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Struttura della Via Lattea rilevata con l’Emissione a 21 cm dell’Idrogeno Neutro

Abstract : In questo post vogliamo descrivere l’attività di studio della struttura della nostra galassia fatta utilizzando l’emissione a 21 cm dell’idrogeno neutro, captata mediante la strumentazione descritta nei precedenti post : Antenna per l’Emissione a 21 cm dell’Idrogeno Neutro , Un Ricevitore Low-Noise SDR-Based per l’Emissione a 21 cm dell’Idrogeno Neutro , Software GNURadio per l’Emissione a 21 cm dell’Idrogeno Neutro

Introduzione

L’idrogeno è l’elemento più abbondante che esiste nell’universo. In particolare l’idrogeno neutro (HI) riempie la maggior parte dello spazio tra le stelle nella galassia. L’idrogeno è un gas ed è libero di muoversi. Questo gas tuttavia dovrebbe essersi “sistemato” nel potenziale gravitazionale della galassia (causato dal disco stellare). In analogia con le atmosfere planetarie, potremmo persino aspettarci di trovare una sorta di “atmosfera galattica” attorno al disco.
Lo studio delle radiazioni elettromagnetiche emesse da queste nubi di idrogeno HI (righe di emissione) dovrebbe essere un potente strumento per lo studio della loro localizzazione e del loro movimento (mediante effetto Doppler). In particolare le emissioni in banda radio (RF) sono molto importanti perchè non vengono oscurate dalle polveri galattiche, come invece accade nella banda del visibile.

La natura, in questo caso, ci viene in aiuto perchè, proprio l’idrogeno neutro presenta una caratteristica riga spettrale di emissione nella banda RF delle microonde, a circa 21.1 cm corrispondente ad una frequenza di 1420.40575 MHz.

L’idrogeno neutro (non ionizzato) consiste di un solo protone attorno a cui ruota un solo elettrone. Ciascuna delle due particelle ha un proprio spin, che può essere orario o antiorario. Quando il protone e l’elettrone hanno il medesimo senso di rotazione (spin parallelo) l’atomo ha un’energia leggermente superiore al caso in cui il senso di rotazione è contrario (spin anti-parallelo). Questo a causa di interazioni magnetiche tra le due particelle.
La transizione da spin parallelo ad anti-parallelo causa l’emissione di fotoni alla lunghezza d’onda di 21.1 cm. Questa transizione è però “proibita” e quindi è estremamente improbabile, infatti avviene con un tempo di decadimento medio di 11 milioni di anni ! Per cui è praticamente impossibile osservare tale fenomeno in laboratorio. Il numero di atomi di idrogeno del mezzo interstellare è però estremamente alto, nonostante la densità bassissima di circa 100 atomi/cm3 e questo rende la riga di emissione a 21 cm facilmente osservabile con un radiotelescopio.

Storicamente l’emissione radio dell’idrogeno neutro a 21 cm venne prima teoricamente predetta da Van de Hulst e nel 1951 Ewen e Purcell riuscirono a rilevare questa emissione con una antenna a corno. Questa scoperta ha dato notevole impulso alla ricerca radioastronomica ed ha permesso di evidenziare la struttura a spirale della nostra Galassia e la sua curva di rotazione. Con lo stesso metodo delle emissioni RF su righe precise, da allora, sono state rilevate numerose altre molecole organiche nel mezzo interstellare.

La banda di frequenze compresa tra circa 21 cm e 18 cm è nota con il nome di “Water hole”. È una frequenza di osservazione molto utilizzata dai radiotelescopi in radioastronomia. Essendo compreso tra le righe di emissioni (assorbimento) del gas HI e del gruppo OH (abbondanti nel mezzo interstellare) lo spettro tra queste frequenze forma una sorta canale “silenzioso” nel sottofondo del rumore radio interstellare.
Si è ipotizzato che queste frequenze potessero essere la scelta più logica e naturale per comunicazioni interstellari con civiltà extraterrestri.

La Via Lattea e le Coordinate Galattiche

Prima di descrivere le misurazioni fatte con il nostro radio telescopio, dobbiamo fare una premessa sulla nostra Galassia, la Via Lattea, e sul sistema di coordinate che viene utilizzato per identificare le posizioni degli oggetti all’interno del disco galattico.
Le attuali conoscenze astronomiche ci dicono che la Via Lattea è una galassia a spirale barrata, ovvero una galassia composta da un nucleo attraversato da una struttura a forma di barra da cui si dipartono i bracci di spirale. Il disco stellare della Via Lattea ha un diametro di circa 100000 anni luce e uno spessore, nella regione dei bracci, di circa 1000 anni luce. Le stime sul numero di stelle che la compongono sono varie e a volte controverse, si stimano 200-400 miliardi di stelle. All’esterno della Via Lattea si staglia l’alone galattico, delimitato dalle due galassie satelliti maggiori, la Grande e la Piccola Nube di Magellano, i cui perigalattici (i punti delle loro orbite più vicini alla nostra Galassia) distano circa 180000 anni luce dalla Via Lattea stessa.

