dal Sole in ultravioletto, molta parte è bloccata dalla nostra atmosfera e il 99% della radiazione che giunge in superficie è di tipo UV-A, il tipo meno pericoloso (la stessa UVA che trovate scritta sulle creme abbronzanti). La tipologia C viene bloccata al 99.9% mentre quella B al 95%.

La parte bloccata è ionizzante, dannosa per l’uomo. Per osservare la parte bloccata occorre uscire dall’atmosfera terrestre. Un telescopio orbitante a circa 40 km, sopra lo strato di ozono, riesce a catturare radiazione fino a 200 nanometri (medio ultravioletto). Si può ricorrere a palloni e piccoli razzi per superare la soglia e sfociare nel lontano ultravioletto, ma le osservazioni sarebbero limitate a poche ore al massimo. Proprio per questo, si ricorre ai telescopi orbitanti.

La maggior parte delle radiazioni emesse dai corpi celesti è dovuta al loro calore, diretto o riflesso. In tali termini, l’universo ultravioletto fornisce l’immagine dell’universo “caldo”.

Le osservazioni in ultravioletto

La prima osservazione in banda UV ebbe come target il Sole attraverso una sonda lanciata nel 1946 mentre per la prima sorgente UV extrasolare fu necessario attendere il 1955. La spettroscopia ultravioletta è figlia degli anni Sessanta del Novecento ma è con il satellite OAO-2, nel 1968, che questa branca dell’astronomia inizia a fare passi da gigante.

Il primo satellite vero e proprio fu infatti l’Orbiting Astronomical Observatory n°2 della NASA (detto OAO 2), dopo che il numero 1 finì in mezzo all’oceano anziché entrare in orbita  . L’Europa rispose soltanto nel 1972 con TD 1, ma il primo vero grande telescopio spaziale fu sempre della NASA e fu l’OAO 3, noto meglio come COPERNICUS, lanciato il 21 agosto del 1972. COPERNICUS è un telescopio spaziale con uno specchio primario del diametro di 80 centimetri posto in orbita quasi circolare con raggio di 7.123 chilometri, inclinata di 35 gradi.

Oltre al telescopio ultravioletto, missione primaria, COPERNICUS conteneva un esperimento a raggi X  per l’Università di Londra. La particolare posizione dei pannelli solari limitava il raggio di azione del telescopio, che così poteva osservare determinate zone di cielo soltanto in determinati periodi dell’anno.

Oltre a questa limitazione, il tempo di recovery tra una ripresa e l’altra era molto lungo e il telescopio risentiva anche dell’elevato background a ultravioletto, in grado di rendere i singoli segnali meno scorporabili dal fondo. Un progetto che segna un passo avanti, quindi, ma che risente di importanti limitazioni e proprio queste fecero pensare a missioni di affiancamento e sostituzione nel 1981.

Il 1974 vede il lancio dell’Astronomische Nederlandse Satelliet (ANS), primo grande progetto olandese per l’astronomia spaziale (in collaborazione con la NASA) e dedicato all’osservazione ultravioletta e X. Il lancio è datato 30 agosto 1974, base di Vandenberg negli USA, mentre il rientro risale al 14 giugno 1977. Uno specchio caratterizzato da 22 centimetri di diametro era la base del telescopio ultravioletto. Ad ANS è dovuta l’osservazione dell’emissione X da parte della corona  di una stella diversa dal Sole, precisamente Capella in Auriga.

Il 26 gennaio 1978 da Cape Canaveral viene lanciato l’International Ultraviolet Explorer (IUE), frutto della collaborazione tra NASA, ESA e Science Research Council. Il progetto iniziale era chiamato SAS – D (Small Astronomy Satellite-D) e nacque per idea congiunta di ESRO (ora ESA) e NASA, con i britannici unitisi in seguito. Il telescopio era caratterizzato da uno specchio di 45 centimetri più snello ed agile nelle manovre rispetto ai predecessori.

La sua orbita era geostazionaria, ad una altitutine di 36.000 chilometri, e svolse il suo lavoro per ben diciannove anni contro i cinque pianificati dal progetto, fino al termine delle attività datato 30 settembre 1996. In tutti fornì 10.400 immagini di 10.000 corpi celesti di diversa natura, scegliendo tra pianeti, comete, stelle, mezzo interstellare , supernovae, galassie e AGN.

