Astronomia: spettroscopia nell’infrarosso

La luce che i nostri occhi percepisce è solo una piccola parte di un ampio spettro di radiazione elettromagnetica. Nella porzione di energia appena più elevata dello spettro visibile giace l’ultravioletto, ed in quella immediatamente a più bassa energia vi è l’infrarosso.

La porzione della regione infrarossa più utile per l’analisi dei composti organici non è immediatamente adiacente allo spettro del visibile, ma è quella avente un’estensione da 2500 a 16000 nm corrispondente ad uno spettro di frequenza compreso tra 1,9 x1013 e 1,2 x1014 Hz.

Astronomia: spettroscopia nell'infrarosso 1

L’energia associata ai fotoni in questa parte dell’infrarosso (da 1 a 15 Kcal/mole) non è abbastanza intensa da eccitare gli elettroni, ma può indurre eccitazione vibrazionale di atomi e gruppi legati covalentemente. I legami covalenti nelle molecole non sono barre o aste rigide, come si trovano nei kit di modellistica molecolare, ma sono molto più come rigide molle che possono essere stirate e curvate.

Introduzione

Dopo l’uso di un prisma da parte di Isaac Newton per la luce bianca in uno spettro ottico, fu scoperto nel 1800 da William Herschel che la parte più calda della banda luminosa del Sole era oltre la fine della parte rossa dello spettro.

Questi “raggi caldi” mostravano anche linee spettrali. Charles Piazzi Smyth nel 1856 scoprì la radiazione infrarossa nella luce della Luna; la scoperta fu confermata nel 1873 da William Parsons. William Coblentz nel 1913 riuscì a rilevare la radiazione infrarossa di Marte, Venere, Giove e di diverse stelle.p>Le prime osservazioni sistematiche nell’infrarosso furono effettuate a partire anni venti.

Seth Barnes Nicholson e Edison Pettit, mediante una termocoppia da loro stessi costruita, tra il 1921 e il 1927 condussero osservazioni sistematiche con cui riuscirono a captare la radiazione infrarossa della Luna, dei pianeti e di 134 stelle. Da allora, come ogni altra forma di radiazione elettromagnetica, l’infrarosso fu utilizzato dagli astronomi per conoscere meglio l’universo.

L’infrarosso, rispetto alla luce visibile, è capace di passare quasi indenne attraverso grandi distese di polveri, e permette quindi di indagare oggetti nascosti alla vista dei sensori ottici, come per esempio protostelle in via di formazione dentro le nubi molecolari.

Lo spettro infrarosso

Spettro infrarosso dell'etanolo
Spettro infrarosso dell’etanoloIn un tipico spettro infrarosso in ascissa troviamo una scala di frequenze normalmente espresse in numero d’ondaν e con unità di misura il cm-1 e in ordinata la percentuale di radiazione trasmessa, detta trasmittanza.

Si può suddividere lo spettro in tre diverse zone:

  1. zona dei gruppi funzionali, che si estende da 3800 a 1300 cm-1 e comprende bande dovute sia a stiramenti che a deformazioni di gruppi funzionali (per esempio legami N-H, O-H, C-H, C=C, C=O, N=O, ecc.), con questi ultimi compresi tra 1600 e 1300 cm-1. È da notare che i legami con l’idrogeno si trovano a frequenze molto alte per via della massa molto ridotta di quest’atomo;
  2. zona delle impronte digitali, da 1300 a 650 cm-1, che deve il suo nome alla presenza di bande strettamente caratteristiche di ciascuna singola molecola, in quanto originate da vibrazioni corali dell’intero scheletro molecolare;
  3. zona del lontano IR, che si estende da 650 a 200 cm-1 e presenta bande dovute a stiramenti di atomi pesanti, deformazioni di gruppi privi di idrogeno e vibrazioni di scheletro.

I picchi risultanti si distinguono fra acuti e ampi: questi ultimi in particolare riflettono il carattere di un legame che può vibrare in un raggio di frequenze a seconda dell’ambiente chimico in cui si trova (notevole il caso dello stiramento del legame a idrogeno che produce un riconoscibile picco fra 3000-3500 cm-1).

Dallo spettro infrarosso è possibile trarre utili informazioni per il riconoscimento di una molecola incognita. A tal proposito, al fine di associare un legame a un dato numero d’onda, si utilizzano apposite tavole riportate in bibliografia o librerie elettroniche incluse nel software della strumentazione.