La nostra stella, il Sole, si trova nella parte esterna della Galassia, a una distanza di circa 8,5 kpc (circa 25.000 anni luce) dal centro galattico. La maggior parte delle stelle e del gas si trovano in un sottile disco che ruota attorno al centro galattico. Il Sole ha una velocità circolare di circa 220 km/s, e compie una rivoluzione completa intorno al centro della Galassia in circa 240 milioni di anni.

L’immagine sotto mostra la Galassia vista “dall’alto”. Il sole si trova nel braccio di Orione che è un braccio secondario situato tra il braccio di Perseo, più esterno, e quello del saggittario, più interno; ancora più esterno vi è il braccio del cigno-regolo.

Per descrivere la posizione di una stella o di una nube di gas nella Galassia, è conveniente usare il cosiddetto sistema di coordinate galattiche, (l; b), dove l è la longitudine galattica e b la latitudine galattica. Il sistema di coordinate galattiche è centrato sul sole. b = 0 corrisponde al piano galattico. La direzione b = 90° è chiamata Polo Nord Galattico. La longitudine l è misurata in senso antiorario dalla direzione dal Sole verso il centro galattico. Il centro galattico ha quindi le coordinate (l = 0; b = 0). La Galassia è stata divisa in quattro quadranti, contrassegnati da numeri romani :

Quadrante I 0° < l < 90°
Quadrante II 90° < l < 180°
Quadrante III 180° < l < 270°
Quadrante IV 270° < l < 360°

I quadranti II e III contengono materiale che giace a raggi galatto-centrici che sono sempre più grandi del raggio orbitale solare (il raggio dell’orbita del Sole attorno al centro galattico). Nel quadrante I e IV si osserva principalmente la parte interna della nostra Galassia. Le immagini riportate di seguito forniscono evidenza grafica dei concetti appena descritti.

Stellarium

Per “mappare” la galassia alla emissione di 21 cm è necessario sapere dove puntare il nostro radio telescopio. La direzione di puntamento della nostra antenna a corno può essere regolata in Azimut (tramite una bussola) ed in Elevazione. L’angolo di elevazione viene controllato con un inclinometro digitale.
L’osservazione va pianificata in anticipo. Si decide la zona della galassia che si vuole misurare e si ricavano le sue cooordinate galattiche (longitudine e latitudine), queste coordinate vanno poi convertite nelle corrispondenti coordinate di Azimut ed Elevazione che ci servono per puntare la nostra antenna.
Questa operazione è resa molto semplice dal programma open Stellarium (praticamente indispensabile). Stellarium è un planetario virtuale e ci permette di identificare facilmente la posizione della nostra galassia, sia di notte che di giorno e ci fornisce le coordinate (azimutali, equatoriali e galattiche) di ogni punto sulla mappa. E’ inoltre possibile sapere dove si troverà il punto di osservazione programmato in ogni istante della giornata : in questo modo possiamo scegliere il momento più favorevole per effettuare l’osservazione. Le osservazioni possono essere fatte sia di giorno che di notte. E’ in genere preferibile puntare l’antenna con angoli di elevazione elevati (vicini allo zenit) in modo da ridurre il rumore termico del terreno captato dalla antenna. L’immagine sotto mostra uno screen shot di Stellarium.

Osservazioni al Radiotelescopio

Per ogni misurazione al radio telescopio vengono riportate le coordinate galattiche della zona del cielo osservata ed una mappa schematica che mostra, con delle frecce in grassetto la direzione della osservazione. Vengono presentati due grafici. Il primo è lo spettro della potenza del segnale ed il secondo è la conversione delle frequenze in termini di velocità di spostamento : allontanamento (redshift) oppure avvicinamento (blueshift) della sorgente emittente rispetto all’osservatore.
I dati dello spettro di potenza vengono ricavati direttamente dal programma GNURadio (già descritto in Software GNURadio per l’Emissione a 21 cm dell’Idrogeno Neutro) che permette di salvare i dati su file in formato csv. L’intevallo di frequenze coperto corrisponde alla banda disponibile sul ricevitore SDR Airspy R2 che vale 10 MHz, centrata attorno a 1420 MHz. L’intervallo visualizzato sul grafico è in realtà minore perchè la zona di interesse copre un intervallo minore della banda effettiva. In ordinata è riportata la temperatura equivalente del segnale in gradi °K.
Il secondo grafico trasforma le frequenze nelle velocità, assumendo che gli spostamenti in frequenza, rispetto alla frequenza teorica di 1420.40575 MHz, siano dovuti all’effetto Doppler. Il dato di velocità ottenuto dal calcolo viene corretto, sottraendo da questo il contributo dovuto al movimento di rotazione / rivoluzione della terra ed il movimento peculiare del sole rispetto alle stelle più vicine (ritorneremo su questo aspetto nel prossimo articolo). Il dato che si ottiene è la velocità della nube di idrogeno emittente rispetto alla zona locale del sole.

