MODULO 11 Astrofisica e cosmologia UNITÀ 29 I corpi celesti. SEI SEI - Società - Editrice Internazionale p.a. -- Torino

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1 1 SEI SEI - Società - Editrice Internazionale p.a. -- Torino

2 UNITÀ29 I corpi celesti 29.1 Distanze astronomiche Quando studiamo gli oggetti celesti il concetto di distanza, così come lo raffiguriamo mentalmente in relazione alla vita di tutti i giorni, non è molto efficace se vogliamo cercare di farci un idea anche solo approssimativa di che cosa significhi lo spazio che separa la Terra dal Sole o il nostro sistema solare dalle stelle più vicine o, ancora, la Via Lattea (la galassia a cui appartiene il sistema solare) dalle altre galassie. Per non parlare del tentativo di provare a immaginare gli estremi confini dell Universo... In particolare qui intendiamo occuparci delle tematiche principali che riguardano la cosmologia e l astrofisica. La cosmologia è lo studio dell Universo, considerato nel suo complesso, con particolare attenzione alle caratteristiche generali, alla struttura e all evoluzione dall origine ai giorni nostri fino alle ipotesi sullo sviluppo futuro. L astrofisica applica le leggi fisiche (a partire da quelle della fisica classica per arrivare alla relatività einsteiniana e alla meccanica quantistica) allo studio dei corpi celesti. cosmologia astrofisica Andando dall infinitamente piccolo all infinitamente grande, mai come in questi ultimi anni i due settori della fisica delle particelle e della ricerca astronomica si sono intrecciati in modo tanto stretto, grazie soprattutto allo sviluppo di strumenti di indagine estremamente potenti come i collisori CDF del Fermilab di Chicago e l LHC (foto a sinistra) del Cern di Ginevra, con cui si possono simulare le condizioni subito dopo il Big Bang, o i telescopi Hubble (satellite, foto a destra) e ALMA in Cile, grazie ai quali possiamo scandagliare lo spazio più profondo.

3 3 Vediamo innanzi tutto quali sono gli ordini di grandezza con cui abbiamo a che fare in ambito astronomico. Ovviamente, trattandosi di distanze incredibilmente più grandi di quelle solite, vengono introdotte unità di misura più adatte. Tabella 1 Unità di misura Simbolo Definizione Fattore di conversione unità astronomica anno luce parsec ua al pc distanza media della Terra dal Sole distanza percorsa dalla luce in un anno distanza dal Sole corrispondente a un angolo di parallasse pari a 1 1, m 9, m 3, m Il parsec (termine che sta per parallasse di un secondo d arco) trae la sua definizione da un metodo puramente geometrico di misurazione della distanza delle stelle che sfrutta lo spostamento apparente della posizione parallasse, appunto di un oggetto celeste rispetto alla sfondo delle stelle fisse. S 2 S 2p 1 p r = 1 ua T 1 T 2 D S Durante il moto periodico della Terra attorno al Sole, una stella vicina risulta occupare apparentemente posizioni diverse S 1 ed S 2 a seconda del periodo del - l anno nei confronti delle stelle fisse che, essendo mol - to più lontane, appaiono immobili le une rispetto alle altre. Di conseguenza, se indichiamo con r il raggio dell orbita terrestre, con p l angolo di parallasse (che può essere misurato con buona precisione), si vede che la distanza D della stella dal Sole può essere espres sa come: r D = tan p Dato che l angolo di parallasse p è molto piccolo, si può porre tan p p. Quindi: D = r p L angolo di parallasse viene misurato in radianti. Il parsec (pc), quindi, può essere definito come la distanza D corrispondente a p = 1, cioè: r 1 pc = 1 Riportando il valore di r = 1 ua, si ottiene: 1 ua 1 pc = 1 parsec Per capire a quanto corrisponda il pc, basta considerare che 1 =4, rad, per cui si trova: 1 ua 1 pc = 4, = 2, ua rad

4 4 Moltiplicando per 1, m/ua, ritroviamo il dato in tabella del parsec espresso in metri: m pc =, ua, = 3, m ua A questo punto possiamo esprimere la distanza stellare D direttamente in pc, essendo: 1 1 pc = r r = 1 pc D = r = pc 1 p p D = 1 pc p distanza misurata tramite la parallasse p è l angolo di parallasse (p tan p). Tale metodo di misurazione richiede una valutazione estremamente accurata di p. Con osservazioni effettuate al suolo sul nostro pianeta, a causa delle perturbazioni dell atmosfera normalmente non è possibile avere valori del - l angolo di parallasse più precisi di 0,001. Tuttavia, grazie alle rilevazioni tramite il satellite Hipparcos, posto in orbita nel 1989, già si è potuto scendere a una precisione di 0,001 ; mentre con il satellite Gaia, lanciato nel 2012, si è raggiunta una sensibilità di secondi di arco. Questo significa che mentre da Terra si possono misurare al massimo corpi distanti 30 pc (circa 100 anni luce), grazie ai dispositivi satellitari si arriva alcune decine di volte più lontano. Il problema della stima delle distanze in astronomia è un aspetto assai importante, se non addirittura fondamentale. Per questa ragione, considerato che anche le galassie a noi più vicine hanno distanze molto maggiori di quelle rilevabili tramite la parallasse, sono stati studiati sistemi indiretti e piuttosto complessi per determinarle. Un unità di misura a cui si fa spesso riferimento per le distanze cosmiche è l anno luce (al). Dalla tabella 1 si ricava il rapporto tra pc e al. Infatti, dato che 1 pc = 3, m e 1 al = 9, m, si trova: 16 3, pc = al 1 pc = 3, 262 al 15 9, Vediamo ora dove si trovano alcuni degli oggetti celesti più conosciuti (tabella 2). Ovviamente per corpi molto lontani si può fare indifferentemente riferimento al nostro pianeta o al Sole. La distanza da Plutone (uno dei corpi più esterni del sistema solare, pur non essendo ormai classificato come pianeta), corrispondente approssimativamente a 5, km, ci può dare un idea delle dimensioni del sistema solare, mentre la Via Lattea ha all incirca un diametro di al (invece il suo spessore medio è di... appena 5000 al). La galassia a noi più prossima è soltanto a anni luce. Andromeda è la più grande tra le galassie vicine: si trova a 2,4 milioni di anni luce e il suo diametro è più del doppio di quello della Via Lattea. Ma se vogliamo spingerci fino ai li - miti dell Universo, allora dobbiamo provare a immaginare una distanza migliaia di volte maggiore, vale a dire dell ordine di al! Tabella 2 Corpo celeste Luna Sole Plutone Proxima Centauri centro della Via Lattea Andromeda Distanza dalla Terra 1,28 secondi luce 8,3 minuti luce 0,23 giorni luce 4,3 anni luce 2, anni luce 2, anni luce