Teoria

Il modello teorico considera una semplice molecola formata da due atomi diversi comportarsi come un oscillatore armonico per il quale è applicabile la legge di Hooke (nella realtà è presente una certa anarmonicità che rende conto della dissociazione del legame chimico). Applicando l’equazione di Schrödinger a un tale sistema si ottiene

dove  è la massa ridotta e  la costante di forza del legame.

La risoluzione di tale equazione fornisce i livelli energetici vibrazionali permessi, che possiedono energia

dove  è il numero quantico vibrazionale e  la frequenza vibrazionale data dalla relazione

Introducendo il termine vibrazionale  è possibile esprimere le energie in funzione del numero d’onda:

il numero d’onda vibrazionale si ricava applicando l’equazione

Da quanto detto è banalmente verificabile che tanto maggiore è la forza del legame tanto maggiore sarà la frequenza di vibrazione per un dato livello vibrazionale, mentre più pesanti saranno gli atomi minore sarà la frequenza vibrazionale. Di conseguenza è sperimentalmente verificabile un effetto isotopico sullo spettro.

La condizione necessaria affinché una radiazione infrarossa possa originare una transizione vibrazionale consiste nel verificarsi di un cambiamento del dipolo elettrico molecolare a seguito del cambiamento di posizione degli atomi.

Quindi le molecole omoatomiche (come N2 o O2) non sono attive all’infrarosso, mentre molecole apolari quali CO2 possono entrare in risonanza con la radiazione solamente grazie alle vibrazioni asimmetriche che producono un dipolo istantaneo. La regola di selezione stabilisce che affinché si abbia assorbimento o emissione debba verificarsi una transizione tale che

Nella realtà è anche possibile osservare le cosiddette bande di overtone (armoniche superiori) in apparente violazione di quest’ultima regola di selezione; queste particolari bande sono dovute alla anarmonicità del legame chimico.

Nel caso di molecole allo stato gassoso, in cui c’è libera rotazione, il tipico spettro IR ingloba anche i contributi delle transizioni rotazionali e diviene uno spettro vibro-rotazionale più complesso ma anche più ricco di informazioni. È possibile distinguere, in base alla variazione del numero quantico J dovuta alla transizione, rami spettrali P (ΔJ=-1), Q (in molecole in cui e permessa la transizione con ΔJ=0) e R (ΔJ=+1).

Spettroscopia vibrazionale

Considerando una molecola lineare formata da N atomi, in base all’orientamento lungo i tre assi cartesiani (x, y, z) sono possibili 3N-5 diversi modi vibrazionali; per una molecola non lineare tali modi sono 3N-6. Questo perché abbiamo 3N gradi di libertà meno 3 di traslazione e 3 di rotazione (quindi 3N-6) per le molecole non lineari e 3 di traslazione e 2 di rotazione (quindi 3N-5) per le molecole lineari.

Le vibrazioni possono essere di due tipi: stiramento del legame chimico (stretching) e deformazione dell’angolo di legame (bending). Lo stiramento consiste in una variazione periodica della distanza interatomica e può essere simmetrico se i due atomi si avvicinano o allontanano contemporaneamente (indicato con νs) o asimmetrico nel caso contrario (indicato con νa). La deformazione può pure essere simmetrica o asimmetrica e può avvenire lungo il piano su cui giace l’angolo di legame o fuori da tale piano.

La deformazione simmetrica nel piano è detta scissoring (apertura e chiusura di una forbice, indicata con δ), mentre quella asimmetrica è chiamata rocking (oscillazione, indicata con ρ); la deformazione asimmetrica fuori dal piano è detta twisting (torsione, indicata con τ) mentre quella simmetrica fuori dal piano è chiamata wagging (agitamento, indicata con la lettera w).

Stretching
simmetrico
Stretching
asimmetrico
Scissoring Rocking Wagging Twisting
Symmetrical stretching.gif Asymmetrical stretching.gif Scissoring.gif Modo rotacao.gif Wagging.gif Twisting.gif

Una molecola composta da n atomi possiede 3n gradi di libertà, sei dei quali sono traslazioni e rotazioni della molecola stessa. Questo lascia 3n-6 gradi di libertà vibrazionali (3n-5 se la molecola è lineare). Ai modi di vibrazione sono spesso associati nomi descrittivi, come stretching, bending, scissoring, rocking and twisting.

La molecola a quattro atomi della formaldeide, il cui spettro in fase gassosa è mostrato sotto, fornisce un esempio di questa terminologia. Se a destra dello spettro non è visibile un modello a sfere e stecche della formaldeide, agire sul pulsante “view ball & stick model” in basso a destra.

