ASTRONOMIA A DIVERSE LUNGHEZZE D'ONDA

ASTRONOMIA A DIVERSE LUNGHEZZE
D’ONDA

1.   Luce e radiazione elettromagnetica.
2.   Spettro elettromagnetico e sua articolazione
3.   Radiazione di corpo nero e legge di Wien
4.   Corpi celesti nello spettro elettromagnetico
5.   Cosa si può osservare nel cielo
6.   Strumenti di osservazione

LUCE E SPETTRO ELETTROMAGNETICO

   Quasi tutta l’informazione che ricaviamo riguardo
    l’Universo è derivata dalla luce che ci raggiunge.
    Uniche eccezioni
       Rocce: abbiamo prelevato dei campioni dalla Luna e da una
        cometa. Sono stati esaminati anche resti di meteoriti
       Siamo atterrati con sonde senza equipaggio su alcuni Pianeti
        e Lune,
       Abbiamo rilevato i primi segnali da onde gravitazionali.

LUCE E SPETTRO ELETTROMAGNETICO

   La luce è una delle manifestazioni delle onde
    elettromagnetiche che sono i mediatori di una delle
    quattro interazioni a distanza dell’Universo:
    1)   Forza elettromagnetica
    2)   Forza gravitazionale (onde gravitazionali!!)
    3)   Forza nucleare forte
    4)   Forza nucleare debole

RADIAZIONE ELETTROMAGNETICA

   Può essere descritta tramite:
       Frequenza
       Lunghezza d’onda

   La luce viaggia a:
       300,000,000 m/s
                             Lunghezza d’onda

TERMINOLOGIA DELL’ONDA ELETTROMAGNETICA
   Lunghezza d’onda (Wavelength) – distanza tra due massimi o due minimi.
   Ampiezza (Amplitude) – altezza dell’onda rispetto all’equilibrio.

   Periodo (Period )- tempo di transito di una lunghezza d’onda.
   Frequenza (Frequency )- il numero di periodi dell’onda in un secondo.

LUCE VISIBILE
   La luce bianca è in realtà una
    composizione di diverse
    componenti

   Ogni colore della luce ha le sue
    caratteristiche lunghezza
    d’onda e frequenza

LUCE VISIBILE
   Il rosso ha una lunghezza d’onda di circa7.0 x 10-7 m e una
    frequenza di 4.3 x 1014 Hz
   Il viola ha una lunghezza d’onda di circa4.0 x 10-7 m e una
    frequenza di 7.5 x 1014 Hz
   Per la lunghezza d’onda gli astronomi spesso usano l’angstrom
       1 angstrom = 1 x 10-10 m
            Red light has a wavelength of about 7000 angstroms

SPETTRO ELETTROMAGNETICO
   Possiamo vedere solo la
    parte visibile dello spettro
    elettromagnetico

   A grandi lunghezze d’onda
    troviamo infrarossi,
    microonde, onde radio

   A piccole lunghezze d’onda
    troviamo raggi ultravioletti,
    raggi x e raggi gamma

   Tutti insieme formano lo
    spettro elettromagnetico

SPETTRO ELETTROMAGNETICO
   Vediamo solo il visibile perché il nostro occhio è sensibile solo a quelle
    lunghezze d’onda

   Il nostro occhio ha quella sensibilità come frutto della nostra evoluzione per
    essere meglio sensibili alle onde elettromagnetiche emesse dal nostro Sole.

MA… DI CHE COLORE È IL SOLE?
                                                 La luce del sole è una miscela di diversi
                                                 colori, che appare ai nostri occhi come
                                                 luce bianca. Questo si vede
                                                 chiaramente in immagini del sole
                                                 prese dallo spazio, al di fuori
                                                 dell’atmosfera terrestre.