Si trattò del primo telescopio orbitante a eseguire in tempo reale i comandi ricevuti da Terra, dalla base ESA di VILSPA a Villafranca del Castillo in Spagna.

La mappa del cielo in ulrtavioletto ottenuta dal satellite International Explorer Ultraviolet. Credit ESA/NASA/Science Research Council.
La mappa del cielo in ulrtavioletto ottenuta dal satellite International Explorer Ultraviolet. Credit ESA/NASA/Science Research Council.

Sono tante le scoperte e le osservazioni di rilievo attribuibili a IUE, tra le quali l’identificazione delle aurore su Giove, la detection di zolfo e la quantificazione di acqua sulle comete, l’osservazione di vento stellare emesso da stelle diverse dal Sole, l’identificazione della progenitrice della supernova   SN 1987A (per la prima volta nella storia delle supernovae), della quale scoprì anche gli anelli di materiale espulso, la determinazione diretta dell’alone galattico e, ultimo ma non ultimo, la condivisione dei risultati ottenuti con la comunità scientifica creando il primo link in tempo reale tra satelliti e astronomia.

Astron, satellite sovietico, venne lanciato il 23 marzo 1983 e operò per sei anni risultando il più grande telescopio spaziale a ultravioletti nel periodo coperto. Il telescopio era di 80 centimetri, centrato nella zona tra 150 e 350 nm, ed era affiancato da uno spettroscopio a raggi X.

Venne posto in orbita di 185 mila chilometri di apogeo in modo da non risentire né dell’ombra terrestre né della fascia di radiazioni che circonda il nostro pianeta . Studiò, tra gli altri oggetti, la SN 1987A e la cometa di Halley nel 1985, per la quale consentì di modellizzare la coma che circonda il nucleo.

Dopo l’IUE, il 1990 vede il lancio del telescopio più famoso del mondo: l’Hubble Space Telescope (HST). Nonostante grossolani errori nel calcolo delle ottiche, che hanno comportato la necessità di numerosi interventi nello spazio, l’HST è ad oggi ancora lì, a deliziarci con le sue immagini provenienti da uno specchio del diametro di 2,4 metri.

Progettato per avere una risoluzione di 0,1 secondi d’arco, l’errore della ditta costruttrice portò ad una risoluzione dieci volte maggiore. Il 2 dicembre del 1993, quindi, lo Shuttle Endeavour portò gli astronauti Hoffman, Musgrave, Thornton e Akers a porre delle lenti correttrici per riparare al danno.

Un ottimo riscontro della variazione di risoluzione si è avuto confrontando due immagini riprese dall’HST prima e dopo l’intervento dei tecnici e riguardanti la galassia  a spirale M 100.

L’HST ha mostrato impressionanti immagini di galassie, ha fornito seri indizi per la presenza di buchi neri al loro centro ed ha consentito di arrivare talmente indietro nel tempo, fotografando oggetti distanti miliardi di anni luce, da mostrarci le prime galassie del primo universo.

Il risultato dell'intervento operato sullo specchio di HST. La galassia M 100 prima e dopo l'intervento. Crediti NASA/ESA/HST
Il risultato dell’intervento operato sullo specchio di HST. La galassia M 100 prima e dopo l’intervento. Crediti NASA/ESA/HST

Hubble Space Telescope è risultato talmente affidabile da riuscire ad ammortizzare anche i ritardi del nuovo, e ancora futuro, James Webb Telescope, sempre più costoso a causa anche di errori di progettazione.

E così la vita di Hubble continua, prima con il progetto Frontier Fields finalizzato, tra l’altro, a cercare un oggetto da far visitare alla sonda New Horizons e poi con il progetto Beyond Ultra-deep Frontier Fields and Legacy Observations (BUFFALO), guidato dal Niels Bohr Institute e dall’Università di Durham, finalizzato allo studio di sei ammassi di galassie per la comprensione dell’evoluzione delle strutture dell’universo.

Si tratta di oggetti che presentano un gran numero di lenti gravitazionali e questo è fondamentale per guardare sempre più lontano. Il primo oggetto immortalato è l’ammasso di galassie Abell 370.

Il 24 giugno del 1999 viene lanciato il Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE, Explorer 77) a opera del Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory come parte del programma Origins.

Il telescopio operava tra 90.5 e 119.5 nm segnando una svolta nell’osservazione del lontano infrarosso e lo scopo primario era la caratterizzazione del deuterio nell’universo da un’orbita di appena 760 chilometri di altitudine, con inclinazione di 25 gradi e periodo inferiore ai 100 minuti.

