L'Universo sulle Onde Radio - Giancarlo Setti Dipartimento di Astronomia-Università di Bologna
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L’Universo sulle Onde Radio
Giancarlo Setti
Dipartimento di Astronomia-Università di Bologna
INAF – Istituto di Radioastronomia
Ferrara, 5 marzo 2010
Quando nasce la radioastronomia Karl Jansky è il primo negli anni ’30 a rivelare onde radio dallo spazio
Quando nasce la radioastronomia
5 maggio 1933
Karl Jansky è il primo negli anni ’30
a rivelare onde radio dallo spazio
Tappe della Radioastronomia • 1933 Karl Jansky scopre l’emissione radio decametrica galattica con massimo in direzione del centro galattico • 1944 Grote Reber individua la presenza dei bracci spirali nel continuo a 160 MHz. Rivela debole segnale dal Sole • 1949 Le radio sorgenti Virgo A e Centaurus A sono identificate con le galassie M87 e NGC 5128 • 1951 Muller & Oort e Ewen & Purcell rivelano l’emissione della riga a 21cm dell’idrogeno neutro interstellare predetta da van de Hulst nel 1944 • 1954 Cygnus A, sorgente radio potente, viene identificata (Baade e Minkowski) con una galassia relativamente distante (260 Mpc). Potenza radio 1045 erg/sec radiogalassie, cosmologia, fenomeni di alta energia • 1963 Scoperta dei quasar (Schmidt; 3C 273, 48) cosmologia, buchi neri massici (100 milioni di masse solari) • 1963 inizia l’epopea delle molecole interstellari (OH a 18cm) • 1965 Scoperta del fondo cosmico alle microonde (Penzias & Wilson) Big Bang • 1968 Scoperta delle pulsar stelle di neutroni • 1971 Scoperta dei moti superluminali getti relativistici dai nuclei galattici • 1974 Scoperta della prima pulsar binaria • ecc…ecc…
Parametri importanti di un
(radio) telescopio
Sensibilità area D2
Risoluzione angolare /D
Pupilla: ~ 5 10-4 mm
D = 5 mm 0.5’
Banda radio: D= 32 m 25’
= 20 cm
Pupilla: ~ 5 10-4 mm
D = 5 mm 0.5’
Banda radio:
= 20 cm 8’
D= 100 m
Pupilla: ~ 5 10-4 mm
D = 5 mm 0.5’
Banda radio:
= 20 cm
D=1600 m 0.5’
Pupilla: ~ 5 10-4 mm
D = 5 mm 0.5’
Parkes (Australia) 64 m
Jodrell Bank
(Manchester)
75 m
Parkes
(Australia)
64 mArecibo
Green Bank (WEST VIRGINIA )
100x110 mq. (Portorico)
300 m
Parkes
(Australia)
64 mArecibo (Portorico) 300 m
ISTITUTO DI RADIOASTRONOMIA - INAF
Il Radiotelescopio
Simile a telescopio ottico!
Accuratezza Specchio ~ 1/20ISTITUTO DI RADIOASTRONOMIA - INAF
Il Radiotelescopio
Sub-
riflettore
Simile a telescopio ottico!
Sostegno
Accuratezza Specchio ~ 1/20
RicevitoriISTITUTO DI RADIOASTRONOMIA - INAF
Il Radiotelescopio
Sub-
riflettore
Simile a telescopio ottico!