L’arcobaleno consiste di luce del sole,
separate in tutti i colori dello spettro.
Ogni colore ha una diversa lunghezza
d’onda – massima per il rosso, minima
per il blu.
Immagini dal sito http://solar-
center.stanford.edu/SID/activities/GreenSun.ht
ml

E ALLORA PERCHÉ IL SOLE CI APPARE GIALLO,
O ROSSO…?           Il Sole spesso ci appare giallo; osservandolo
                                     all’alba o al tramonto, quando è basso nel
                                     cielo, ci può apparire giallo, arancione, o rosso.
                                     Questo avviene perché i colori a piccola
                                     lunghezza d’onda (verde, blu, violetto) vengono
                                     diffusi dall’atmosfera, quindi solo i colori
                                     rosso/arancione/giallo raggiungono i nostri
                                     occhi attraverso un’atmosfera spessa.

               Questa è la stessa ragione per cui,
               quando il Sole è alto sull’orizzonte, il
               cielo appare blu. La diffusione della
               luce da parte dell’atmosfera segue la
               legge di Rayleigh: D∝ω4∝λ-4.
               Del resto, anche la luna può apparire
               rossa… come la Superluna del 31
               gennaio 2018.

RADIAZIONE DI CORPO NERO
   Come mai il Sole emette radiazione
    elettromangnetica proprio nel
    visibile?

   Ogni oggetto emette energia

   Questa energia viene emessa a
    diversi intervalli di lunghezza d’onda
    (o di frequenza)

   La distribuzione dell’energia
    emessa in funzione della lunghezza
    d’onda si chiama curva di corpo
    nero

   La forma della curva di corpo nero
    dipende dalla temperatura
    dell’oggetto che emette la
    radiazione elettromagnetica

RADIAZIONE DI CORPO NERO
   Le caratteristiche di questa radiazione sono descritte secondo i
    principi della fisica classica dalle due leggi di Stefan-Boltzmann
    e di Wien
   Considerato che l'emissione di onde elettromagnetiche (che
    hanno determinate frequenze) comporta l'emissione di
    energia, il valore delle Radianze Spettrali, ossia la potenza
    irraggiata per unità di superficie (W/m2) per ogni frequenza
    della radiazione emessa dal corpo nero, possono essere legate
    in un grafico con le frequenze in ascissa e la radianza spettrale
    in ordinata: si ha quindi una distribuzione spettrale di un corpo
    nero

RADIAZIONE DI CORPO NERO

 In tale grafico si considerano corpi neri a diverse temperature: ciò che emerge è
 che il valore delle diverse radianze spettrali dipende dalla FREQUENZA
 D'EMISSIONE e dalla TEMPERATURA del corpo.

RADIAZIONE DI CORPO NERO
   Considerando l'insieme delle frequenze d'emissione, otteniamo
    la Radianza, la potenza emessa per unità di superficie
    considerando l'apporto energetico di tutte le frequenze. Tale
    parametro cresce notevolmente all'aumentare
    della temperatura
   Questo osservazione è espressa analiticamente dalla Legge di
    Stefan-Boltzmann (dal nome di Josef Stefan, che la scoprì
    sperimentalmente, e da quello del fisico Ludwing Boltzmann,
    che la formalizzò matematicamente):
   Il valore T è la temperatura assoluta del corpo nero.

LEGGE DI WIEN                                          (1894)

Lo spettro di emissione del corpo nero mostra un massimo di energia
emessa ad una certa lunghezza d’onda (λmax)

 All’aumentare della temperatura T del corpo, la lunghezza
 d’onda del massimo di emissione decresce

                             0.2898
                       λ MAX =                        cm
                                T                             Unità misura

                                                             0.2898 cm ⋅ K

RADIAZIONE DI CORPO NERO

RADIAZIONE DI CORPO NERO
                         Cool gas ( ~60K)

                       Young star ( ~600K)

                        The Sun (~6000K)

                 Hot stars in a cluster ( ~60,000K)

corpo umano
T = 37 ° C = 310 K        λmax ≈ 9 µm

lampada a incandescenza
T ≈ 3 000 K                       λmax ≈ 1 µm

stella
T ≈ 30 000 K              λmax ≈ 1000 Å

corpo umano
                    T = 37° C = 310 K                              λmax ≈ 9 µm

                               B(λ, 310 K) (x108 erg cm-3 s-1)
osservare bene le
  unità di misura
    sull’asse y,
in particolare       i
 valori di scala, in
  questa e nelle
   prossime due
    diapositive