5 Stelle e galassie Parlando dei corpi che popolano l Universo, è chiaro che da sempre i più noti sono quelli che emettono radiazione elettromagnetica nel campo del visibile, cioè luce: prima di tutto il Sole, quindi le stelle e, per finire, le galassie. Sappiamo che esistono molti altri tipi di oggetti astronomici e che, addirittura, molto probabilmente la maggior parte della materia esistente non solo non emette luce, ma sembra sfuggire a qualunque indagine. In ogni caso, indubbiamente la stella costituisce l elemento fondamentale, sia quando la consideriamo per se stessa sia quando la esaminiamo come elemento di ammassi più o meno estesi. Il Sole è la stella a noi più vicina e da cui la Terra in particolare, ma in generale tutto il sistema solare, ricava la maggior parte dell energia. L enorme quantità da esso diffusa nello spazio sotto forma di radiazione (3, W) è dovuta alle reazioni di fusione nu - cleare che avvengono al suo interno. Il Sole ha raggiunto all incirca la metà della sua esistenza ( anni) grazie al fatto che il ritmo con cui viene bruciato l idro geno è tale per cui non si consuma né troppo rapidamente né troppo lentamente; di conseguenza, la nostra stella si trova in una situazione di relativo equilibrio. Le stelle possono essere raggruppate in vari modi. NASA, H.E. Bond and E. Nelan (STScI); M. Bars tow and M. Burleigh (University of Leicester, U.K.); and J.B. Holberg (University of Arizona). The Hubble Heritage Team (AURA/STScl/ NASA/ESA). Vi possono essere sistemi binari (stel- le doppie), formati da due stelle legate tra loro gravitazionalmente, o sistemi multipli con più di due stelle. Un sistema binario assai conosciuto è quello di Sirio, a 8,6 anni luce da noi, di cui Sirio α è la stella più brillante per quanto riguarda la luminosità apparente, cioè così come la vediamo noi nel cielo notturno indipendentemente dalla sua distanza. Nella foto, Sirio β, la sua compagna, è il puntino verso il basso a sinistra. Si parla di ammassi stellari quando i costituenti sono molto più numerosi, raggiungendo anche l ordine del milione. Nella foto è riprodotto l M80 (NGC 6093), uno dei più densi localizzato a anni luce dalla Terra, con centinaia di migliaia di stelle della stessa età e piuttosto anziane (15 miliardi di anni).

6 6 FLASH Gli esopianeti Da quando sono entrati in azione i telescopi ad alta risoluzione, come il VLT (Very Large Telescope, costruito nel deserto Atacama in Cile, a cui recentemente si è aggiunto l ALMA) o il telescopio spaziale Hubble (posto addirittura in orbita), per la prima volta è stato possibile avere la conferma dell esistenza degli esopianeti, cioè pianeti che orbitano attorno ad altre stelle al di fuori del sistema solare. Da quando poi nel 2009 è iniziata la missione Kepler (NASA) con lo scopo specifico di individuare e studiare i sistemi planetari esterni, le notizie di nuove scoperte sono divenute molto frequenti nei mass-media. In numerosi casi si tratta di osservazioni indirette, in cui la presenza del pianeta viene rilevata attraverso cambiamenti davvero minimi nella luminosità o nella posizione della sua stella, oppure come nel caso della foto del VLT, relativo a Beta Pictoris ne è stato rilevato direttamente lo spostamento nel corso del tempo (dal 2003 al 2009). ESO/A.-M. Lagrange. In alcuni casi dai calcoli si riesce a risalire non solo all ampiezza dell orbita, alle dimensioni o alla massa del pianeta, ma persino alla composizione chimica. Forse non con troppa sorpresa da parte degli astronomi, però con indubbia eccitazione, sarebbero stati rilevati esopianeti con temperature adatte alla vita così come la conosciamo e con la probabile presenza di acqua. Al momento Kepler da solo ha rintracciato con sicurezza più di un centinaio di pianeti, mentre i candidati sono quasi tremila. Un fatto di rilievo è che tali corpi appartengono sia a stelle singole sia a sistemi binari o di più stelle. Le stelle non sono mai isolate, ma fanno parte di sistemi detti galassie. Quella nella quale ci troviamo noi è chiamata Via Lattea. Non possiamo averne un immagine dall esterno, tuttavia quello che è possibile osservare dall interno è la scia biancastra visibile di notte. Essa contiene centinaia di migliaia di milioni di stelle (vale a dire intorno a ) di grandezza variabile da un decimo di quella del Sole fino a varie decine di volte. ESO Nella foto a sinistra è riportata la Via Lattea come la possiamo vedere dalla prospettiva terrestre. A destra invece è riprodotta la galassia NGC 1232 che, essendo simile alla nostra, ci può dare un idea di come potrebbe essere la Via Lattea vista dall alto: un nucleo centrale con i bracci delle spirali che si avvolgono tutt attorno. Si noti che nella foto, a sinistra un po spostata verso il basso, si vede una piccola galassia satellite attratta dal campo gravitazionale della NGC 1232.

7 8, pc MODULO 11 Astrofisica e cosmologia UNITÀ 29 I corpi celesti 7 ammassi globulari centro galattico alone nucleo Sole pc Illustriamo le caratteristiche principali della nostra galassia. Possiede un nucleo centrale di raggio pari a circa 12, pc e il nucleo ha uno spessore medio di circa 1000 pc. Le stelle ruotano attorno al centro con velocità che diminuiscono andando verso l esterno; il Sole impiega 200 milioni di anni per una rotazione completa. La galassia è inoltre circondata da un alone di ammassi stellari con una distribuzione abbastanza simmetrica rispetto al nucleo, che probabilmente costituisce quello che resta della materia da cui si è formata. Le stelle presentano a loro volta proprietà differenti, per quanto riguarda sia la composizione chimica sia l età. Quelle più giovani si trovano nella parte esterna sottile del disco galattico, mentre quelle più vecchie sono più vicine al nucleo. A dimostrazione del fatto che la Via Lattea ai giorni nostri sia in fase di evoluzione, sono state rilevate grandi masse di gas in caduta verso il centro, mentre altre ne vengono espulse. Le galassie a loro volta possono formare dei gruppi; la Via Lattea, insieme ad Andromeda, alle Nubi di Magellano e a una cinquantina di altre galassie, fa parte del Gruppo Locale. La più vicina e simile alla Via Lattea è Andromeda, che si trova a 2, anni luce. Negli anni 90 del secolo scorso ne è stata individuata una a una distanza soltanto cinque volte maggiore, la Dwingeloo 1, fino ad allora rimasta nascosta a causa della luminosità del nostro nucleo galattico. Più recentemente, a metà della distanza da quella che era ritenuta la più prossima, cioè la galassia nana del Sagittario, a anni luce dal centro della Via Lattea in direzione della costellazione del Cane Maggiore ne è stata scoperta, grazie all analisi agli infrarossi, una nuova, nascosta da una nube di polvere, che nel giro di qualche miliardo di anni sarà completamente risucchiata dalla nostra. I gruppi di galassie hanno dimensioni dell ordine di alcuni megaparsec cubi (1 Mpc = 10 6 pc). Questa unità di misura per le distanze astronomiche è tra le preferite dai cosmologi in quanto 1 Mpc è appunto approssimativamente lo spazio che separa le galassie tra loro adiacenti. Ricorda... 1 pc = 3, m = 3,262 al per cui: 1 Mpc = 3, m = 3, al