Ci attendiamo sei fondamentali modi di vibrazione (12 meno 6), e queste sono state assegnate allo spettro d’assorbimento. Per osservare un modo di vibrazione della molecola di formaldeide, agire sui pulsanti presenti sotto lo spettro.

Spettro infrarosso
Spettro infrarosso della formaldeide in fase gassosa, H2C=O

L’esatta frequenza a cui avviene una determinata vibrazione è determinata dalla forza dei legami coinvolti e dalla massa degli atomi. Per una discussione più dettagliata di questi fattori.

Nella pratica, gli spettri infrarossi normalmente non mostrano segnali separati di assorbimento per ognuno dei 3n-6 modi fondamentali di vibrazione di una molecola.

Il numero di assorbimenti osservati può essere aumentato da interazioni sottrattive e additive che conducono a combinazioni di toni e di sovratoni delle vibrazioni fondamentali, molte delle quali avvengono allo stesso con cui le vibrazioni sonore interagiscono in uno strumento musicale.

Inoltre, il numero degli assorbimenti osservati può essere diminuito da simmetrie molecolari, limitazioni dello spettrometro e da regole di selezione spettroscopiche. Una regola di selezione che influenza l’intensità degli assorbimenti IR, è quella in cui potrebbe avvenire una variazione del momento dipolare per una vibrazione che assorbe energia infrarossa.

Le bande di assorbimento associate allo stiramento del legame C=O sono di regola molto forti perché in questo modo vibrazionale si verifica una grande variazione del momento dipolare.

Alcune regole generiche:

i) Le frequenze di stretching sono più alte a quelle corrispondenti di bending. (E’ più facile piegare un legame che non stirarlo o comprimerlo.)
ii) I legami dell’idrogeno hanno frequenze di stretching più elevate di quelli degli atomi più pesanti.
iii) I tripli legami hanno frequenze di stretching più elevate dei corripondenti doppi legami, che a loro volta hanno frequenze più alte dei legami semplici.
(Eccetto i legami con l’idrogeno).
Le generiche regioni dello spettro infrarosso in cui si osservano vari tipi di bande vibrazionali sono delineate nel diagramma seguente. Tenere presente che le parti colorate in blu sopra la linea tratteggiata si riferiscono a vibrazioni di strechting, e la banda colorata in verde sotto la linea racchiude le vibrazioni di bending.

La ricchezza degli spettri infrarossi nella regione tra 1450 e 600 cm-1 rende difficile l’assegnarne tutte le bande d’assorbimento, ed a causa degli unici tipi lì trovati, essa è spesso definita regione dell’impronta digitale. Le bande d’assorbimento nella regione tra 4000 e 1450 cm-1 sono per lo più dovute a vibrazioni di stretching delle unità biatomiche, e perciò essa è qualche volta chiamata regione di frequenza dei gruppi.

Astronomia: spettroscopia nell'infrarosso 13

Radio spettroscopia

La radio astronomia inizia grazie al lavoro di Karl Jansky all’inizio del 1930, mentre stava lavorando per i laboratori Bell; egli costruì un’antenna radio per cercare potenziali sorgenti di interferenza nelle trasmissioni radio transatlantiche.

In quella occasione trovò che una delle sorgenti di rumore scoperte non proveniva dalla Terra, ma dal centro della Via Lattea nella costellazione del Sagittario. Nel 1942, James Stanley Hey misurò onde radio provenienti dal Sole usando ricevitori radar militari. La spettroscopia delle onde radio è iniziata con la scoperta, nel 1951, della riga a 21 centimetri dell’idrogeno neutro (circa 1,42 GHz).

radiazione cosmica di fondo
Mappa della radiazione cosmica di fondo, dopo la rimozione dei contributi dovuti a sorgenti locali e dell’anisotropia di dipolo.

L’interferometria radio fu utilizzata nel 1946, quando J. L. Pawsey, R. Payne-Scott e L. McCready usarono una singola antenna sulla cime di una scogliera per osservare la frequenza di 200 MHz della radiazione solare. Due raggi incidenti, uno proveniente direttamente dal sole e l’altro riflesso dalla superficie del mare, generarono l’interferenza necessaria.

Il primo interferometro multi-ricevitore fu costruito nello stessa anno da M. Ryle e Vonberg. Nel 1960; Ryle e Antony Hewish pubblicarono la tecnica della sintesi d’apertura per analizzare i dati dell’interferometro. Con il processo della sintesi d’apertura, che coinvolge l’autocorrelazione e la trasformata discreta di Fourier del segnale in entrata, si ottiene la variazione del flusso sia spaziale che di frequenza.