                                                                 λ (µm)

lampada a incandescenza
   T ≈ 3 000 K                               λmax ≈ 1 µm

B(λ, 3000 K) (x1013 erg cm-3 s-1)

                                    λ (µm)

stella
                                     T ≈ 30 000 K            λmax ≈ 1000 Å=0,1µm

B(λ, 30000 K) (x1018 erg cm-3 s-1)

                                                    λ (µm)

2000 K

                     1750 K

                       1500 K

                                 1250 K

                        λ (µm)

All’aumentare della temperatura, l’energia totale emessa
cresce, perché aumenta l’area totale sotto la curva e cresce con la quarta potenza
di T (Legge di Stefan – Boltzmann)

UNIVERSO A DIVERSE LUNGHEZZE D’ONDA
   Quello che vediamo dell’universo cambia molto in base allo strumento che
    usiamo

   In particolare, la stessa regione di cielo può essere molto diversa se
    osservata con strumenti sensibili a differenti intervalli dello spettro
    elettromagnetico.

SPETTRO ELETTROMAGNETICO
   Se potessimo osservare
    solo nel visibile avremmo
    grandi limitazioni

   Osservare in tutto lo spettro
    elettromagnetico ci fornisce
    grandi informazioni

   Alcuni oggetti sono visibili
    solo in alcune regioni dello
    spettro elettromagnetico

IL SOLE

  Visible   Ultraviolet

   X-ray    X-ray

ORIONE

    UV              infrared

                    Map of
 Ordinary visible
                    Orion
                    region

SATURNO

   Visible light image   radio wavelength image

COSA POSSIAMO OSSERVARE
     DELL’UNIVERSO?

VISIBILE
                       λ=400-800 nm
                f=375-750 THz T=3,500-7,000 K

   Day-to-day:
     The   Sun (6000 K)

   Astronomy
     Stars

     Nebulae   (reflected, emission, absorption)

Ultravioletto
                           λ=10-400 nm
                f=0.75-30 PHz T=7,000-300,000 K

   Day-to-day:
     UV lights
     The Sun (thermal radiation)

   Astronomy:
     Hot,   young stars

La principale fonte di luce ultravioletta sulla Terra è il Sole. Nella foto, un'immagine
             a falsi colori ripresa nello spettro dell'ultravioletto lontano

X-ray
                         λ=0.02-10 nm
              f=30-1500 PHz T=300,000-15,000,000 K

   Day-to-day:
     X-ray   machines
   Astronomy:
     Supernovae

     X-raybinary stars
     Very hot gas

     Black Holes accretion disk

CRAB NEBULA (RESTO DI SUPERNOVA)

Gamma-ray
                          λ1500 PHz T>15,000,000 K

   Day-to-day
     Nuclear Power stations
     Nuclear explosions

   Astronomy:
     Gamma-ray  bursts
     Extremely hot gas

Rappresentazione artistica dell'evento GRB 080319B.

Near-Infrared
                        λ=0.8-3 µm
               f=100-375 THz T=1,000-3,500 K

   Day-to-day:
     Hot things
     Night-vision goggles

   Astronomy:
     Cooler stars
     Dust is transparent!

MID-INFRARED (MIR)
(Λ=3-30 ΜM ; F=10-100 THZ ; T=100-1000 K)

   Day-to-day:
     Us!

     Thermal   cameras
   Astronomy:
     Warm   dust
     Proto-planetary disks (warm dust!)

FAR-INFRARED (FIR)
(Λ=30-300 MICRONS ; F=1-10 THZ ; T=10-100 K)

   Day-to-day:
     Not much really
     The atmosphere blocks it all

   Astronomy:
     Cool   dust

Sulla sinistra il centro della Via Lattea nella luce visibile. Il centro galattico è dominato
da nubi di polverenel Sagittario. Sulla destra il centro galattico è visto all'infrarosso che è
in grado di penetrare fino al vero cuore della galassia.

SUB-MILLIMETRE AND MILLIMETRE
(Λ=0.3-3 MM ; F=0.1-1 THZ ; T=1-10 K)

   Day-to-day:
     Airport   security systems

   Astronomy:
     Cold dust
     The early Universe!