La missione fu terminata il 12 luglio 2007 in seguito alla rottura di un giroscopio, fondamentale per il puntamento. A FUSE sono legati più di 400 articoli scientifici che spaziano dalle stelle fredde al mezzo intergalattico  passando per galassie e chimica intergalattica.

L’Explorer-83, meglio noto come GALEX (GALaxy Evolution eXplorer), è stato lanciato da Cape Canaveral il 28 aprile 2003 e ha operato per dieci anni e due mesi, fino al 28 giugno 2013, contro i pianificati 29 mesi. In orbita bassa quasi circolare e con un periodo di 98 minuti e una inclinazione di 29 gradi circa, GALEX conteneva un Ritchey-Chrétien da 50 centimetri di diametro, sensibile alla zona dell’ultravioletto tra 135 e 280 nm.

La sua prima immagine fu dedicata allo scomparso equipaggio dello Space Shuttle Columbia e riprendeva – il 21 maggio 2003 – una zona di Ercole, costellazione  che era puntata nel tentativo di stabilire un contatto con l’equipaggio.

Prima immagine di GALEX, dedicata all'equipaggio dello Space Shuttle Columbia. Crediti NASA
Prima immagine di GALEX, dedicata all’equipaggio dello Space Shuttle Columbia. Crediti NASA

Il campo di applicazione principale riguardava la formazione stellare fino ad abbracciare un periodo di 10 miliardi di anni della storia dell’universo.

Attraverso lo studio dell’universo infrarosso, e grazie a COPERNICUS soprattutto, è stato possibile scoprire come quasi tutte le stelle siano avvolte da strati esterni molto rarefatti come possono essere la nostra cromosfera e la corona  solare.

Inoltre, è stato scoperto che il gas interstellare è composto da regioni a temperature prossime allo zero assoluto e da regioni torride che arrivano fino a mezzo milioni di gradi e più.

La distribuzione di questo mezzo è molto irregolare, ed il Sole si trova proprio al confine di una zona di bassa densità. IUE ha consentito di ottenere indicazioni su lontane galassie, prima di passare lo scettro al successivo telescopio spaziale.

Ancora tra gli strumenti adibiti allo studio ultravioletto, l’Extreme ultraviolet Imaging Telescope (EIT) si trova all’interno di SOHO della NASA ed è dedicato allo studio della corona solare, risultando sensibile alle bande corrispondenti a 17.1, 19.5, 28.4 e 30.4 nanometri. Il telescopio può rivelare strutture nella corona che altrimenti sarebbero oscurate dal Sole stesso. I risultati di EIT sono a disposizione in real time per tutti sul sito di SOHO.

Public Telescope (PST) è un progetto innovativo tedesco finalizzato a estendere le osservazioni astronomiche a un pubblico molto vasto consentendo a chiunque (anche semplici astrofili) di ottenere immagini dal cosmo semplicemente con una connessione internet. Il progetto prevede uno specchio di 80 centimetri nell’ottico e rilevatori in infrarosso e ultravioletto.

Il cielo nell’ultravioletto

Un universo fatto di poche stelle, caldissime, e di fenomeni di formazione e morte stellare, con gas acceso a permeare l’intero universo: apparirebbe così il cielo osservato nella radiazione ultravioletta.

La maggior parte delle stelle osservate è in realtà composta da corpi freddi, quindi osservare il cielo all’ultravioletto – quindi studiandone il lato caldo – fornisce una immagine del cielo molto meno stellata rispetto a quella che siamo abituati a vedere nelle immagini ottiche.

Sappiamo, e possiamo sperimentarlo osservando il cielo in modo un po’ più attento, che le stelle hanno varie colorazioni: blu per Rigel e Vega, rosso per Betelgeuse, bianco per Sirio, arancione per Arturo e così via.Sappiamo inoltre che le stelle rosse sono relativamente fredde, con una temperatura  intorno ai 2000-3000 K, le bianche sono a metà con circa 10.000 K fino alle azzurre, le più calde, fino a 30.000 K.

Il nostro Sole, giallo, si attesta sui 5500 K. Osservare il cielo all’ultravioletto, si è detto, coincide con osservare gli oggetti più caldi, quindi alzando i nostri occhi sensibili all’ultravioletto verso il cielo vedremmo soltanto le stelle azzurre e, più debolmente, le bianche.

