I maser celesti

Le nubi di gas interstellare emettono microonde coerenti di grande intensità, che ci danno un idea delle caratteristiche e della distanza di oggetti altrimenti invisibili.

di Moshe Elitzur articolo edito da Le Scienze nr 320 

40 anni fa si cominciarono rilevare segnali dalle caratteristiche assolutamente impreviste.

Nel 1963 un gruppo diretto da Alan H. Barrett del Massachusetts Institute of Technology scoprì i segnali radio provenienti da nubi di molecole eccitate nello spazio interstellare. Fino a quel momento molti astrofisici avevano creduto che non si potessero formare nubi molecolari nelle regioni tra una stella e l'altra, ma non era questa l'unica anomalia nei risultati. La prima molecola rilevata, quella del radicale ossidrile (OH), emetteva radiazione le cui caratteristiche sembravano contraddire le regole della fisica e statistica: le righe di emissione che avrebbero dovuto essere intense erano deboli, e viceversa. Nel 1965 Harold F. Weaver e colleghi dell'Università della California a Berkeley rilevarono radiazioni dalle caratteristiche tanto insolite da indurli a battezzare <<misterio>> l'ipotetica sostanza emettitrice, in mancanza di spiegazioni migliori. Le microonde osservate erano straordinariamente brillanti, ogni e riga di emissione copriva un intervallo molto ristretto di lunghezze d'onda (diversamente dai picchi piuttosto ampi osservati in altre sorgenti) e la radiazione aveva quasi tutta la medesima polarizzazione, mentre le onde radio e la luce emesse dalle sorgenti astronomiche sono costituite di norma da fotoni polarizzati in direzione casuale, ciascuno con un'orientazione propria. Ben presto però si capì che la radiazione attribuita al <<misterio>> non era la firma di una nuova molecola, ma  emissione maser dell'ossidrile interstellare. (Il maser, inventato nel 1953, fu precursore del laser; il nome e la sigla di microwave amplification by stimulated emission of radiation, amplificazione di microonde per emissione stimolata di radiazione.) La polarizzazione e la sottigliezza delle righe di emissione erano segni caratteristici dei maser; solo una sorgente interstellare amplificata poteva raggiungere una luminosità simile. Il meccanismo dell'emissione stimolata era stato descritto da Albert Einstein già nel 1917, ma la realizzazione pratica di dispositivi capaci di sfruttare il fenomeno si rivelò difficile; nel 1964 Charles H. Townes ottenne il premio Nobel, insieme con altri, per l'invenzione del maser. Il tempo trascorso da quelle prime osservazioni, i radioastronomi hanno rilevato l'emissione maser di svariate molecole interstellari, tra cui il vapore acqueo, il monossido di silicio, il metanolo e persino l'idrogeno atomico (la sostanza di gran lunga più abbondante nell'universo). I maser appaiono in una grande varietà di sorgenti astronomiche, dalle comete alle galassie. La radiazione dei maser astronomici -che oggi è possibile

 studiare con radiotelescopi

di risoluzione molto elevata- fornisce, riguardo alle sorgenti, informazioni che non si possono ottenere in altro modo. I maser infatti si formano soltanto in condizioni particolari; si possono quindi dedurre dalle loro caratteristiche profili dettagliati di pressione, di temperatura e di velocità del gas della sorgente. Inoltre le dimensioni ridotte e la forte luminosità che caratterizzano i maser ne fanno preziosi indicatori di strutture di piccola scala che altrimenti sfuggirebbero all'osservazione.