MICROWAVE
(Λ=3-30 MM ; F=10-100 GHZ ; T=0.1-1 K)

   Day-to-day
     Microwave
              ovens
     Some communications

   Astronomy:
     Energetic electrons in magnetic fields
     The early Universe

Mappa della radiazione cosmica di fondo,

RADIO
(Λ>30 MM ; F

MAPPA RADIO DELLA GALASSIA NEI 21CM

STRUMENTI DI OSSERVAZIONE

 Servono telescopi diversi per osservare le
  diverse regioni dello spettro elettromagnetico
 L’atmosfera non è trasparente a tutta la
  radiazione elettromagnetica

TELESCOPI OTTICI
 I telescopi, qualunque sia la banda
  elettromagnetica in cui lavorano, svolgono
  essenzialmente tre funzioni principali per
  l’astronomia:
 1. raccolgono radiazione su un’area grande,
  permettendo lo studio di sorgenti molto deboli
 2. aumentano il diametro angolare apparente
  degli oggetti, permettendone lo studio ad alta
  risoluzione spaziale
 3. definiscono con precisione la posizione degli
  oggetti e quindi i loro moti.

TELESCOPI OTTICI
 I telescopi ottici si dividono principalmente in
  due classi, i rifrattori e i riflettori, in base al tipo
  di elementi ottici utilizzati.
 Il telescopio rifrattore, grazie ad un insieme
  di lenti, sfrutta il fenomeno della rifrazione per
  focalizzare l'immagine.
 Il telescopio riflettore, grazie ad un insieme
  di specchi, sfrutta il fenomeno
  della riflessione per focalizzare l'immagine.

RADIOTELESCOPI

RADIOTELESCOPI

RADIOTELESCOPI

RADIOTELESCOPI

TELESCOPI X

 La prima mappa del cielo X fu fatta all’inizio
  degli anni 1970 dal satellite SAS 1 (Uhuru) cui
  sono seguiti osservatori con sempre maggior
  sensibilità e risoluzione, quali HEAO 1
  (Einstein), EXOSAT, XMM, Chandra.
 Telescopi spaziali

TELESCOPI GAMMA

 Le prime osservazioni gamma furono ottenute
  alla fine degli anni 1960 dal satellite OSO-3
  (Orbiting Solar Observatory) che rivelò
  radiazione gamma proveniente dalla Via Lattea;
 Telescopi spaziali

TELESCOPI ULTRAVIOLETTI (UV)
   I raggi UV coprono lunghezze d’onda tra i 10 e i 400 nm, cioè tra la
    banda X e quella ottica. Alle lunghezze d’onda minori (EUV, XUV,
    lontano UV) le tecniche osservative sono simili a quelle dei raggi X,
    con telescopi a incidenza radente e rivelatori a conteggio di fotoni; si
    tratta quindi della banda più difficile da osservare, e solo
    recentemente vi sono state missioni dedicate (EUVE, FUSE, UIT, HUT).
    Alle lunghezze d’onda maggiori, nella regione del vicino UV, le
    tecniche sono invece simili a quelle del visibile, salvo la necessità di
    salire oltre l’atmosfera che assorbe pesantemente questa
    radiazione. La più famosa missione in questa regione spettrale è
    stato l’International Ultraviolet Explorer (IUE), lanciato nel 1978 e
    attivo per 20 anni: era dotato di un telescopio da 45 cm con due
    spettrografi con cui raccolse spettri di oltre 100.000 stelle

TELESCOPI INFRAROSSI (IR)
   I telescopi infrarossi sono differenti in base alle
    lunghezze d’onda che si vuole osservare.
   Nel vicino infrarosso possono essere usati normali
    telescopi ottici con sensibilità per i filtri del vicino IR.
   Per questo motivo, la regione del vicino infrarosso dello
    spettro è comunemente incorporata come parte dello
    spettro "ottico", insieme al vicino
    ultravioletto. Molti telescopi ottici , come
    quelli dell'osservatorio di Keck , funzionano
    efficacemente sia nel vicino infrarosso che nelle
    lunghezze d'onda visibili.