Sostegno
Accuratezza Specchio ~ 1/20
RicevitoriStazione radioastronomica di Medicina
32 m
CROCE DEL NORD (1964)
408 MHz – 73.5 cm
EW: 564 x 36 m Area tot
NS: 64 a d=10 m (23.5 x 8 m) 30.000 mqRadiotelescopio “Croce del Nord” – braccio E-W
Stanza del ricevitore “Croce”
Interferometria
Risoluzione angolare: ~ /d
(d = distanza antenne)
Sensibilità: ~ N x D2
d
(N=numero antenne)Westerbork (Olanda) 14 antenne di 25 m Dmax ~ 3 km
Westerbork (Olanda)
14 antenne di 25 m
Dmax ~ 3 km
ATCA (Australia)
6 antenne di 22 m
Dmax ~ 6 kmVery Large Array (New Mexico)
27 antenne di 25 m
Dmax ~ 30 km
Westerbork (Olanda)
14 antenne di 25 m
Dmax ~ 3 km
ATCA (Australia)
6 antenne di 22 m
1” a 20 cm
Dmax ~ 6 kmEmissione Radio (1)
Emissione non-termica (sincrotrone)
elettroni/positroni relativistici spiraleggiano lungo
i campi magnetici
elettoni/positroni di alta energiaMappa dell’emissione non-termica (sincrotrone)
della Galassia a 408 MHzRadiogalassie e quasars
Un radiotelescopio che abbraccia la
Terra e oltre3C219 (VLA, 22cm) Image courtesy of NRAO/AUI
L’identificazione (1954) di Cygnus A, la seconda radiosorgente per intensità nel cielo extragalattico, con una debole galassia aveva immediatamente posto il problema dell’origine di tanta energia sotto forma di particelle relativistiche e campi magnetici. • Potenza nella banda radio ~ 1045 erg/s pari all’energia irraggiata dai 100 miliardi di stelle della nostra galassia • Energetica complessiva 1059 - 61 erg se nucleare → bruciamento di 10-1000 milioni di masse solari, oppure alla conversione in energia irraggiata (E=mc2) di 100 mila – 10 milioni di masse solari. Poi occorreva aggiungere fattori di efficienza (10-100 ?) nei processi conversione dell’energia fino all’accelerazione delle particelle responsabili della emissione sincrotrone.
Scoperta del primo quasar, la radio sorgente 3C 273
(M.Schmidt,1963). Redshift z = 0.16. Il redshift dei quasar è cosmologico,
cioè dovuto all’espansione dell’universo.
3C 273
La fonte dell’energia risiede nei nuclei
galattici- nuclei galattici attivi getto
(AGN). Ipotesi:buchi neri massicci di
108-109 masse solari
Il quasar più distante osservato, redshift circa 6.4
L’universo aveva un’età circa il 5% di quella attuale (14 Mdi di anni)Scoperta del primo quasar, la radio sorgente 3C 273
(M.Schmidt,1963). Redshift z = 0.16. Il redshift dei quasar è cosmologico,
cioè dovuto all’espansione dell’universo.
3C 273
M87 (VirgoA)
La fonte dell’energia risiede nei nuclei
galattici- nuclei galattici attivi getto
(AGN). Ipotesi:buchi neri massicci di
108-109 masse solari
Il quasar più distante osservato, redshift circa 6.4
L’universo aveva un’età circa il 5% di quella attuale (14 Mdi di anni)Cygnus A
VLA 6cm Image courtesy of NRAO/AUI
L’energia viene espulsa dai
nuclei in direzioni opposte ed
etremamente collimate→getti
Radiogalassie forti e quasar
radio forti sono gli stessi tipi
di oggetti – dipende dalla loro
orientazione rispetto alla linea
di vistaBuchi Neri
Teoria della Relatività Generale (1916) geometria
dello spazio-tempo interconnessa con la distribuzione
della materia-energia.Si ha un BN quando lo spazio tende a chiudersi su se stesso e
nemmeno la luce può sfuggire.
(Laplace e la velocità di fuga della luce)
Raggio BN = RBN = 2GM/c2
1 massa solare RBN = 3 Km
100 milioni di masse solari RBN = 300 milioni di Km
(distanza Terra-Sole = 150 milioni di Km)
Massa Terra RBN = 1 cm
La materia viene catturata nel campo gravitazionale di un BN
secondo un moto vorticoso, un gigantesco vortice gravitazionale –
dischi di accrescimento – Nuclei Galattici AttiviMoti superluminali (apparenti)
Quasar 3C279 a
z=0.536. Fortemente
variabile nell’ottico e in
radio
Primo quasar in cui si è
misurato un moto
superluminale. La
separazione della
componente dal nucleo
è variata di circa 25
a.l. in 7 anniMoti superluminali (apparenti)
Formazione dei “getti” • Il gas cade nella buca del potenziale gravitazionale di un BN formando un disco rotante. • A causa della viscosità il gas viene catturato dal BN – si scalda e irraggia liberando l’energia gravitazionale di caduta. • Lungo l’asse di rotazione si sollevano i “getti” collimati dai campi magnetici a velocità prossime a quella della luce.