Per una felice coincidenza, nelle nubi che circondano le stelle si verificano condizioni andate allo sviluppo di maser, nella prima e nell'ultima fase di vita dell'astro. Si tratta di due frasi tra le più complesse dell'evoluzione stellare; le informazioni che l'emissione estremamente brillante dei maser ci fornisce su di esse sono quindi preziosissime. Ma com'è possibile che nelle nubi interstellari accada spontaneamente ciò che i fisici, in laboratori ben attrezzati, hanno impiegato decenni a realizzare? I maser e i laser hanno origine da un'inversione di popolazione,1 Stato in cui il numero di atomi o di molecole presenti in un livello energetico elevato è maggiore di quello che si trova a un livello energetico inferiore (il contrario della situazione normale). In queste condizioni anche la risposta ai fotoni incidenti è contraria al comportamento normale. Quando atomi o molecole incontrano fotoni di lunghezza d'onda appropriata, di norma li assorbono, passando da un livello energetico inferiore a uno superiore; se si verifica un'inversione di popolazione, però, la maggior parte degli atomi o delle molecole si trova già nello stato di energia più elevata e quindi reagisce emettendo un fotone vedi (figura 1) . Ciascuna emissione riduce la liberazione di altri fotoni, sicché la luce incidente e risulta amplificata anziché assorbita. Di solito nei maser e nei laser di laboratorio l'inversione di popolazione si realizza trasferendo atomi o molecole dall'uno all'altro di tre stati energetici: uno stato fondamentale stabile (quello che essi occuperebbero normalmente), uno stato eccitato e superiore di breve vita e uno stato eccitato intermedio di vita più lunga, nel quale gli atomi o le molecole dello stato più alto decadono preferenzialmente. Una fonte di energia <<pompa>> gli atomi o le molecole nello stato più alto, dal quale essi passano rapidamente a quello intermedio.

 La popolazione

di questo stato aumenta fino a diventare più grande di quella dello stato fondamentale: si realizza così l'inversione di popolazione. Gli atomi o le molecole possono scendere dallo stato intermedio a quello fondamentale emettendo un fotone, ma in assenza di emissione stimolata e questo avviene solo raramente. Inversioni di popolazione possono verificarsi anche in sistemi più complessi, con quattro o più livelli energetici che possono essere occupati da atomi o molecole; anzi, pressoché tutti i maser interstellari presentano configurazioni complesse di questo tipo. Le inversioni sono molto difficili da realizzare in laboratorio perché è arduo ottenere stati intermedi di lunga vita. In un gas a temperatura e pressione ambiente le condizioni assicurano che venga mantenuta la distribuzione di Boltzmann delle particelle tra i vari livelli energetici: ciò fa sì che la popolazione diminuisca esponenzialmente al crescere dell'energia dei livelli. Qualunque atomo o molecola in uno stato eccitato trasferirà la propria energia a una particella di energia più bassa durante una collisione e quindi qualsiasi inversione verrà eliminata rapidamente. Deviazioni da questo equilibrio - comprese le inversioni di popolazione - sono possibili solo se la densità è inferiore a un valore critico. La densità dell'aria e di circa 2 x 10^19 particelle per centimetro cubo, ma un maser può operare alle lunghezze d'onda dell'ossidrile interstellare solo con una densità 10^14 volte inferiore, pari a circa 10^5 particelle per centimetro cubo. Questa densità, vicina a quella del vuoto più spinto ottenibile in laboratorio, è piuttosto alta per lo spazio interstellare, e si trova solo nelle nubi interstellari.

La radiazione amplificata offre agli osservatori un quadro degli oggetti astronomici è profondamente diverso da quello fornito dalla radiazione non amplificata. Le sue caratteristiche salienti sono una luminosità elevata e le dimensioni ridotte delle sorgenti. In astronomia l'intensità di una sorgente di radiazione si esprime in termini di temperatura di corpo nero, ossia la temperatura a cui dovrebbe trovarsi un oggetto in equilibrio termico (un corpo nero) per emettere la stessa quantità di radiazione a una data lunghezza d'onda. La temperatura di corpo nero della superficie del Sole è di circa 5800 Kelvin, ma quella di alcuni maser supera i 10^15 Kelvin.