TELESCOPI INFRAROSSI (IR)
    le misurazioni a infrarossi effettuate dalle indagini
    astronomiche 2MASS e WISE sono state particolarmente
    efficaci nel rivelare cluster di stelle precedentemente non
    scoperti
   Telescopi infrarossi, che includono la maggior parte dei
    principali telescopi ottici e alcuni telescopi a infrarossi
    dedicati, devono essere raffreddati con azoto liquido e
    protetto da oggetti caldi. La ragione di ciò è che gli oggetti
    con temperature di poche centinaia di kelvin emettono la
    maggior parte della loro energia termica alle lunghezze
    d'onda dell'infrarosso. Se i rivelatori a infrarossi non
    venissero raffreddati, la radiazione proveniente dal rivelatore
    stesso contribuirebbe a generare un rumore che ridurrebbe
    la radiazione da qualsiasi fonte celeste.

TELESCOPI INFRAROSSI (IR)

TELESCOPI INFRAROSSI (IR)
   La principale limitazione della sensibilità agli infrarossi da parte dei
    telescopi terrestri è l'atmosfera della Terra. Il vapore acqueo assorbe
    una quantità significativa di radiazione infrarossa e l'atmosfera
    stessa emette a lunghezze d'onda infrarosse. Per questo motivo, la
    maggior parte dei telescopi a infrarossi sono costruiti in luoghi molto
    asciutti in alta quota, quindi sono sopra la maggior parte del vapore
    acqueo nell'atmosfera. Luoghi adatti sulla Terra includono
    l' Osservatorio Mauna Kea a 4205 metri sul livello del mare,
    l' Osservatorio del Paranal a 2635 metri in Cile e le regioni del
    deserto di ghiaccio di alta quota come Dome C in Antartide . Anche
    ad altitudini elevate, la trasparenza dell'atmosfera terrestre è
    limitata, tranne che nelle finestre a infrarossio lunghezze d'onda in
    cui l'atmosfera terrestre è trasparente

https://it.wikipedia.org/wiki/Lista_dei_telesc
opi_spaziali

COMPITO

   A seguire vedete 12 oggetti con la loro imagine nel
    visibile al centro
   Dovete riconoscere in che regione dello spettro
    elettromagnetico sono state osservate le altre 4
    immagini ai lati
       Alcuni casi sono facili ma altri no!

CRAB NEBULA

   U5 (UIT)                   X4 (Chandra)

                 Crab (VLT)

 F7 (Herschel)                 R9 (NRAO)

CENTAURUS A

  M7 (Spitzer)                        X3 (Chandra)

                 Centaurus A (NOAO)

 F8 (Herschel)                        R7 (NRAO)

ANTENNAE

                                     X5 (Chandra)
 M6 (Spitzer)

                 Antennae (Hubble)

 F1 (Herschel)                        R8 (VLA)

CASSIOPEIA A

  M2 (Spitzer)                            X6 (Chandra)

                  Cassiopeia A (Hubble)

  F2 (Herschel)                           R11 (NRAO)

LARGE MAGELLANIC CLOUD

  U4 (Rocket)                X1 (ROSAT)

                 LMC (AAO)

 F3 (Herschel)               R10 (RAIUB)

TRIANGULUM

  U1 (UIT)                         X8 (ROSAT)

                Triangulum (INT)

 M4 (Spitzer)                      R2 (NRAO)

Multiwavelength Astronomy

ORION

                                                   X2 (XMM)
  N1 (VISTA)

                Orion (Hubble)

 M3 (Spitzer)                                      F9 (Planck)

M81

   U2 (UIT)                      X12 (Chandra)

                 M81 (Gendler)

 F5 (Herschel)                     R1 (VLA)

M87

                             X9 (Chandra)
   M5 (IRAS)

                 M87 (AAT)

 F4 (Herschel)               R4 (NRAO)

SOMBRERO

 N2 (2MASS)                         X10 (Chandra)

                Sombrero (Hubble)

 M1 (Spitzer)                         R3 (VLA)

M82

                                 X11 (Chandra)
 M8 (Spitzer)

                 M82 (Gendler)

 F6 (Herschel)                   R5 (VLA/Merlin)

ANDROMEDA

  U3 (GALEX)                            X7 (XMM-Newton)

                  Andromeda (Gendler)

 F10 (Herschel)                          R6 (Effelsberg)