Il risultato è un’immagine 3D il cui terzo asse è occupato dalla frequenza. Per questo lavoro, Ryle e Hewish furono congiuntamente premiati nel 1974 con il premio Nobel per la Fisica..

Anche la radiazione cosmica di fondo, che ha la massima intensità a 160 GHz, fa parte delle radio spettroscopia. Tale radiazione elettromagnetica permea l’universo in maniera isotropa e viene interpretata come il residuo del Big Bang.

Questa radiazione, che non è associata ad alcuna stella o galassia, può essere rilevata solo tramite l’utilizzo di un radiotelescopio; venne scoperta nel 1964 da Arno Penzias e Robert Woodrow Wilson successivamente premiati nel 1978 con il Premio Nobel per la Fisica.

I telescopi spaziali agli infrarossi possono osservare in buona parte dello spettro infrarosso; tuttavia la maggior parte dell’astronomia infrarossa è di competenza dei telescopi di terra, che sfruttano le piccole “finestre” costituite dalle lunghezze d’onda per cui l’atmosfera terrestre risulta trasparente. Le principali di queste finestre sono riportate nella tabella sottostante.

Range di lunghezze d’onda
(micrometri)
Bande astronomiche Telescopi
0,65 – 1.0 R e I Tutti i principali telescopi ottici
1,25 J Gran parte dei telescopi ottici e gran parte dei telescopi dedicati
1,65 H Gran parte dei telescopi ottici e gran parte dei telescopi dedicati
2,2 K Gran parte dei telescopi ottici e gran parte dei telescopi dedicati
3,45 L Gran parte dei telescopi dedicati ed alcuni telescopi ottici
4,7 M Gran parte dei telescopi dedicati ed alcuni telescopi ottici
10 N band Gran parte dei telescopi dedicati ed alcuni telescopi ottici
20 Q Alcuni telescopi dedicati ed alcuni telescopi ottici
450 submillimetrica Telescopi submillimetrici

Tra queste “finestre” vi sono in genere delle regioni attraverso le quali l’osservazione infrarossa è resa molto difficoltosa o persino impossibile a causa dell’opacità dell’atmosfera a quel determinato range di lunghezze d’onda.

Astronomia: spettroscopia nell'infrarosso 14 Astronomia: spettroscopia nell'infrarosso 15

SOFIA scienza – resto di supernova materiale espulso produzione di materiale di formazione planetaria.

I telescopi dedicati specificamente all’osservazione infrarossa submillimetrica sono costruiti di norma in siti ad elevate altitudini, come il Mauna Kea Observatory, nelle Hawaii, o l’ALMA, nel Cile, o persino su velivoli come il SOFIA, le cui osservazioni possiedono la massima sensibilità attualmente raggiungibile dai telescopi con base a Terra. I dati forniti dai telescopi spaziali invece colmano le lacune di queste finestre, permettendo di ricostruire nella sua interezza il panorama infrarosso del cielo.

Frequenze dei gruppi

Informazioni dettagliate circa gli assorbimenti nell’infrarosso osservati per vari atomi e gruppi legati sono generalmente presentate sotto forma di tavole.

La tavola seguente fornisce una collezione di tali dati per la maggior parte dei gruppi funzionali. Seguendo lo schema dei colori della tavola, gli assorbimenti di stretching sono elencati nella parte con sfondo blu e gli assorbimenti di bending, nella parte con sfondo verde.

Poiché la maggioranza dei composti hanno legami C-H, una regola utile è che l’assorbimento tra 2850 e 3000 cm-1 è dovuta allo stretching della struttura sp3 di C-H; invece, l’assorbimento al disopra di 3000 cm-1 proviene dallo stretching della struttura sp2 di C-H, o sp di C-H se vicina a 3300 cm-1.