Una luminosità così elevata

 può essere dovuta solo a un'amplificazione notevole. Una regione in cui si abbia un'inversione di popolazione amplifica la radiazione che vi si propaga, ma l'effetto aumenta notevolmente al crescere del numero di particelle che un fotone incontra nella sua traiettoria. La densità nelle regioni a emissioni maser deve essere bassa per mantenere ridotta la frequenza delle collisioni e permettere l'inversione di popolazione; perciò queste regioni devono essere enormi (a scala terrestre) per contenere un numero di molecole sufficiente ad assicurare l'amplificazione. Un maser interstellare si estende di norma per oltre 150 milioni di chilometri, una distanza paragonabile al raggio dell'orbita terrestre intorno al Sole. Sarebbe enorme rispetto alle dimensioni di un maser di laboratorio, una distanza simile è minima rispetto a quelle interstellari o alle dimensioni delle strutture che gli astronomi riescono a osservare con altri mezzi. Le nubi molecolari giganti dove si trovano le regioni di formazione stellare hanno un diametro caratteristico compreso tra 10 e 100 parsec (un parsec è pari a circa 3,26 a.l. ciò più o meno 30 mila miliardi di chilometri). Il nucleo di queste nubi ha un diametro di qualche parsec e le regioni di formazione stellare delle proprie raggiungono il parsec. I maser viceversa potrebbero avere origine in una regione di diametro non superiore a 1000 miliardi di km, ossia la distanza minima che può essere risolta con altri strumenti. Un ammasso di maser si estende per un centinaio di miliardi di Km e una singola sorgente di emissione può essere ancora 1000 volte più piccola. Uno dei motivi per cui le singole sorgenti maser occupano una frazione così piccola delle nubi è che solo una minima parte delle molecole di una regione può partecipare all'emissione coerente. Dato che la maggior parte della materia delle nubi è coinvolta in moti rapidi e turbolenti, molte molecole non riescono a interagire in modo efficace con la radiazione emessa in un certo punto. Quando una molecola in moto emette un fotone, l'effetto Doppler ne modifica la lunghezza d'onda (è il fenomeno che causa lo spostamento verso il rosso delle galassie lontane in rapida recessione). Se la lunghezza d'onda del fotone cambia di più di una quantità minima - corrispondente a un moto relativo di 1 km al secondo - esso non stimolerà l'emissione da parte di altre molecole, e quindi non si avrà amplificazione maser. Questa si verifica solo lungo traiettorie dove le molecole si ritrovano ad avere velocità abbastanza simili.

 La maggior parte delle sorgenti maser astronomiche

 più intense assume l'aspetto di una moltitudine di piccoli punti sfavillanti, come uno sciame di lucciole; ciascuno irradia a una frequenza corrispondente a un valore diverso e preciso dello spostamento verso il rosso, valore che indica la velocità della sorgente rispetto alla Terra. Alcune nube di gas, tuttavia, si muovono in modo più ordinato; l'esempio più comune è forse quello del vento stellare emesso alla superficie di una gigante rossa. In questa fase tarda della propria evoluzione le stelle liberano gas come immensi pannoloni forati e, nel contempo, si gonfiano sino a un raggio oltre 1000 volte superiore a quello del Sole. I venti stellari sono ricchi di molecole che emettono radiazione. Ciascuna di queste molecole a un diverso insieme di livelli energetici e la sua radiazione proviene da quella regione del vento stellare nella quale le condizioni sono tali da favorire l'inversione di popolazione. Le molecole di ossidrile emettono radiazione maser da un guscio posto a circa 150 miliardi di chilometri dalla stella, ossia circa 1000 volte la distanza terra-sole. I maser a vapore acqueo irradiano da una regione situata a circa 15 miliardi di chilometri dalla stella e quelli a monossido di silicio si trovano appena sopra il confine dell'atmosfera stellare. Sintonizzandosi di volta in volta sulla lunghezza d'onda dei diversi maser, si riesce a esaminare il vento stellare delle giganti rosse con una ricchezza di particolari molto superiore a quella possibile per altre strutture lontane. Un grafico dell'intensità in funzione della frequenza per un maser a ossidrile nei pressi di una gigante rossa ha un andamento con due picchi. La separazione tra il picco <<blu>> e quello <<rosso>> corrisponde di solito a una differenza di velocità di una quindicina di chilometri al secondo. (La radiazione a microonde non ha colore, ma la terminologia ha origine nei primi studi dell'effetto Doppler, condotti nel visibile. Il blu indica le alte frequenze dello spettro, e uno spostamento in questo senso significa che la sorgente si sta avvicinando; il rosso invece indica le basse frequenze e denota un allontanamento della sorgente.) Questo andamento spettrale è una <<firma>> così caratteristica che è servito a identificare giganti rosse anche in zone della galassia dove l'emissione visibile della stella è offuscata da polvere lungo la linea di vista. Il tipico profilo spettrale è una conseguenza del moto radiale del vento stellare.