8 8 NASA, ESA, L. Bradley (JHU), R. Bouwens (UCSC), H. Ford (JHU), and G. Illingworth (UCSC). ESO Su scala maggiore, superiore ai 100 Mpc, le galassie si possono trovare raggruppate in ammassi, che arrivano fino al migliaio di componenti: nell im - magine a sinistra è illustrato l ammasso Abell 1689 in direzione della costellazione della Vergine. Ma esistono anche i superammassi, cioè insiemi di ammassi come nella fotografia a destra relativa ad Abell 901/902, a più di due miliardi di anni luce dalla Terra. Esso occupa una regione di più o meno 16 milioni di anni luce ed è a sua volta formato da tre ammassi principali e da filamenti galattici che caratterizzano tali sconfinate strutture. Qualche anno fa è stato completato presso l Anglo-Australian Observatory di Coonabarabran nel Nuovo Galles del Sud in Australia il progetto «6dF Galaxy Survey» (dove 6dF sta per sei gradi di campo e si riferisce al particolare strumento utilizzato), iniziato nel 2001 con lo scopo di tracciare una precisa mappatura delle galassie più vicine alla Terra. In questa carta del cielo sono riportate oltre galassie coprendo un raggio di circa 2 miliardi di anni luce. Grazie alla caratteristica tridimensionale della mappa, gli astronomi possono studiare la disposizione reciproca delle galassie e ricavare le rispettive interazioni gravitazionali. Come si vede dall immagine, a fitti grappoli di grande concentrazione si alternano ampie zone dell Universo in cui invece la presenza delle galassie è estremamente ridotta o nulla e che vengono indicati con il nome di vuoti... Tutto questo sta a indicare che in generale l Universo è piuttosto strutturato. ON LINE VIRTUAL LAB Struttura tridimensionale dell Universo

9 Evoluzione delle stelle La galassia in cui ci troviamo è formata approssimativamente da stelle per una massa complessiva intorno ai kg. Come vedremo, le stelle non sono gli unici oggetti che popolano l Universo, ma è molto importante esaminarne le caratteristiche principali e, soprattutto, capire in che modo evolvono durante la loro più o meno lunga esistenza. Pensando al cielo notturno, un parametro su cui è evidentemente necessario soffermarsi è la luminosità. Bisogna distinguere tra luminosità assoluta e luminosità apparente. La luminosità assoluta (L) è la potenza totale emessa da una stella sotto forma di radiazione. luminosità assoluta L unità di misura è il watt. In generale questa grandezza dipende dalla massa della stella: quanto più la massa è elevata, tanto maggiore è la luminosità assoluta dell astro. La luminosità apparente (l) è la potenza che arriva su una superficie disposta perpendicolarmente ai raggi di luce che partendo dalla stella raggiungono la Terra. luminosità apparente Ipotizzando che nel suo percorso nello spazio vuoto l energia luminosa non subisca assorbimenti, possiamo scrivere la relazione tra L ed l. Se d è la distanza del corpo celeste da noi, allora 4πd 2 è la superficie sferica su cui la potenza emessa si distribuisce. L l = 4 2 πd relazione tra luminosità apparente e assoluta L d l S = 4πd 2 Akira Fujii Nel disegno a sinistra viene visualizzata la relazione tra la luminosità e la distanza dalla sorgente: come qualunque perturbazione che si propaga in linea retta, l intensità è proporzionale all inverso del quadrato della distanza. Nella foto, a sinistra verso il basso, si vede Sirio, la stella più luminosa che si può osservare dalla Terra. È distante dal Sole 8,6 al. Nella costellazione di Orione sulla destra in alto, di colore tendente all arancione, si scorge Betelgeuse, più lontana (circa 600 al) e meno brillante di Sirio, ma la cui luminosità assoluta è alcune migliaia di volte maggiore.

10 10 Le osservazioni astronomiche mostrano che la luminosità assoluta delle stelle è collegata alla loro massa, nel senso che all aumentare della massa aumenta anche la luminosità. Inoltre, come si vede dalla figura precedente, confrontando Sirio (bianca) e Betelgeuse (arancione), si nota come anche il colore della radiazione emessa può cambiare in conseguenza della differente lunghezza d onda. Ricordando quanto visto in relazione al corpo nero, possiamo allora dedurre che tutto questo sia collegato con la temperatura assoluta T della superficie della stella. Infatti, se consideriamo quest ultima come un corpo nero, si può dire che tra la lunghezza d onda λ p in corrispondenza del massimo di emissione e T esiste la relazione espressa qui di seguito. λ p T = 2, m K La temperatura di una stella va dai 3500 K, corrispondenti alle stelle rosse, ai K per quelle che tendono al violetto. temperatura delle stelle (legge di Wien) esempio Vogliamo trovare il colore della radiazione luminosa di due stelle, una con una temperatura superficiale di 4200 K e l altra di 7100 K. È sufficiente applicare la legge di Wien, dalla quale ricaviamo la lunghezza d onda del massimo: λ Sostituendo nel primo caso T= 4200 K si trova: λ p che corrisponde al colore rosso, mentre per T = 7100 K si ha: λ p 3 2, 9 10 T = 2, 9 10 mk λp = T p 3 3 2, , 9 10 mk = = = 6, 9 10 T 4200 K 3 3 2, , 9 10 mk = = = 4, 1 10 T 7100 K che è un valore compreso nell intervallo del violetto m m La luminosità assoluta di una stella di raggio R è data da L = S E, indicando con S = 4πR 2 la sua superficie esterna ed E la potenza irradiata per unità di superficie. Se pensiamo la stella come un corpo nero, dalla legge di Stefan-Boltzmann E = σt 4 (dove σ è la costante di Stefan-Boltzmann pari a W, ) si mk 2 2 può ricavare una relazione molto importante in astronomia in quanto lega tra loro la luminosità assoluta (L) della stella, la temperatura superficiale (T) e le sue dimensioni (R). L = 4πR 2 σt 4 luminosità assoluta e temperatura

