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Nubi di Idrogeno rilevate mediante la Linea di Emissione a 21 cm

Abstract : in questo post proseguiamo lo studio della emissione delle nubi di idrogeno neutro con l’antenna ed il ricevitore a 21 cm. Diamo l’evidenza della possibile rilevazione di una nube ad alta velocità, presentiamo una misurazione della emissione dalla galassia fatta con la tecnica del transito ed infine utilizziamo una delle misurazioni per fare delle stime sui processi che avvengono all’interno delle nubi di idrogeno.

Nubi ad Alta Velocità

Come sappiamo l’idrogeno neutro è concentrato nel piano della galassia (compreso approssimativamente tra latitudine galattica +20° e -20°). Nubi di idrogeno atomico neutro sono però presenti anche “tra le stelle”, in misura minore e con minore densità. Tra queste sono interessanti le cosìdette nubi veloci, caratterizzate da velocità elevate che non rientrano nel range delle velocità di rotazione galattica. il segnale proveniente da queste nubi è però più debole ed è più difficile da osservare con un radiotelescopio amatoriale. Si può comunque provare a puntare l’antenna verso uno dei punti nei quali è presente una di queste formazioni (mappa rappresentata nella immagine sopra – da Westmeier) e con un pò di fortuna e pazienza è possibile rilevare il segnale emesso da queste formazioni. La risoluzione spaziale del nostro radiotelescopio è molto bassa però la risoluzione in frequenza è buona e questo ci permette facilmente di distinguere frequenze – e quindi velocità – diverse.

Il grafico sotto mostra una rilevazione fatta puntando l’antenna verso una zona della galassia con presenza di nubi ad alta velocità. Si può notare il picco principale a velocità vicina allo zero ed un altro picco corrispondente ad una velocità in avvicinamento di circa 200 Km/s. Questa potrebbe essere una dimostrazione della rilevazione di una di queste nubi caratteristiche.

Come contro-prova mostriamo il grafico che si ottiene dal sito Hi Profile Search che restituisce la curva di velocità osservata inserendo le coordinate galattiche : vi è l’evidenza di un picco minore corrispondente a velocità di avvicinamento di 150 – 200 Km/s.

Transito della Via Lattea

L’osservazione radioastronomica più semplice consiste nel determinare come varia l’intensità del segnale captato dalla antenna durante il transito di una radiosorgente nel campo visuale della antenna. In pratica si orienta l’antenna del nostro radiotelescopio verso il punto della volta celeste nel quale è previsto il transito della radiosorgente che vogliamo studiare e si registra il segnale ottenuto dal ricevitore : abbiamo applicato questa tecnica alla osservazione radio della Via Lattea alla lunghezza d’onda di 21 cm.
I due screen-shot riportati sotto, tratti da Stellarium, mostrano, a sinistra la situazione iniziale e sulla destra la situazione finale, mentre il cerchio rosso indica, approssimativamente l’area sottesa dal fascio dell’antenna. Il movimento apparente della Via Lattea è una rotazione dall’alto verso il basso

L’immagine sotto mostra invece il percorso apparente seguito dalla antenna durante il transito.

Il nostro sistema HW+SW determina lo spettro in potenza del segnale. Durante il transito il sistema ha registrato, ad intervalli di tempo regolari, lo spettro del segnale. Il grafico riportato sotto mostra sovrapposti gli spettri ottenuti nell’arco di circa due ore. Per ogni curva è stata determinata l’intensità del massimo e riportata in grafico in funzione del tempo, come riportato nel secondo grafico dove si vede il profilo d’intensità che fornisce indicazione sulla quantità (densità) di idrogeno neutro presente.

Allargamento della riga di emissione dell’idrogeno

La riga di emissione dell’idrogeno neutro subisce un allargamento spettrale. Tutte le emissioni, atomiche e molecolari, non sono infinitamente strette ma presentano un allargamento che dipende da svariati processi fisici. L’allargamento “naturale” dovuto al principio di indeterminazione è molto piccolo e possiamo trascurarlo. I principali processi fisici che concorrono all’allargamento della nostra riga di emissione sono le collisioni fra atomi e l’effetto Doppler. Le collisioni fra atomi sono molto rare, data la densità estremamente ridotta, quindi anche questo contributo può essere trascurato. Rimane l’effetto doppler che quindi è il maggiore responsabile dell’allargamento della riga di emissione.
L’effettivo profilo della linea (intensità normalizzata in funzione della frequenza) è quindi determinato principalmente dagli spostamenti Doppler che riflettono le velocità radiali vr degli atomi emittenti. La convenzione del segno è vr> 0 per le sorgenti che si allontanano dall’osservatore. Le velocità radiali possono essere microscopiche (dai moti termici dei singoli atomi) o macroscopiche (da turbolenze, flussi o rotazioni su larga scala).
L’allargamento per effetto Doppler produce un profilo gaussiano. Nel grafico che riportiamo sotto possiamo vedere la misurazione ad una longitudine galattica di circa 180° nella direzione del piano galattico. Il profilo, corretto per la velocità LSR, è centrato su velocità nulla ed è ben approssimato, almeno per la parte positiva, da una curva gaussiana con FWHM = Δν ≅ 30 Km/s.
Questo valore dà una stima della velocità media dei moti turbolenti che avvengono all’interno della nube di idrogeno neutro. Aggiungiamo che il contributo dovuto alla temperatura cinetica degli atomi è trascurabile rispetto al contributo dovuto a moti macroscopici turbolenti. Questo perchè, da altri ragionamenti, possiamo dedurre che la temperatura cinetica degli atomi è praticamente dello stesso ordine di grandezza della temperatura di brillanza misurata con l’antenna : siamo quindi a circa 50-100 °K che corrispondono a velocità radiali piuttosto basse.

Conclusioni

Anche nelle misurazioni descritte in questo post il radiotelescopio a 21 cm ci ha dato delle soddisfazioni. La buona risoluzione in frequenza ha permesso di evidenziare una nube veloce fuori dal piano galattico e lo studio della misurazione fatta a longitudine 180° ha permesso di ottenere delle informazioni sulla dinamica interna delle nubi. Il limite del nostro strumento è la bassa risoluzione spaziale e la difficoltà del puntamento preciso, si può in parte ovviare al problema del puntamento adottando la tecnica del transito come abbiamo visto nella scansione della Via Lattea. Un aumento della risoluzione spaziale ed un miglioramento del supporto della antenna permetterebbe di automatizzare l’operazione di puntamento ed avviare una attività di mappatura della volta celeste, cosa ora non fattibile con la nostra attuale antenna.

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