Le molecole di ossidrile

situate in zone diverse del guscio che circonda la stella si muovono in direzioni diverse e hanno velocità relative elevate, perciò non possono interagire tramite la radiazione. Al contrario le molecole disposte lungo una linea radiale si muovono nella stessa direzione a velocità simili e sono quasi in quiete le une rispetto alle altre. Perciò i fotoni emessi da una molecola stimolano solo molecole situate lungo la stessa linea radiale, e l'amplificazione è possibile solo per la direzione che si propaga lungo una linea che passa per il centro del guscio. La radiazione del maser a ossidrile assume una distribuzione spaziale <<a istrice>>, con raggi che si protendono come aculei nella nube di gas. In qualsiasi dato punto un osservatore può rilevare solo l'emissione delle due regioni del guscio situate lungo la linea di vista che lo unisce alla stella centrale. Il segnale emesso dalla regione più vicina è spostato verso il blu e quello della regione più lontana verso il rosso; ciascuna regione è una piccola calotta sferica. Un gruppo guidato da Roy S. Booth dell'osservatorio di Jodrell Bank, in Inghilterra, ha fornito un'elegante conferma diretta di questo modello osservando la stella OH127.8.   (foto sotto. Courtesy aanda.org)

È stata realizzata una mappa sia dei picchi dell'emissione maser sia delle <<spalle>> - più deboli e meno spostate dall'effetto Doppler - che si trovano tra di essi. Le mappe mostrano che la radiazione dei picchi di intensità proviene da due calotte compatte e definite poste lungo la linea di vista. La radiazione delle spalle è emessa da una regione circolare più grande, come prevedibile per un guscio in espansione. L'aspetto granuloso e incompleto del guscio riflette le deviazioni della regione di emissione maser da una simmetria sferica pura; simili irregolarità sono prevedibili in un fenomeno turbolento come un vento stellare.

Oltre a rivelarci molti dettagli sul vento stellare, i maser delle giganti rosse offrono informazioni anche sulla distanza della stella corrispondente. La determinazione delle distanze è uno dei problemi più difficili in astronomia, tanto che la scala del distanza astronomica è ancora incerta. Si può misurare l'estensione angolare di un oggetto astronomico con eccellente precisione, ma solo raramente si riesce a determinarne anche l'estensione lineare. Nei pochi casi in cui questo accade facile calcolare la distanza della sorgente, che è semplicemente pari al rapporto tra estensione lineare ed estensione angolare.

I gusci con maser a ossidrile intorno alle giganti rosse offrono una di queste occasioni. Molte giganti rosse hanno una luminosità che varia a intervalli regolari, con un periodo pari a circa un anno.