11 11 Il diagramma di Hertzsprung-Russell Si può pensare perciò di rappresentare la temperatura stellare in funzione della luminosità. Quello che si ottiene è il diagramma di Hertzsprung-Russell. luminosità assoluta (Sole = 1) Spica Rigel Regolo Vega SUPERGIGANTI Deneb SUPERGIGANTI Castore Sirio α Altair Polare Betelgeuse Antares GIGANTI Polluce Mira Capella Aldebaran GIGANTI Arturo 1 Sole α Centauri SEQUENZA PRINCIPALE NANE BIANCHE Sirio β 10 4 Proxima Centauri temperatura (K) Nel diagramma H-R si possono individuare tre zone principali. Quella che parte dal basso a destra e arriva in alto a sinistra è la cosiddetta sequenza principale. La sequenza principale può essere suddivisa in tre parti. In basso a destra ci sono le stelle più fredde, meno luminose e di colore rossiccio, con massa minore (tra di esse Proxima Centauri). Procedendo verso sinistra, al centro si trovano stelle più luminose e calde, di colore giallo-bianco. Qui c è anche il Sole. Il rapporto tra luminosità assoluta L e massa M di questi corpi è individuato approssimativamente dalla relazione: L M 3,1 Infine, a sinistra in alto si hanno le stelle ancora più luminose e grandi, con maggiore intensità luminosa e colore tendente all azzurro (dove si notano Sirio α e Vega). Al di fuori della sequenza principale, a destra in alto ci sono le stelle più grandi, caratterizzate da elevata luminosità ma bassa temperatura, per cui il colore è verso il rosso. Si tratta delle giganti rosse, tra le quali la più famosa è Aldebaran. Infine, in basso verso sinistra si collocano le nane bianche, che al contrario hanno bassa luminosità e alta temperatura. A questo gruppo appartiene Sirio β, la componente più piccola del corrispondente sistema binario. Vi è una relazione anche tra la massa complessiva implicata nella formazione della stella e la sua collocazione nella sequenza principale del diagramma di H-R: all aumentare della massa la posizione occupata si sposta verso l alto e a sinistra, in quanto tendono ad aumentare sia la temperatura superficiale sia la luminosità assoluta. ON LINE VIRTUAL LAB Colore e dimensione delle stelle

12 12 Nucleosintesi Il diagramma H-R non viene interpretato come qualcosa di statico, per la qual cosa una stella fa parte per sempre di una ben precisa categoria. In realtà, le teorie prevalenti lo vedono come una rappresentazione dell evoluzione delle stelle, cioè della loro intera esistenza. Si pensa che una stella abbia origine da grandi nebulose di gas formate soprattutto da idrogeno che cominciano a contrarsi a causa dell attrazione gravitazionale. All interno di queste formazioni, quindi, si compattano masse più piccole chiamate protostelle. Man mano che aumenta la velocità di rotazione attorno al nucleo, per cui aumenta l energia cinetica, la temperatura diventa sufficiente affinché i nuclei di idrogeno carichi positivamente possano superare la forza elettrica di repulsione, innescando così la reazione di fusione. A questo punto inizia la vita della stella vera e propria. NASA, NOAO, ESA and The Hubble Heritage Team (STScl/AURA) ON LINE VIRTUAL LAB Zoom della nebulosa Testa di Cavallo Nell immagine una ormai classica fotografia rilasciata dal telescopio spaziale Hubble è riprodotta la nebulosa Testa di Cavallo (detta anche Barnard 33) situata nella costellazione di Orione. In alto a sinistra si può distinguere una stella molto giovane che illumina la nube gassosa, nella quale si trova ancora avviluppata. Dietro la nebulosa una stella retrostante non visibile illumina la silhouette della parte superiore. Fondamentalmente, ciò che mantiene in vita una stella è la lotta tra l attra - zione gravitazionale, che cerca di far collassare la massa verso il centro, e le reazioni di fusione nucleare, che determinano una certa pressione dall interno verso l esterno mantenendo il sistema in equilibrio idrostatico. Vediamo nella tabella 2 a pagina seguente in dettaglio le varie fasi in cui si realizza (a temperature dell ordine di 10 7 K) questa particolare reazione nucleare, chiamata ciclo protone-protone. Nelle prime tre righe consideriamo due sequenze uguali di reazioni che si fondono nella quarta riga. Nell ultima colonna sono riportate le quantità di energia liberata in ciascuna reazione. Si noti che i nuclei di idrogeno 1 1H necessari sarebbero in totale sei, ma due vengono per così dire restituiti al termine del processo, per cui quelli consumati effettivamente sono solamente quattro. Dei 26,72 MeV di energia 0,5 MeV vengono portati via dai neutrini, i quali attraversano la materia praticamente senza interagire, mentre gli altri 26,22 MeV restano sotto forma di energia termica che si propaga verso la superficie della stella dove, sotto forma di onde elettromagnetiche, quindi anche luce, viene irradiata tutt attorno nello spazio. La fine dell esistenza di una stella può avvenire secondo processi molto diversi che dipendono in maniera decisiva dalla sua massa: quanto maggiore è quest ultima, tanto più rapidamente si sviluppano le reazioni nucleari di fusione, per cui la vita della stella può essere relativamente breve.