Interferometria su lunghissima base
(Very Long Baseline Interferometry – VLBI)
European VLBI Network - EVN
was formed in 1980 by five of the major
radio astronomy institutes in Europe and
Geodetic Dept of the University of Bonn.
The founding radio astronomy institutes
were:
MPIfR in Bonn, Germany
IRA in Bologna, Italy
ASTRON in Dwingeloo, The Netherlands
OSO in Onsala, Sweden
Jodrell Bank Obs. (formerly NRAL) near
Manchester, UK
Un radiotelescopio grande quanto la Terra
………..e oltre!Very Long Baseline Array (VLBA)
• Dal 1993
• 10 antenne da
25-m sparse tra
USA e Canada
• Correlatore a
SocorroIL VLBI SPAZIALE
Il satellite VSOP
(ISAS, Giappone)
lanciato nel 1997
Antenna di 8m
d ~ 3 x DT
Risoluzione angolare
1 millisecondo d’arcoPARABOLA VLBI MEDICINA
32 m
Freq. 1.4 GHz – 23 GHz
1983
PARABOLA VLBI NOTO
32m
- Freq. 327 MHz / 43 GHz
- Lungh. d’onda 90 cm / 7 mm
Accuratezza Specchio: 1 mm
1988eVLBI
SARDINIA RADIO TELESCOPE
(SRT)
S. Basilio (Cagliari)
64 m
300 MHz – 100 GHz
Foto aerea - luglio 2003Sardinia Radio Telescope (SRT)
Localita: Pranu Sanguni (webcam 13/12/09)
Diametro: 64 m
Banda: 0.3 – 100 GHz
(1m – 3mm)SRT – stazione radioastronomica in costruzione
Pulsar - scoperta delle stelle di neutroni (1968)
(A.Hewish, Nobel per la Fisica 1974)
Impulsi radio con periodi estremamente
regolari rotazione
Una pulsar funziona come un faro
Periodi molto piccoli (da pochi ms a alcuni sec)
stelle di neutroni in rapida rotazione
(massa ~ 1 massa solare ; raggio ~ 10 Km;
densità ~ 100 milioni di tonellate/cm3)
Modello: dipolo magnetico obliquo Crab Nebula
ruotante Periodo della pulsar 33ms
(Setti_pulsar.gif)
(Setti_pulsar.wav)Rotatore magnetico obliquo
Campi magnetici intensi
tipicamente 1012 gauss
(circa 1000 miliardi divolte
il campo terrestre)
Particelle accelerate ed
eiettate ai poli Stella di
neutroni
magnetici lungo linee di
forza dei campi
(emissione collimata della
radiazione – effetto faro)
Pulsar – laboratorio naturale unico per lo studio della
materia a densità nucleari non raggiungibili in laboratorioPulsar binarie (test della Relatività Generale)
La prima pulsar binaria PSR 1913+16 scoperta da Hulse & Taylor
nel 1974 (Nobel per la Fisica 1993)
Periodo di rotazione pulsar 59ms
Stella di neutroni che orbita attorno a un
compagno-stella di neutroni o nana bianca
Periodo orbitale 7.75 ore
Masse quasi uguali ~ 1.4 Mͽ
Distanza minima 1.1 raggi solari
Distanza massima 4.8 raggi solari
Il periodo orbitale decresce (in una decade
76 milionesimi di secondo)
Contrazione dell’orbita di 3.1mm/orbita
in accordo con l’emissione di onde
gravitazionali previste dalla TGR di EinsteinDoppia pulsar binaria (PSR J0737-3039)
Il primo sistema scoperto (Lyne et al. Sience, gennaio 2004)
2 stelle di neutroni che ruotano
una attorno all’altra
Periodo della pulsar A ~ 23 ms
“ B ~ 2.8 s
Periodo orbitale 2.4 ore
Separazione orbitale < dimensione
del Sole. Orbita quasi tangenziale
alla linea di vista
Due orologi di grande precisione
anziché uno – un laboratorio di
straordinaria importanza per la
(Setti_pulsarbinaria.mpg)
verifica della Teoria della
Relatività Generale di EinsteinEmissione Radio (2) Righe Spettrali • Idrogeno neutro-inversione degli spin e-, p (λ = 21 cm) • Molecole semplici (OH, CO, H2O,….) e complesse……