Dato che la radiazione stellare è la pompa che causa l'inversione della popolazione del ossidrile, l'intensità del maser dovrebbe variare con lo stesso andamento della luminosità della stella. E in effetti le righe spostate verso il blu e verso il rosso variano allo stesso modo, ma la seconda presenta un ritardo di diverse settimane, il tempo che occorre al segnale per passare dal lato posteriore del guscio a quello anteriore. Questo ritardo indica il diametro del guscio. Misurando contemporaneamente il diametro angolare del guscio e il ritardo tra il segnale spostato verso il blu e quello spostato verso il rosso, Jaap Hermann e Harm J. Habing dell'osservatorio di Leida nei Paesi Bassi sono riusciti a determinare la distanza di diverse giganti rosse della Via Lattea e fanno notare che anche la distanza di altre galassie potrebbe essere misurata in questo modo. I radiotelescopi sono molto più adatti dei telescopi ottici per queste misurazioni, perché riescono a risolvere strutture assai più piccole. La risoluzione angolare dei telescopi ottici è limitata dalla distorsione atmosferica e quindi non aumenta indefinitamente con le dimensioni dello strumento, ma raggiunge un limite di circa un secondo d'arco. In radioastronomia a ogni aumento di dimensioni corrisponde anche un aumento di risoluzione. Metodi per combinare i segnali raccolti da radiotelescopi sparsi in tutto il mondo consentono di ottenere un'apertura efficace superiore a 12.000 km. Se si applica questa tecnica di interferometria a lunghissima base o VLBI (dall'inglese Vary long baseline interferometry), a radiosorgenti con righe in emissione, si scopre che sono i maser hanno un'intensità abbastanza alta e righe abbastanza strette da consentire di correlare i segnali provenienti da più ricevitori. La tecnica VLBI ha permesso di raggiungere nuove vette nella risoluzione angolare delle osservazioni astronomiche: per le immagini dei maser la precisione può rilevare 100 microsecondi d'arco (se l'occhio umano avesse lo stesso potere risolutivo, questa pagina si potrebbe leggere da oltre 4500 km di distanza). Inoltre i radiotelescopi riescono a separare sorgenti maser vicine al di là di questo limite: si possono distinguere sorgenti distanti 10 microsecondi d'arco.

Due trasmettitori e posti rispettivamente sulla terra e sulla luna sarebbero individuabili come punti separati da una distanza di circa 1000 a.luce Questa precisione permette di determinare le distanze di altre sorgenti maser oltre alle giganti rosse. Le giovani stelle, ancora in formazione all'interno di nubi di polvere, possono essere invisibili dalla Terra, ma i maser a cui esse danno energia sono chiaramente visibili nelle onde radio. La misurazione della distanza di queste regioni di formazione stellare e difficile, perché in questo caso non è lecito supporre che le sorgenti maser abbiano una disposizione simmetrica all'interno di un uscio sferico in espansione. Per ogni oggetto è impossibile conoscere il rapporto tra la velocità lungo la linea di vista e la velocità trasversale che dà origine al suo moto apparente del cielo. Dovendo invece studiare un ammasso di sorgenti maser, si possono allora ricavare equazioni che correlano le velocità de i vari membri dell'ammasso. Determinanti i moti relativi, è possibile correlare velocità angolari e spostamenti Doppler per stabilire la distanza più probabile dell'ammasso. Con la VLBI ad alta risoluzione si può rilevare il moto apparente del maser nell'arco di qualche mese anziché dei decenni necessari per seguire il moto di una sorgente nel visibile. Un gruppo con base allo Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics di da James M. Moran e Mark Reid, ha compiuto le prime osservazioni del moto di maser a vapore acqueo. Le velocità angolari misurat sono state paragonate a quella del moto di una lumaca su Giove, come verrebbe rilevata dalla Terra. Carl R. Gwinn dell'Università della California a Santa Barbara ha ottenuto recentemente una mappa del maser più luminoso della Via Lattea la nostra galassia, regione di formazione stellare W49(N). La mappa presenta la localizzazione di tutte le strutture maser a vapore acqueo, la loro posizione più probabile futuro della loro velocità relativa rispetto alla Terra. La distribuzione delle velocità e delle direzioni evidenzia che l'ammasso di maser si espande allontanandosi da un centro comune; si può così realizzare un modello dell'intera struttura tridimensionale del campo delle velocità. Gwinn ha valutato che l'ammasso si trovi a una distanza di 10,4 chiloparsec. Si è usato questo metodo anche per costruire un modello dei moti de i maser a vapore acqueo di Sagittarius B2(N),1 regione di formazione stellare molto vicina al centro della galassia.