13 13 Tabella 2 Descrizione Prima sequenza Reazioni Seconda sequenza Energia (MeV) Dapprima si ha la fusione di due protoni (nuclei di idrogeno) 1 1H con formazione di deuterio 2 1H, positrone e + e neutrino. ν e Il positrone e + si annichila rapidamente con un elettrone e -, generando due raggi γ. 1 1H + 1 1H 2 1H + e + + ν e 1 1 H + 1 1H 2 1H + e + + ν e 0,42 e + + e - 2γ e + + e - 2γ 1,02 Il deuterio 2 1H a sua volta dà origine a una reazione di fusione con un nuovo 1 1H, da cui si forma il trizio 3 1H e un raggio γ. 2 1H + 1 1H 3 1H + γ 2 1H + 1 1H 3 1H + γ 5,49 Quest ultimo nucleo di trizio si fonde con un altro 3 1H proveniente da una catena di reazioni uguale a quella delle tre righe precendenti, formando una particella a, vale a dire un nucleo di elio 4 2 He, e due di idrogeno 1 1H, che così vengono restituiti. Nel complesso, a partire da quattro nuclei di idrogeno 1H 1 e due elettroni e -, si ottengono una particella a ( 4 2He), due neutrini e sei raggi γ. ν e 3 1 H + 3 1H 4 2He + 1 1H + 1 1H 12,86 41H 1 + 2e - 4 2He + 2ν e + 6γ 26,72 Per fortuna questo non si verifica nel caso del Sole, poiché il ritmo con cui esso brucia l idrogeno, pur essendo adatto a conservare l equilibrio idrostatico, è abbastanza lento. Di conseguenza, si suppone che la nostra stella, che si trova a circa metà della sua esistenza, potrà continuare a restare stabile ancora per circa altri 5 miliardi di anni. Ma quando l idrogeno comincia a esaurirsi, allora... la pressione verso l esterno diminuisce la stella inizia a contrarsi negli strati più interni aumenta il ritmo della fusione la temperatura cresce rapidamente la stella si espande a grande velocità gli strati proiettati all esterno dall espansione si raffreddano la stella diventa una gigante rossa

14 14 A questo punto la stella diventa più grande, più luminosa e di colore rosso, uscendo dalla sequenza principale del diagramma H-R. Credner T. & Kohle S., Bonn University, Calar Alto Observatory. Un numero consistente di giganti rosse, la cui età si aggira sul miliardo di anni, può essere osservato al centro dell am mas so NGC 2266 a circa al in direzione del - la costellazione dei Gemelli. Mentre la superficie della gigante rossa è fredda, il nucleo si contrae ancora di più e si riscalda fino a temperature intorno ai 10 8 K. In questo modo inizia la fusione dell elio che alla fine produce il carbonio (processo tre alfa): 4 2 He + 4 2He 8 4Be + γ 4 2 He + 8 4Be 12 6C + γ Le reazioni di fusione che portano alla produzione di nuclei con massa atomica maggiore vengono dette in generale nucleosintesi. La formazione di nuclei pesanti in seguito alla reazione di fusione di nuclei più leggeri o per assorbimento di neutroni prende il nome di nucleosintesi. nucleosintesi In stelle più massive ma sempre entro il limite 8 10 volte la massa del Sole si può avere la formazione anche di 16 8O, 20 10Ne e 24 12Mg. In ogni caso, la stella, diventando più calda, si sposta verso destra nel diagramma H-R. E l evoluzione continua in modo tale che... le reazioni di fusione cessano la forza gravitazionale di contrazione prevale di nuovo gli strati esterni continuano ad allontanarsi la gigante rossa diventa ancora più grande gli strati esterni fuggono definitivamente nello spazio il nucleo interno si riduce la stella diventa una nana bianca Nel diagramma H-R la stella va a occupare la zona in basso a sinistra. A questo punto del processo la nana bianca ha una massa minore di 1,4 quella del Sole. Si tratta di una massa limite che consente alla stella di non collassare ulteriormente sotto l azione dell attrazione gravitazionale ed è chiamata massa di Chandrasekhar. La massa di Chandrasekhar, cioè il valore al di sotto del quale la stella non implode diventando una nana bianca, è pari a 1,4 M (dove M è la massa del Sole). massa di Chandrasekhar Il motivo per cui in una nana bianca la contrazione si blocca è la degenerazione elettronica, cioè il fatto che gli elettroni pur iniziando a ravvicinarsi non possono occupare gli stessi livelli energetici per il principio di esclusione di Pauli. La stella continua a perdere energia fino a diventare una sorgente debolissima di luce e, infine, lentamente si spegne. Le nane bianche sono estremamente diffuse nella Galassia: la piccola compagna di Sirio α, cioè Sirio β, è proprio una di queste stelle. Avendo un raggio piuttosto ridotto, su di esse il nostro peso aumenterebbe di centomila volte! Ed è a causa di questa intensissima gravità che gli elementi più pesanti sprofondano, lasciando in superficie soltanto l idrogeno.

15 Supernove, buchi neri e quasar Supernove Quando la massa della stella alla sua nascita è più grande di (8 10) M, allora la sua evoluzione si differenzia dalla strada che porta alle nane bianche. Infatti, a causa della massa maggiore, e quindi della forza di gravità più intensa, succede che la nucleosintesi non si ferma alla formazione del 12 6C o eventualmente del 24 12Mg. La stella diventata nel frattempo una supergigante raggiunge la temperatura di 10 9 K e oltre, per cui la reazione di fusione continua generando elementi sempre più pesanti fino addirittura al ferro ( 56 26Fe). La massa ora ha sempre un valore superiore al limite di Chandrasekhar, cioè 1,4 M, e la degenerazione elettronica non è più in grado di arrestare l im plosione della stella. Inoltre, mentre le fasi precedenti hanno avuto nel complesso una durata di centinaia di milioni di anni, ora il processo avviene probabilmente nel giro di pochi secondi: la stella sta subendo uno sconvolgimento davvero catastrofico... A causa dell altissima temperatura e delle collisioni altamente energetiche i nuclei di ferro si possono letteralmente frantumare, rilasciando nuclei di elio e neutroni liberi secondo le reazioni: Fe He + 4n e 4 2He 2p + 2n Oltre a questo, la fortissima compressione alla quale le particelle vengono sottoposte e la grande energia a disposizione può consentire persino il decadimento b inverso, vale a dire: e + p n + ν e Tali reazioni, assorbendo energia, fanno sì che l energia termica contrasti sempre meno il collasso della massa. Ne consegue che adesso la forza gravitazionale costringe i neutroni ad avvicinarsi il più possibile, inducendo un fenomeno analogo alla degenerazione elettronica vista per le nane bianche: si tratta della degenerazione neutronica, sempre una conseguenza del principio di esclusione di Pauli. Ma con una sostanziale differenza: che avendo i neutroni una massa 2000 volte maggiore di quella dell elettrone, la pressione provocata dalla loro vicinanza non riesce ad arrestare la contrazione. Di conseguenza il raggio stellare risulta molto più piccolo di quello di una nana bianca e la densità diventa davvero enorme. Alla fine, il nucleo della stella precipita su se stesso praticamente in caduta libera, che in questo caso significa alla velocità di 10 5 km/s (un terzo della velocità della luce), con un rilascio dell energia gravitazionale corrispondente in un intervallo di tempo di 10 4 secondi soltanto. L energia liberata, pari approssimativamente a J, proietta l involucro della stella nello spazio superando la gravità ed esso, scontrandosi con le nubi di gas presenti nello spazio, produce sconfinate onde d urto. La luminosità della stella diventa L (avendo indicato con L la luminosità del Sole). Questo evento prende il nome di supernova. NASA, P. Challis, R. Kirshner (Harvard-Smithsonian CfA) and B. Sugerman (STScl). NASA, P. Challis, R. Kirshner (Harvard-Smithsonian CfA) and B. Sugerman (STScl). Nelle immagini si vede la supernova 1987A (SN1987A), in una galassia vicina alla nostra denominata Grande Nube di Magellano, in due foto scattate dal telescopio Hubble rispettivamente nel marzo del 1995 e nel novembre del Scoperta nel 1987, la supernova è stata la più brillante vista dalla Terra negli ultimi quattrocento anni. L evento, considerata la distanza della stella (di massa pari a 20 M ), era avvenuto in realtà anni prima dell anno in questione. L anello di materiale interstellare a un anno luce dalla stella esisteva già prima dell evento catastrofico ed è stato investito dall onda d urto. Nel tempo si possono osservare i residui della supernova, con l anello divenuto una serie di punti luminosi con temperature però di milioni di gradi.