Frequenze tipiche di assorbimento nell’infrarosso

 Vibrationi di stretching Vibrationi di bending
Classe funzionale Banda (cm-1) Intensità Attribuzione Banda (cm-1) Intensità Attribuzione
Alcani 2850-3000 forte CH3, CH2 e CH
2 o 3 bande
1350-1470
1370-1390
720-725
media
media
debole
deformazione di CH2 e CH3
deformazione di CH3
CH2 rocking
Alcheni 3020-3100
1630-16801900-2000
media
variabileforte
=C-H e =CH2 (di solito netta)
C=C (la simmetria riduce l’intensità)C=C stretch asimmetrico
880-995
780-850
675-730
forte
media
media
=C-H e =CH2
(bending fuori dal piano)
cis-RCH=CHR
Alchini 3300
2100-2250
forte
variabile
C-H (generalmente netta)
C≡C (la simmetria riduce l’intensità)
600-700 forte deformazione di C-H
Areni 3030
1600 & 1500
variabile
media-forte
C-H (può generare diverse bande)
C=C (in anello) (2 bande)
(3 se coniugato)
690-900 forte-media C-H bending e
ripiegamento dell’anello
Alcoli e fenoli 3580-3650
3200-3550
970-1250
variabile
forte
forte
O-H (libero), di solito netto
O-H (H-legato), di solito disperso
C-O
1330-1430
650-770
media
variabile-debole
O-H bending (nel piano)
legame O-H (fuori dal piano)
Ammine 3400-3500 (soluzione diluita)
3300-3400 (soluzione diluita
1000-1250
debole
debole
media
N-H (1°-ammine), 2 bande
N-H (2°-ammine)
C-N
1550-1650
660-900
media-forte
variabile
NH2 scissoring (1°-ammine)
NH2 e N-H wagging
(dislocamento sul legame -H)
Aldeidi e chetoni 2690-2840(2 bande)
1720-1740
1710-1720
1690
1675
1745
1780
media
forte
forteforte
forte
forte
forte
C-H (aldeide C-H)
C=O (aldeide satura)
C=O (chetone saturo)chetone arilico
insaturazione α, β
ciclopentanone
ciclobutanone
1350-1360
1400-1450
1100
forte
forte
media
bending di α-CH3
bending di α-CH2
bending di C-C-C
Acidi carbossilici e
derivati
2500-3300 (acidi) sovrapposizione di C-H
1705-1720 (acidi)
1210-1320 (acidi)
1785-1815 (alogenuri acilici)
1750 & 1820 (anidridi)
    1040-1100
1735-1750 (esteri)
    1000-1300
1630-1695(ammidi)
forte
forte
media-forteforte
forte
forte
forte
forte
forte
O-H (molto disperso)
C=O (H-legato)
O-C (a volte 2-picchi)C=O
C=O (2-bande)
O-C
C=O
O-C (2-bande)
C=O (ammide I banda)
1395-1440

1590-1650
1500-1560

media

media
media

bending di C-O-H

N-H (1¡-ammide) II banda
N-H (2¡-ammide) II banda

Nitrili

Isocianati, isotiocianati,
diimmidi, azidi e cheteni

2240-2260

2100-2270

media

media

C≡N (netto)

-N=C=O, -N=C=S
-N=C=N-, -N3, C=C=O

Per illustrare l’utilità degli spettri di assorbimento nell’infrarosso, sotto vengono presentati gli spettri di cinque isomeri di C4H8O, in corrispondenza con le loro formule di struttura. I cinque spettri possono essere esaminati in sequenza cliccando sul pulsante “Toogle Spectra“.

Astronomia: spettroscopia nell'infrarosso 16

Astronomia: spettroscopia nell'infrarosso 17

Altri gruppi funzionali

I dati sull’assorbimento nell’infrarosso per alcuni gruppi funzionali non elencati precedentemente sono forniti dalla tavola seguente. La maggior parte degli assorbimenti elencati sono associati con vibrazioni di stretching. Le abbreviazioni standard (str = forte, wk = debole, brd = disperso e shp = netto) sono state utilizzate per descrivere la qualità della banda di assorbimento.

Classe funzionale Assorbimenti caratteristici
Funzioni dello zolfo
S-H tioli 2550-2600 cm-1 (wk e shp)
S-OR esteri 700-900 (str)
S-S disolfuri 500-540 (wk)
C=S tiocarbonile 1050-1200 (str)
S=O   solfossido
solfone
acido solfonico
cloruro di solfonile
solfato
1030-1060 (str)
1325 ± 25 (as) e 1140 ± 20 (s) (entrambi str)
1345 (str)
1365 ± 5 (as) & 1180 ± 10 (s) (both str)
1350-1450 (str)
Funzioni del fosforo
P-H fosfina 2280-2440 cm-1 (med e shp)
950-1250 (wk) bending di P-H
(O=)PO-H acido fosfonico 2550-2700 (med)
P-OR esteri 900-1050 (str)
P=O   ossido di fosfina
fosfonato
fosfato
fosfammide
1100-1200 (str)
1230-1260 (str)
1100-1200 (str)
1200-1275 (str)
Funzioni del silicio
Si-H silano 2100-2360 cm-1 (str)
Si-OR 1000-11000 (str e brd)
Si-CH3 1250 ± 10 (str e shp)
Funzioni degli ossidi di azoto
=NOH ossima
O-H (stretch)
C=N
N-O
3550-3600 cm-1 (str)
1665 ± 15
945 ± 15
N-O ossido di ammina
alifatica
aromatica
960 ± 20
1250 ± 50
N=O nitrosonitro 1550 ± 50 (str)
1530 ± 20 (as) e 1350 ± 30 (s)