Le sorgenti maser sono risultate disperse su un'area di circa 0,3 a.l. di ampiezza, a una distanza di circa otto chiloparsec dalla Terra. Questo valore è l'unica misura diretta del distanza del centro galattico, ed è stato adottato come tale dall'Unione astronomica internazionale. Nel 1993 alcuni membri del gruppo annunciarono di aver compiuto le prime misurazioni del moto di maser a vapore acqueo in un'altra galassia, M33. Si spera di riuscire a calcolare in tempi brevi la distanza della galassia, eliminando così alcune significative fonti di errore nella definizione della scala delle distanze cosmiche. Più di recente lo stesso gruppo ha realizzato una mappa delle sorgenti maser di M106, una galassia a spirale più lontana. L'analisi della rotazione di queste sorgenti intorno al centro comune ha fornito una stima approssimativa della distanza di M106, pari al 5,4 megaparsec (17,6 milioni di a.l.).

Contrariamente ad altri scienziati, gli astronomi non possono né manipolare né toccare gli oggetti che studiano. Le uniche informazioni che possono raccogliere sugli oggetti celesti - tranne nel caso di quelli del sistema solare - vengono dalla radiazione che questi emettono. La radiazione maser, quando è rilevabile, dà informazioni uniche sulle strutture interstellari e permette di osservare fenomeni astrofisici a piccola scala impossibili da rilevare in altro modo. I progressi delle tecniche interferometriche permettono di scrutare i particolari sempre più piccoli. in Giappone e in Russia si sta lavorando programmi per reti VLBI ancora più ambiziose, che comprenderebbero anche un radiotelescopio in orbita nello spazio. Gli studi sui maser interstellari sono destinati ad ampliarsi continuamente, e senza dubbio forniranno informazioni insostituibili sui meccanismi interni di nubi interstellari, stelle in evoluzione e galassie lontane.

 quelli della via lattea

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su cui si basa il funzionamento dei maser, deriva da una caratteristica di quasi tutte le leggi fisiche conosciute: l'invarianza rispetto all'inversione temporale. Se si immagina di registrare con una videocamera un processo microscopico, come la collisione tra due molecole, e di proiettare la registrazione, non sarà possibile distinguere se la proiezione avviene un avanti o all'indietro. Si consideri in particolare un atomo che può trovarsi in uno dei due stati energetici distinti, non cè modo di distinguere tra la successione di eventi nella quale l'atomo assorbe un fotone dal campo di radiazione circostante e passa nello stato eccitato, e quella nella quale l'atomo cede un fotone al campo e passa allo stato di energia più bassa. Entrambi gli eventi soddisfano il principio di conservazione dell'energia e in linea di principio sono ugulmente probabili.  Sia l'assorbimento sia l'emissione stimolata richiedono una corrispondenza quasi perfetta tra la frequenza del fotone e la velocità e i livelli energetici dell'atomo che interagisce con esso. Quindi il fotone emesso da un atomo stimolato è identico a quello che ha indotto l'emissione. In una nube di gas in cui le particelle si muovono quasi alla stessa velocità, un fotone avente una direzione e una frequenza particolari può *sdoppiarsi*, poi *quadruplicarsi* e così via. Lo sciame di fotoni che costituisce un maser cosmico mantiene perciò una forte coerenza di frequenza e di direzione.