16 16 La circostanza che il nostro sistema solare, e quindi anche la Terra, siano ricchi di elementi pesanti e non solo di idrogeno ed elio, è dovuto verosimilmente al fatto che la sua origine ha avuto luogo a partire dai detriti lasciati da una preesistente supernova. È probabile che il nucleo di tali stelle divenga, infine, un concentrato densissimo costituito quasi esclusivamente da neutroni, vale a dire appunto una stella di neutroni, la cui densità è volte quella di un qualunque solido terrestre. Buchi neri Ci sono altre possibilità, dipendenti dalla massa, rispetto alla stella di neutroni. Infatti, si potrebbero verificare le condizioni per le quali la forza di gravità diventa tanto forte da impedire persino alla luce di uscire dal campo gravitazionale. In questo caso, ovviamente, non è possibile vedere l oggetto in questione e si parla perciò di buchi neri. I buchi neri sono corpi celesti la cui forza di gravità è talmente intensa che neppure la luce riesce a sfuggire alla loro attrazione e dunque non sono individuabili per mezzo delle onde elettromagnetiche nel campo del visibile. buchi neri X-ray: NASA/CXC/MIT/L. Lopez et al.; Infrared: Palomar; Radio: NSF/NRAQ/VLA I resti della supernova W49B ( anni luce distante, all interno della Via Lattea) analizzati ai raggi X, oltre a evidenziare una struttura stranamente non simmetrica, non mostrano nel centro la presenza di una stella di neutroni come solitamente accade in esplosioni stellari simili. Questa osservazione lascia spazio all ipotesi che in realtà la supernova nasconda un oggetto ancora più particolare: si tratterebbe del buco nero più giovane presente nella nostra galassia, avendo un età di appena un migliaio di anni. Ma vediamo quali sono le caratteristiche di un buco nero, che certamente è un corpo celeste che mette a dura prova le leggi della fisica così come sin qui le conosciamo. Per cercare di capire che cosa accade al suo interno non dobbiamo ragionare in termini di forza che agisce tra le masse ma piuttosto, come suggerisce la relatività generale di Einstein, in termini di curvatura dello spazio-tempo. Sappiamo che la luce in prossimità di una massa molto grande non procede in linea retta, bensì si muove seguendo la curvatura dello spazio per così dire deformato dalla presenza della massa stessa. Abbiamo visto che la conferma di questa ipotesi fu ottenuta osservando la posizione di alcune stelle durante un eclisse di Sole: effettivamente esso provoca una deviazione dei raggi luminosi! Affinché la curvatura dello spazio-tempo attorno a un buco nero M si deformi al punto che la luce precipiti al suo interno e non ne esca più, è necessario che abbia un raggio pari almeno al raggio di Schwarzschild. Il raggio di Schwarzschild r è il valore del raggio di un corpo di massa M per il quale esso subisce il collasso gravitazionale e diventa un buco nero: GM r = 2 2 c con G costante gravitazionale e c velocità della luce. raggio di Schwarzschild

17 17 La superficie sferica avente tale raggio viene chiamata orizzonte degli eventi. Al di là di questo misterioso confine non possiamo rilevare nessun fenomeno o evento. Tuttavia, nonostante la sua invisibilità, un buco nero può essere individuato a causa di quello che gli accade intorno. Attirando i gas circostanti, a causa della grandissima accelarazione, la materia risucchiata verso l orizzonte degli eventi emetterebbe raggi X di una ben precisa frequenza. Se si trova vicino a una stella, costituendo un sistema binario di cui è visibile solo quest ultima, come sempre in casi analoghi ne perturberebbe la posizione, oltre ad attirare la sua materia. Nell eventualità che un sistema di stelle ruoti attorno al centro di gravità a una velocità più alta del previsto, allora si può suppore che la massa mancante sia dovuta alla presenza di un buco nero. esempio Vogliamo calcolare il raggio di Schwartzschild per una massa uguale a quella del Sole e della Terra. R = 6, m R T = 6, m r = 3 km r = 0,9 cm La massa solare è M = 1, kg. Il suo raggio di Schwartzschild sarebbe allora: GM r = = 2 2 6, , c ( 3 10 ) per cui l orizzonte degli eventi del Sole, divenuto un buco nero, avrebbe un raggio di soli 3 km. Nel caso della Terra, invece, è M T = 5, kg: GMT r = = 2 2 6, , c ( 3 10 ) = 2950m 3km = 00, 0886 m 0, 9 cm Questo significa che per diventare un buco nero, il pianeta in cui abitiamo dovrebbe restringersi fino ad avere un raggio di quasi 1 cm! (Nella figura, ovviamente, non è stato possibile rispettare le scale.) Ricorda... Le teorie prevedono che la massa di un corpo celeste debba essere molto maggiore di quella della nostra stella e quindi, a maggior ragione, di quella della Terra affinché si inneschi il processo di collasso gravitazionale all origine dei buchi neri.