La riga a 21cm dell’idrogeno neutro • La fisica del gas interstellare e intergalattico (ad es., nella nostra galassia la massa del gas è circa il 10% della massa totale in stelle e la temperatura T ~ 80 Kº) • La dinamica delle galassie tramite lo spostamento Doppler della riga
Idrogeno neutro nelle galassie spirali
Immagine ottica DSS
mappa a 21 cm con il
radiotelescopio WSRT
Il gas di idrogeno neutro è
tipicamente assai più
esteso delle stelle
NGC 6946Idrogeno neutro nelle galassie spirali
Immagine ottica DSS
mappa a 21 cm con il
radiotelescopio WSRT
Il gas di idrogeno neutro è
tipicamente assai più
esteso delle stelle
NGC 6946Galassia spirale M81
Idrogeno neutro dinamica
Gruppo di M81 (DSS) Mosaico VLA (12 puntamenti)
Le osservazioni nella riga dell’idrogeno neutro a 21cm danno informazioni
sulla dinamica delle galassieIdrogeno neutro dinamica
Gruppo di M81 (DSS) Mosaico VLA (12 puntamenti)
M81: rotazione del disco
blu ruota verso di noi
rosso ruota lontano da noi
Le osservazioni nella riga dell’idrogeno neutro a 21cm danno informazioni
sulla dinamica delle galassieRotazione della Via
Lattea
Curva di rotazione
V 2(r) = G M(materia
oscura
V 2(r) = G M(Curva di rotazione con la riga a 21cm
alone di materia oscura
alone di
materia oscuraStrutture della Eagle Nebula, che protrudono da una
nube molecolare oscura, regione di intensa
formazione stellare a 6.500 a.l. (Hubble ST/NASA)Amino acetonitrile (NH2CH2CN)
Evoluzione cosmologica
Tanto maggiore è la distanza della sorgente, tanto più grande
l’intervallo di tempo dal momento in cui è stato emesso il segnale a
causa della velocità finita della propagazione della luce
esplorazione dello stato dell’universo in epoche precedenti
Radiogalassia Cygnus AConteggi di radiosorgenti
ottenuti con la “Croce del Nord
Cataloghi B1,B2,ecc..
Circa 30.000 sorgenti
EdS
uniformeEmissione Radio (3) Emissione termica Emissione di un gas caldo (ad es., regioni del gas interstellare ionizzate – regioni HII) Radiazione universale
Scoperta della radiazione cosmica
di fondo (Penzias e Wilson 1965,
Premio Nobel per la Fisica 1978)
Temperatura = 2.7 gradi assoluti
Misure con il satellite COBE
della NASA (1991)
Curva caratteristica (corpo
nero) fase di perfetto
accoppiamento materia-radiazione
Flusso altamente isotropo (una
parte su 100 000) implica
grande isotropia della distribuzione
della materia
J.C.Mather e G.F.Smoot, Nobel per la Fisica 2006Storia sintetica dell’Universo • Dopo il “bang” iniziale la temperatura del gas primordiale è molto elevata, il gas completamente ionizzato strettamente accoppiato alla radiazione (plasma). • Il plasma primordiale è percorso da onde acustiche che oscillano su molte scale. • Dopo circa 380.000 anni la temperatura, a causa dell’espansione dell’universo, è scesa a circa 3.000 gradi, gli atomi si sono ricombinati, la materia gassosa si disaccoppia dalla radiazione: l’universo diventa trasparente (la radiazione di Fondo Cosmico comincia a essere visibile) e la storia dell’Universo rimane impressa su questo “ORIZZONTE” • L’universo continua a espandersi raffreddandosi e per contrazione gravitazionale dal gas si formano le grandi strutture a noi note: galassie e ammassi di galassie. Le stelle illuminano l’universo.