Prova la tua abilità nell’uso delle informazioni derivanti dall’infrarosso e dalla spettrometria di massa per identificare un composto sconosciuto. Cliccando sul pulsante, si apre una pagina in cui si può selezionare uno fra quattro diversi problemi di questo genere. Le risposte vengono fornite una volta che sia stato eseguito un tentativo per risolvere il problema.

Il cielo infrarosso

Dalla formazione delle prime stelle dell’universo in lontano infrarosso fino a scavare nella polvere della formazione planetaria. La radiazione infrarossa fornisce sempre più dettagli fondamentali per processi e chimica.

Il cuore infrarosso della Via Lattea. Crediti HST-Spitzer-NASA-Caltech
Il cuore infrarosso della Via Lattea. Crediti HST-Spitzer-NASA-Caltech

Il cielo a infrarossi può essere molto simile a quanto osservato nell’immagine che segue, frutto di duemila immagini a lunghezza IR ottenute da Hubble Space Telescope e da Spitzer, per un campo totale di 200 anni luce per 115 anni luce, un’area corrispondente a circa duecento volte il nostro Sistema Solare .

Facili da rintracciare le nubi di gas e polvere, poste lungo l’immagine. Visibili anche tre ampi ammassi stellari. Guardando attentamente si scorgono i pilastri vicini al Quintetto (basso a sinistra). Le righe del campo magnetico si trovano in alto a sinistra, modellando il plasma.

La zona centrale del Cigno, dove in ottico brilla Sadr, offre in infrarosso una visione di polveri cosmiche. Crediti Akari/JAXA
La zona centrale del Cigno, dove in ottico brilla Sadr, offre in infrarosso una visione di polveri cosmiche. Crediti Akari/JAXA

Là dove in genere si è soliti vedere Sadr, la stella centrale del Cigno, ha guardato invece il telescopio spaziale giapponese Akari, sensibile alla luce del lontano infrarosso. Il risultato è che le stelle lasciano il posto alle nubi presenti nella zona, attraversata in pieno dalla Via Lattea estiva, mostrando i delicati dettagli e le zone a maggior formazione stellare, brillanti al centro. Quel che si vede è il mezzo interstellare , che addensandosi dà vita a nuove stelle.

Come accennato in via incidentale durante l’elencazione degli strumenti a disposizione per l’astronomia infrarossa, le principali aree di attività riguardano l’evoluzione galattica in termini di formazione stellare, nel vicino e lontano universo, e la formazione planetaria non solo in termini di esopianeti ma anche di pianeti solari.

Fondo infrarosso

Lo spazio tra le stelle può essere scuro ma di certo non è né vuoto né nero, dal momento che proprio tra le stelle sono presenti diverse tipologie di “bagliori” a diverse lunghezze d’onda. Un fondo ottico (Cosmic Optical Background – COB) è dovuto alla luce di miliardi di deboli stelle non visibili a occhio nudo, ad esempio. Un fondo a microonde è legato alla famosa Cosmic Microwave Background (CMB), fondamentale per gli studi cosmologici.

Ma un fondo è presente anche nello spettro gamma, X e ultravioletto e l’infrarosso non è da meno con il Cosmic Infrared Background (CIB), una radiazione diffusa registrata nello spettro infrarosso la cui giustificazione teorica è ancora un puzzle del quale, però, qualche pezzo è stato messo da parte. I dati di archivio di ALMA hanno svelato come il 60% della radiazione osservata nello spettro infrarosso derivi infatti da galassie molto deboli, alcune anche cinque volte più deboli di quelle finora osservate.

Resterebbe quindi un 40% per spiegare totalmente il fondo a infrarosso, ma è viva la convinzione che possa trattarsi di galassie ancora più deboli, anche se questo aprirebbe un altro caso: la luce infrarossa deriva, per queste galassie, dalla presenza di enormi quantità di polvere che assorbono la radiazione e la riemettono a frequenze maggiori, quelle infrarosse appunto.

Questo processo nelle galassie è accentuato dalla maggior presenza di polveri, ma i modelli ci dicono che galassie più piccole debbono avere una quantità di polvere molto più bassa di quella necessaria a spiegare il rimanente 40% del CIB. Quindi, ad oggi, da un lato si svela una parte dell’origine del CIB ma dall’altro si cercano risposte per gli oggetti più deboli.