18 18 Non si deve pensare che un buco nero in qualunque situazione risucchi praticamente tutta la materia che lo circonda. In realtà si comporta come qualunque massa gravitazionale, per cui se per esempio si trovasse al posto del Sole e avesse la sua stessa massa, il sistema solare resterebbe lo stesso con i pianeti nelle loro orbite attuali. superficie della stella verso l orizzonte degli eventi A sinistra si vede la classica rappresentazione bidimensionale del campo gravitazionale attorno a una qualunque massa stellare: il piano si ripiega su di essa di modo che un corpo nelle sue vicinanze comincerebbe a scivolare verso la stella. Nel caso del buco nero, a destra, il piano diventa una sorta di imbuto che porta con una discesa piuttosto ripida verso l orizzonte degli eventi da cui, appunto, neanche la luce riuscirebbe più a uscire. Bisogna precisare che questa visualizzazione dovrebbe essere con un difficile esercizio mentale estesa a tutto lo spazio tridimensionale attorno al buco nero e, in ogni caso, l immagine non corrisponde a quello che vedremmo effettivamente, in quanto questo corpo celeste non possiamo assolutamente vederlo. Per concludere analizziamo, sulla base delle conoscenze della relatività ristretta e generale, a quali conseguenze fisiche andrebbe incontro un astro nave inviata a esplorare questo oggetto misterioso. Avvicindosi all orizzonte de gli eventi, a causa del ra pido incremento della for za di gravità, la parte anteriore viene attirata mag gior men te rispetto a quella posteriore, per cui l astro nave co min cia ad allun garsi (e anche a comprimersi lateralmente). Come conseguenza della dilatazione del tempo dovuta alla curvatura dello spazio-tempo e all aumento di velocità, noi dall esterno vediamo il mezzo spaziale procedere in modo estremamente lento: solo le generazioni che ci succedono potranno scorgerlo significativamente più vicino all orizzonte degli eventi. Man mano che l astronave entra nel buco nero inizia a scomparire dai nostri telescopi per effetto del red-shift gravitazionale: le onde elettromagnetiche luminose dove il campo è più intenso diminuiscono la loro frequenza ed escono dal campo del visibile (è necessario perciò passare a strumenti sensibili a maggiori lunghezze d onda). L azione di distorsione della forma provoca un riscaldamento del mezzo di trasporto fino a temperature di milioni di gradi che provoca l emissione di raggi X. Ricorda... Il fenomeno per il quale un corpo avvicinandosi a un buco nero subisce una sorta di stiramento viene indicato in inglese con il termine spaghettification, neologismo mutuato dall italiano ispirandosi agli ormai internazionalmente noti spaghetti.

19 19 Quasar L Universo è popolato da oggetti alquanto strani sui quali molto rimane ancora da capire. Negli anni 50 l utilizzo dei radiotelescopi, strumenti che a differenza dei normali telescopi osservano il cielo a frequenze diverse da quelle della luce visibile (e che quindi possono essere in funzione anche durante le ore diurne), mise in evidenza che per esempio alcune galassie si mostravano molto più attive, cioè emettevano grandi quantità di energia, in differenti zone dell ampio spettro elettromagnetico. Oggi si parla al riguardo di nuclei galattici attivi (AGN). NASA, ESA, and L. Frattare (STScl) La galassia NGC 1275 (conosciuta anche come radiogalassia Perseus A), si trova nell ammasso di galassie Perseo a 230 milioni di anni luce dalla Terra. Nello spettro del visibile si presenta come uno spettacolare scontro tra due galassie. Invece, combinando diverse frequenze, si è potuto constatare una forte emissione di raggi X e filamenti che si estendono a grandi distanze, probabilmente dovuti a un qualche tipo di interazione tra le due galassie oppure, in base ad altre ipotesi, tra un buco nero centrale e il gas che permea l ammasso stesso. Altri ospiti dell Universo piuttosto insoliti sono i quasar. Il loro nome sta per quasi-stellar objects ed è dovuto proprio alla loro sfuggente natura: mentre all apparenza la loro immagine nel campo del visibile può fare pensare al puntino di una stella debolmente luminosa, in base ad altre caratteristiche quali l enorme emissione di radiazioni su alte frequenze potrebbero essere sia immense nubi di gas sia radiogalassie molto lontane da noi. WFPC2 image: NASA and J. Bahcall (IAS) (NASA/STScI) Qui è riportato il primo quasar scoperto nel 1963, cioè il 3C273, con uno strano filamento in basso a destra, probabilmente un getto gassoso lungo migliaia di anni luce. Tra le sue anomalie, alcune linee nello spettro di emissione difficili da identificare, il rilevante spostamento verso il rosso (red-shift) pari al 15,8% compatibile solo con un incredibile distanza dal Sole (1,5 miliardi di anni luce) e una grande velocità di allontanamento ( km/s).

20 20 Considerata la distanza, i quasar appaiono troppo luminosi, non solamente nel caso possa trattarsi di stelle, ma addirittura nell eventualità che siano delle vere e proprie galassie. Infatti, ipotizzando che distino miliardi di anni luce, in alcuni casi la luminosità ammonterebbe comunque a valori volte maggiori rispetto a una normale galassia. Essendo L la luminosità del Sole si ha che: galassia L quasar L Inoltre, un ulteriore elemento piuttosto sconcertante sono le fluttuazioni dei quasar, che cambiano spesso caratteristiche in meno di un giorno, lasciando presupporre che le zone da cui arrivano i segnali abbiano dimensioni inferiori a un giorno luce (si tenga presente che il nucleo centrale della Via Lattea ha un raggio di circa anni luce). Oggi le teorie prevalenti considerano i quasar come dei buchi neri supermassivi, vale a dire con masse pari a milioni o miliardi di quella del Sole. Il raggio di Schwarzschild supererebbe il raggio dell orbita terrestre e, comprendendo anche il disco di accrescimento dei gas che circolano loro attorno e la nube gassosa complessiva, questi corpi occuperebbero una zona ampia quanto tutto il nostro sistema solare Esplorazione spaziale Mai come in questi ultimi anni considerati effettivamente anni d oro per la cosmologia l esplorazione spaziale ha avuto un impulso tanto ampio, consentendo di trovare conferma a molte teorie e, al contempo, scoprire numerosi fenomeni fin qui sconosciuti. Non c è stato, come era stato prospettato in passato, un invio massiccio di nuove sonde spaziali (l ultima in termini di tempo sta esplorando Marte, mentre il Pioneer inviato negli anni 70 starebbe appena uscendo dal sistema solare), ma si è avuto invece un potenziamento degli strumenti di osservazione sia a terra sia a bordo dei satelliti. Telescopi ottici Certamente il più famoso telescopio ottico, che cioè opera nel campo della luce visibile, in orbita attorno alla Terra su un satellite è lo Hubble Space Telescope. strumenti assiali specchio primario pannelli solari specchio secondario sportello strumenti radiali piattaforma elettronica Il telescopio spaziale Hubble orbita a quasi 600 km dalla Terra a una velocità di 8 km/s (cioè km/h). Utilizza un tipo di riflettore chiamato Cassegrain in quanto la luce, dopo aver colpito lo specchio primario (diametro 2,4 m), viene rinviata a uno specchio secondario e, da questo, attraverso un foro centrale nello specchio primario, al punto focale che si trova dietro di esso. Trovandosi nello spazio può raccogliere molta più luce dei telescopi a terra, per cui le sue immagini hanno una grandissima nitidezza.