Congelamento delle oscillazioni •Al momento della ricombinazione le oscillazioni acustiche rimangono congelate (si pensi alla superficie increspata di un lago che improvvisamente gela lasciando creste e depressioni rispetto alla superficie ideale) •Si formano quindi zone del gas leggermente più calde (compressione) o leggermente più fredde (rarefazione) che danno luogo a piccolissime fluttuazioni rispetto alla temperatura media di 2.7 gradi assoluti, e quindi a fluttuazioni nella intensità osservate. •E’ proprio dallo studio della distribuzione di queste fluttuazioni su tutto il cielo che si ottengono informazioni cruciali per la fisica del Big Bang.
Altezza
40 Km
Distanza Mappa del cielo –
22 – 90 GHz L2 fluttuazioni in Temp.
±200µK•Il primo picco rappresenta quelle oscillazioni
acustiche che hanno avuto solo il tempo per una
compressione. La sua posizione indica la densità di
materia/energia dell’universo.
WMAPSatellite Planck con telescopio
(30 – 44 – 70 GHz)
Lancio di Hershel e Planck con
Arianne 5 dalla base ESA di Kourou-
- Guiana Francese (14 maggio 2009)Contenuto di materia-energia dell’universo
(E = mc2)
Solo il 4% della materia-energia dell’Universo è di natura barionica
(quella di cui noi, pianeti e stelle siamo fatti), mentre la quasi totalità (96%,
energia oscura + materia oscura) è al momento di natura sconosciutaRadiotelescopi del futuro prossimo e lontano • ALMA (Atacama Large Millimeter Array) opera nella banda 0.3 – 10 mm • LOFAR (LOw Frequency ARray) di nuova concezione (struttura molto semplice, ma molta elettronica) – il “core” (Olanda) già praticamente completato – inaugurazione giugno 2010 • SKA (Square Km Array)
Una stazione LOFAR Banda 10-240 MHz
Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA)
Chajnantor (Ande Cilene a 5.000m di altitudine)
Collaborazione Europa (ESO), USA, Giappone
AlcatelAlenia
Space + EIE
Antenne: 50 fino a 64 (12m)
+ nucleo 12(7m),4(12m)
Area 5.650m2 (fino a 7.240) + 910m2
Banda 1cm – 300µm
Lunghezze di base 15 – 16.000mSKA visione artistica (banda 200 MHz – 30 GHz) Distribuite a spirale con raggio fino a 3000 Km
- Tests of general relativity
with pulsars and black holes,
and detection of gravitational
waves
- Measuring the large-scale
Hubble flow and the dark
energy from HI emission of
distant galaxies
- Detecting HI signals from
SKA Key Science Projects
the Epoch of Reionization in
the early Universe
The SKA will be a
- Detecting the first magnetic
revolutionary radio telescope.
fields in the Universe with
Based on what today´s
help of polarization signals
scientists can imagine the
- Observing the formation of
following Key Science
protoplanets.
Projects were defined:Conclusioni • Con l’apertura di una nuova finestra sul cosmo, quella radio, la radioastronomia ha contribuito per prima e in modo determinante allo sviluppo della nuova astronomia i cui risultati hanno completamente rivoluzionato la conoscenza dell’Universo a partire dalla seconda metà del secolo scorso. • I nuovi grandi progetti in costruzione o in studio promettono un futuro denso di scoperte per meglio comprendere le leggi fisiche che regolano l’Universo e gli oggetti che lo popolano.
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