Marte in ultravioletto ripreso dalla sonda MAVEN. Crediti NASA/JPL/MAVEN
Marte in ultravioletto ripreso dalla sonda MAVEN. Crediti NASA/JPL/MAVEN

All’interno della zona ultravioletta le informazioni che possono essere ottenute riguardano la composizione chimica, la densità e la temperatura del mezzo interstellare e delle giovani stelle. Dal momento che gli oggetti “maturi” tendono a raffreddarsi, l’ultravioletto fornisce una immagine dell’universo più caldo, quindi più giovane.

Non si pensi che l’ultravioletto sia però importante soltanto per oggetti diffusi come il mezzo interstellare o intergalattico: MAVEN, sonda in orbita  marziana, utilizza questa finestra proprio per andare a estrarre informazioni sull’atmosfera del pianeta rosso riguardo la circolazione del vento a elevate altitudini, le modalità di variazione dell’ozono in seguito all’alternarsi delle stagioni.

Interessante è la “crisi dell’ultravioletto“, per la quale la radiazione ultravioletta proveniente dalle galassie non è sufficiente, in misura addirittura del 400%, ad accendere i flussi di idrogeno che fanno da ponte tra le galassie di un ammasso. Il mistero della provenienza di questa radiazione ultravioletta è ancora aperto.

Non mancano i casi particolari di emissione ultravioletta come la SLSN Gaia6apd, una supernova  distante 1,5 miliardi di anni luce e intensa sorgente ultravioletta: il tasso di affievolimento della sua radiazione UV nel tempo ha lasciato pensare alla presenza di una stella di neutroni  ad elevato tasso di rotazione.

Interessante è anche l’osservazione UV di supernovae Ia al fine di comprendere la natura della stella compagna della nana esplosa visto che proprio la radiazione UV indica la composizione degli strati più esterni della supernova.

Questo studio ha lasciato scoprire una strana relazione tra composizione chimica e curva di luce della supernova. Anche M 31 è stata oggetto di osservazione ultravioletta tramite il telescopio GALEX (Galaxy Evolution Explorer), evidenziando come i bracci di spirale somiglino più ad anelli completi a circondare il nucleo mentre sempre in luce UV è possibile ottenere le uniche prove di una passata interazione con M 32.

Il ruolo della radiazione UV è anche di estinzione , un offuscamento che ci consente di osservare molte meno galassie nane di quelle che in realtà dovremmo vedere intorno alle galassie giganti: il fondo ultravioletto che permea l’universo assume una tonalità rossastra nel momento in cui interagisce con il gas e proprio questo dovrebbe rendere possibile mappare il fondo UV, derivante essenzialmente dalla combinazione di radiazione proveniente da stelle massicce e buchi neri.

La radiazione, infatti, eccita il gas causando una emissione di luce rossa e proprio osservando questa luce dovrebbe essere possibile comprendere l’influenza dell’ultravioletto sull’evoluzione galattica.

Ad esempio, il Multi Unit Spectroscopic Explorer (MUSE), installato sul Very Large Telescope (VLT) è stato puntato a 30 milioni di anni luce di distanza in direzione della galassia  UGC 7321, ottenendo uno spettro per ciascun pixel dell’immagine ottenuta in modo da ottenere una mappa della luce rossa ricercata.

Questo potrebbe anche aiutare a predire la temperatura del gas cosmico con una accuratezza superiore a quanto non sia possibile fare oggi. La radiazione ultravioletta riscalda il gas cosmico a temperature superiori a quella della superficie solare e questo riscaldamento va a stoppare la possibilità di formazione stellare da parte delle galassie meno protette, cioè quelle piccole.

 

Riferimenti e approfondimenti

  1. Skoog, Douglas A .; Holler, F. James; Crouch, Stanley R. (2007). Principi di analisi strumentale (6a ed.). Belmont, CA: Thomson Brooks / Cole. pagg. 169-173. ISBN 9780495012016.
  2. Metha, Akul (13 dicembre 2011). “Principio” . PharmaXChange.info .
  3. Metha, Akul (22 aprile 2012). “Derivazione della birra – legge di Lambert” . PharmaXChange.info .
  4. Misra, Prabhakar ; Dubinskii, Mark, eds. (2002). Spettroscopia ultravioletta e laser UV . New York: Marcel Dekker . ISBN 978-0-8247-0668-5.
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