Cosmic Infrared Background. Crediti Michael Hauser (Space Telescope Science Institute)/COBE/DIRBE Science Team/NASA
Cosmic Infrared Background. Crediti Michael Hauser (Space Telescope Science Institute)/COBE/DIRBE Science Team/NASA

Qualche risposta è stata comunque ipotizzata attraverso i dati del Cosmic Infrared Background Experiment (CIBER) che mostrano un bagliore cosmico in infrarosso dovuto, ad esempio, a stelle orfane cacciate dalla galassia di appartenenza. Simili eventi potrebbero aiutare a spiegare l’eccesso infrarosso osservato nel background.

I dati di CIBER consistono di immagini scattate durante un volo suborbitale e lavorate al fine di eliminare le sorgenti brillanti e note come stelle e galassie: quel che resta, oltre al rumore, è proprio il background infrarosso ed è un background che mostra peraltro uno spettro tendente al blu, quindi sempre più brillante man mano che ci si sposta nella parte più energetica.

Uno spettro proveniente dalle galassie sarebbe più rosso, il che fa puntare il dito verso una popolazione di stelle finora mai osservata prima.

Ciclo di vita stellare

La nascita delle stelle è da sempre uno scenario ricco di incognite e di sorprese: la conoscenza dell’argomento ha subito notevoli passi in avanti solo da quando sono state usate tecniche infrarosse e soprattutto grazie all’uso di telescopi in orbita intorno alla Terra, dove l’assenza dello scudo protettivo della nostra atmosfera permette di scandagliare l’universo anche in zone dello spettro altrimenti a noi oscurate.

E’ proprio nell’infrarosso infatti, che le stelle in formazione si mostrano facilmente. il Telescopio Spaziale Hubble da questo punto di vista è il piu’ avvantaggiato di tutti in quanto può osservare sia in luce visibile che nel vicino infrarosso regalandoci meravigliose immagini come quella che segue, rilasciata nel 2014.

Zona di formazione stellare in vicino infrarosso e ottico. Crediti HST/NASA/ESA
Zona di formazione stellare in vicino infrarosso e ottico. Crediti HST/NASA/ESA

Il campo ripreso nell’immagine si trova in una zona ricca di stelle in formazione, e come è noto, le stellle in formazione si trovano più facilmente in zone ricche di gas e polveri.

L’immagine è completamente permeata da una nube di polvere in parte illuminata dalle stelle nascenti (in basso a sinistra dove la polvere riflette direttamente la luce delle stelle al centro del bozzolo da cui hanno preso vita) e in parte completamente buia, creando un contrasto che conferisce molta bellezza al quadro ripreso.

Le due stelle luminose in basso a sinistra sono LkHA 326 e LZK 18 anche se a prima vista l’astro può sembrare singolo: ci si può accorgere della natura doppia tramite il crocicchio luminoso della stella, appunto doppio.

Queste si trovano al centro della nebulosa a riflessione catalogata come [B77] 63. L’altro oggetto di notevole interesse in questa foto è meno appariscente del primo ed è una stella in piena fase di formazione: si trova proprio sopra il centro dell’immagine.

Questa stella è nelle fasi finali della propria nascita ma è ancora avvolta dal bozzolo di polveri da cui è nata
Tramite ALMA sono stati invece osservati i primi segni del vento intorno ad una stella, precisamente la stella T-Tauri. Per tener conto della diversa firma infrarossa intorno a stelle di questo tipo, gli astronomi prevedono che i venti possano provenire dalla superficie del disco proto planetario.

Questi venti potrebbero avere importanti implicazioni sulla formazione dei pianeti, potenzialmente privando il disco di una parte del gas necessario per la formazione di giganti gassosi come Giove, o mescolando il disco e cambiando la posizione del tutto. Questi venti sono stati previsti dagli astronomi, ma non sono mai stati chiaramente individuati.

Con l’eccezionale risoluzione e sensibilità di ALMA, i ricercatori sono stati in grado di studiare la distribuzione del monossido di carbonio intorno alla stella, un ottimo tracciante per il totale del gas molecolare che compone le stelle e i loro dischi di formazione planetaria.

Sempre grazie alla risoluzione di ALMA è stato possibile spostare indietro le lancette della formazione di dischi di accrescimento intorno alle giovani stelle, visto che la protostella HH 112 presenta un disco già formato alla “tenera” età di appena diecimila anni.