21 21 La radiazione luminosa raccolta nel punto focale può essere analizzata da un ampia serie di apparecchiature, a seconda degli aspetti che si vogliono studiare. Ricordiamo in particolare: uno spettrografo che lavora esclusivamente sulla luce ultravioletta, grazie alla quale è possibile risalire alla temperatura, alla composizione chimica, alla densità e al movimento degli oggetti esaminati, in particolare stelle e quasar; una fotocamera avanzata che fa rilevazioni su tutte le lunghezze d onda dal l ultravioletto lontano al vicino infrarosso con lo scopo di capire l attività del l Universo agli inizi della sua esistenza; un altro spettrografo che dà la caccia ai buchi neri osservando attentamente le galassie; uno spettrometro dedicato ai raggi del vicino infrarosso con cui si possono individuare le sorgenti nascoste dietro le nubi di polvere interstellare, le stelle nascenti e i corpi che si celano nello spazio più profondo; infine, un sensore che permette allo Hubble di puntare nella direzione voluta durante tutta l orbita attorno alla Terra, misurando con estrema precisione la posizione delle stelle e il loro moto relativo. ON LINE VIRTUAL LAB I buchi neri Il telescopio Hubble è al lavoro già dal lontano 1990, per cui ora gli astronomi stanno aspettando con ansia il lancio e l inizio delle attività da parte di un nuovo telescopio spaziale, il James Webb, il cui specchio è stato progettato con la notevole apertura di 6,5 m, grazie al quale potrà esplorare lo spazio nel campo dell infrarosso, con l obiettivo di individuare gli oggetti più lontani che mai l uomo sia riuscito a osservare. Per quanto riguarda i tradizionali telescopi ottici a terra, un importante realizzazione dell ESO (European Southern Observatory), ente europeo sostenuto da quindici Paesi tra cui l Italia, è il Very Large Telescope (VLT), situato a 2635 m di altitudine sul Cerro Paranal in Cile. Si tratta del sistema ottico al momento più avanzato al mondo costituito da quattro telescopi principali, ciascuno con specchi primari che hanno un diametro di 8,2 m. Questi, con l ausilio di altri quattro telescopi mobili di 1,8 m, combinati insieme consentono di amplificare di venticinque volte i dettagli osservabili dai singoli elementi. Il potere risolutivo complessivo è pari a un millesimo di arcosecondo ed è tale da consentire di percepire come separati i fari di una comune automobile distante più di kilometri (cioè sulla Luna). Gli strumenti che fanno parte del VLT operano fondamentalmente nello spettro visibile e coprono comunque un ampiezza di lunghezze d onda che vanno dall ultravioletto lontano (0,3 μm) al medio infrarosso (24 μm).

22 22 ESO Qui vediamo una delle più affascinanti immagini raccolte dal Very Large Telescope, che mostra la luce verdognola della nebulosa planetaria IC 1295, a 3300 anni luce, generata da una stella il piccolo puntino blu proprio al centro giunta al termine della sua vita. La nube è costituita da gas ionizzato spinto via nello spazio nella fase conclusiva dell evoluzione stellare a causa dell energia prodotta durante le reazioni di fusione nucleare. Di rilievo sono i diversi gusci che si possono distinguere piuttosto bene, dovuti probabilmente a una successione di esplosioni separate. Il colore verde è dovuto alla ionizzazione del l idrogeno. La stella originaria, che appare molto intensa nelle frequenze dell ultravioletto, è destinata a diventare una nana bianca e a spegnersi progressivamente tra svariati miliardi di anni. ON LINE VIRTUAL LAB Zoom Radiotelescopi I radiotelescopi scandagliano il cielo su lunghezze d onda diverse da quelle della luce e, perciò, in regioni dello spettro che non rientrano nel campo del visibile, rivelando caratteristiche e comportamenti dei corpi celesti talvolta con notevoli sorprese come nel caso della scoperta dei quasar. Tuttavia bisogna tener presente che le onde elettromagnetiche che riescono ad arrivare al suolo sono comprese in un intervallo di lunghezze d onda che va da 0,3 mm (frequenza Hz) a 30 m (frequenza 10 7 Hz); infatti, per valori di λ <0,3 mm la radiazione viene assorbita dall ossigeno e dal vapore d acqua dell atmosfera, mentre quando λ >30 m le onde vengono riflesse dalla ionosfera e si disperdono nello spazio. In questo range di radiazioni che possono raggiungere la superficie terrestre sono comprese le onde radio. I radiotelescopi progettati per lavorare su lunghezze d onda minori devono perciò essere inviati nello spazio. Al di sotto di 0,3 mm l unica radiazione che può filtrare è la luce visibile. NRAO/AUI antenna riflettore cavo amplificatore computer Un radiotelescopio posizionato sulla superficie terrestre è formato essenzialmente dalla parabola riflettente, dall antenna ricevente, dall amplificatore e dall elaboratore dei dati. Essendo concepito per rilevare la radiazione con lunghezza d onda maggiore di quella della luce, la superficie della parabola non deve né essere particolarmente liscia come il vetro né omogenea (in quanto può trattarsi anche di un reticolato, non dovendo riflettere le onde di lunghezza inferiore a quelle radio). Ovviamente il radiotelescopio non consente di ottenere delle immagini degli oggetti osservati, ma produce una sorta di mappa di una ben precisa zona del cielo sulla base dell intensità della particolare radiazione ricevuta. Nella figura a destra si vedono i resti della supernova Tycho, esplosa nel 1572, in cui i falsi colori mostrano le zone di più intensa (rosso) e più debole (violetto) radiazione. Le emissioni radio sono dovute all accelerazione degli elettroni nel campo magnetico, amplificato dalla tremenda onda d urto.