40 anni fa circa, 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.
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