Tramite AKARI, invece, è stata osservata la genesi di tre generazioni di stelle nella nebulosa IC4954/4955 nella costellazione della Vulpecula unitamente alla prima scoperta nell’infrarosso di un resto di supernova nella Piccola Nube di Magellano. Sempre legato all’infrarosso è lo studio della perdita di massa da parte di giovani giganti rosse nell’ammasso globulare NGC 104.

Quasar e Buchi neri

Buchi neri per WISE. Crediti NASA

Il telescopio Fermi studia l’universo ad alte energie, laddove i raggi gamma  alimentati dai getti che fuoriescono dai blazar  la fanno da padrone. Buchi neri supermassivi che divorano materia ed espellono dei getti che, indirizzati verso di noi, mostrano tutta la propria potenza nello spettro gamma, quello più energetico. WISE, invece, studia un universo più tranquillo, a radiazione infrarossa, nel freddo delle polveri e del materiale presente nell’universo.

Apparentemente si tratta di due universi molto differenti, ma un team dell’Università di Torino e dello Harvard Smithsonian Centre for Astrophysics ha scoperto nel 2016 una correlazione nel caso di blazar: i dati infrarossi ottenuti da WISE presentano infatti delle caratteristiche uniche, un colore particolare e un trend che segue molto fedelmente quello delle radiazioni gamma dell’oggetto. Se anche le future osservazioni confermeranno il tutto, vorrà dire che attraverso osservazioni infrarosse sarà possibile andare a scoprire nuovi blazar, qualcosa che fino a oggi sembrava un concetto del tutto fuori dall’ordinario.

Ancora per i buchi neri, osservazioni in banda sub-millimetrica effettuate con ALMA all’interno di una densa nube molecolare hanno portato ad ipotizzare l’esistenza di un buco nero  intermedio situato quasi al centro della Via Lattea. La struttura cinematica della nube CO-0.40-0.22 e la dinamica dei suoi gas suggeriscono infatti la presenza di un oggetto compatto delle dimensioni di 105 masse solari, oggetto che potrebbe essere uno dei rari ed evanescenti buchi neri di massa intermedia.

Pianeti e esopianeti

Per lo studio dei pianeti, solari ed extrasolari, sono stati fondamentali i lavori di IRAS, tra i cui risultati accertati figura la scoperta di un anello di polvere cosmica che circonda il Sistema Solare a una distanza di circa 15 miliardi di chilometri e la scoperta di un grande anello di frammenti rocciosi attorno a Vega, ritenuto dagli astronomi un sistema planetario in formazione.

Il disco scoperto da ALMA intorno alla stella HD 163296. Crediti ALMA/ESO
Il disco scoperto da ALMA intorno alla stella HD 163296. Crediti ALMA/ESO

Nel 1984, sempre IRAS consentì di ottenere la prima immagine ottica diretta di un disco proto planetario , tema che venne poi ripreso in modo particolarmente positivo da Spitzer. Diverse sono state le osservazioni dello SST degne di nota: una delle più rilevanti fu nel 2005, quando per la prima volta fu direttamente catturata la luce di due pianeti extrasolari, i giganti gassosi HD 209458 b e TrES-1b.

Prima di allora, la presenza di pianeti era stata dedotta solo dal comportamento della stella e delle variazione della velocità radiale. Un disco circumstellare fu scoperto nel 2005 attorno alla già stella di tipo T-Tauri CoKu Tau/4. Sempre a Spitzer è legata la prima misurazione della temperatura atmosferica di un esopianeta , il gioviano caldo HD 189733 Ab.

A dicembre 2016 ALMA – studiando la distribuzione delle polveri e dei gas attorno alla stella HD 163296- ha rilevato una coppia di pro topianeti in fase di completamento.

Nell’agosto del 2009, rilevamenti del telescopio Spitzer attorno alla stella HD 172555 e al suo disco circumstellare, permisero di scoprire i resti di una passata catastrofica collisione ad alta velocità tra due pianeti rocciosi, delle dimensioni di Mercurio e della Luna, che portò alla vaporizzazione del più piccolo e procurò notevoli danni al più grande, formando il disco di detriti attorno alla stella.

 

Riferimenti e approfondimenti

  1. J.B. Hearnshaw, The Measurement of Starlight: Two Centuries of Astronomical Photometry, Cambridge University Press, 1996
  2. Michelle Thaller, Why is Spitzer painted black ?, su spitzer.caltech.edu.
  3. Amici della Scienza

Lascia una recensione

avatar
  Subscribe  
Notificami
Translate »