Le curve di velocità ottenute con le osservazioni al radiotelescopio possono essere verificate confrontandole con i dati ottenuti dai radiotelescopi professionali da 25m di Dwingeloo, Olanda, e da 30m a Villa Elisa, Argentina. E’ disponibile una interfaccia web che permette di avere la curva di velocità assegnate, le coordinate galattiche e il beam-size dell’antenna (FWHM) che usiamo : Hi Profile Search. Abbiamo confrontato i nostri dati sperimentali ed abbiamo verificato che la corrispondenza è ottima assumendo un valore FWHM di circa 20°.

Quadrante I – Approssimativamente Long 43°/ Lat 0°

In questa osservazione stiamo “guardando” verso l’interno della galassia. Il picco principale (piuttosto vicino al valore 0 di velocità) è molto probabilmente dovuto alle nubi locali del braccio di Orione che ospita il sistema solare. Vi sono anche contributi a velocità positive, da 50 Km/s fino a 100 Km/s da attribuirsi alle nubi di idrogeno più interne nella galassia che, ruotando in senso orario, si allontanano dalla zona del sole.

Quadrante I – Approssimativamente Long 82°/ Lat -4°

Ora stiamo osservando la galassia ad una longitudine di quasi 90°, cioè in una direzione quasi tangente al verso di rotazione. Il picco di maggiore intensità a velocità relativa quasi nulla corrisponde sempre alle nubi locali di idrogeno, mentre i due picchi minori a velocità diverse dovrebbero corrispondere alle nubi sul braccio di perseo e sul braccio, più esterno, del cigno. Queste nubi appaiono in avvicinamento perchè il sole, nella sua rotazione attorno al centro galattico, si sta muovendo in quella direzione.

Quadrante II – Approssimativamente Long 146° / Lat +1°

Ora siamo passati a puntare il radio telescopio nella direzione del secondo quadrante, cioè verso l’esterno della galassia. Anche in questo caso vi è il picco principale corrispondente alle nubi locali e i due picchi corrispondenti ai due bracci esterni. Il valore di intensità di questi picchi è però aumentato, segno che le nubi che stiamo osservando sono più vicine e le loro velocità relative, sempre di avvicinamento, si sono ridotte, anche questo è consistente con lo schema di rotazione che stiamo ipotizzando e che è schematizzato nel diagramma a lato del grafico delle velocità.

Quadrante II – Approssimativamente Long 176°/ Lat +1°

Per questa osservazione abbiamo posto il radio telescopio praticamente su di una longitudine di 180°, in direzione opposta a quella che punta verso il centro della galassia. In questa direzione ci aspettiamo che le nubi di idrogeno abbiano velocità relativa nulla perchè la direzione del loro movimento è solo tangenziale rispetto al sole. La nostra misura ha infatti evidenziato un solo picco con velocità corrispondente pari a 0 (ovviamente nei limiti della precisione delle nostre misure).

Quadrante III – Approssimativamente Long 207° (-153°) / Lat +3°

L’ultima osservazione di questa serie è stata fatta sul terzo quadrante. Stiamo puntando verso l’esterno della galassia, verso i bracci di Perseo e del Cigno. Componendo vettorialmente le velocità lungo la linea di vista si vede come queste nubi appaiano in allontanamento rispetto al sole ed infatti le velocità misurate sono positive (redshift).

Quadrante IV

Non visibile alla nostra latitudine

Distribuzione HI nel Disco Galattico

Una misurazione che può essere fatta facilmente con il radio telescopio è la rilevazione della intensità del segnale ricevuto al variare della latitudine galattica mantenendo costante la longitudine, (ad esempio, per convenienza, al valore di 180°). In questo modo si fa una sorta di “scansione” del disco galattico per rilevare in maniera approssimata la densita dell’idrogeno neutro. Naturalmente diamo per assodato che maggiori intensità di segnale corrispondono a maggiori quantità di idrogeno neutro. Ci aspettiamo che la materia che sia concentrata nella parte centrale del disco galattico, cioè per latitudini vicine al valore 0°.
La tabella a sinistra ed il grafico sotto mostrano i risultati ottenuti da questa misurazione. Il massimo del segnale viene rilevato a latitudine 0°, mentre allontanandosi dal piano galattico, sia in una direzione che nell’altra, i valori del segnale diminuiscono, fino quasi ad annullarsi per latitudine > 40°. Va però detto che questa misurazione è molto approssimata dato che la risoluzione spaziale della nostra antenna è solo di 10°.

Conclusioni

Il radio telescopio con antenna a corno a 1420MHz si è dimostrato un ottimo strumento in grado di fornire moltissime informazioni sulla distribuzione delle nubi di idrogeno neutro nella nostra galassia. La sensibilità è buona, la risoluzione in frequenza è ottima, la risoluzione spaziale è solo di 10° però le nubi di idrogeno sono oggetti estesi e quindi possono essere studiate anche con uno strumento di questo tipo. Il prossimo passo sarà lo studio della curva di rotazione della galassia, anche per avere inidizi sulla esistenza della materia oscura : Misurazione della Rotazione della Via Lattea con lo Spostamento Doppler della Emissione a 21cm

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