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numero 10 - settembre 2009
L’astrofisica Gammaad altissime energie
La stellasimbiotica CI Cygni
Spettroscopia facileed efficace
ASTROFILO
il mensile dell’astronomo dilettante
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anno II - numero 10 - settembre 2009
IN COPERTINAUno degli elementi di MAGIC-II, impegnato sull’isola di La Palma,alle Canarie, nella ricerca di sorgenti celesti di raggi gamma.Grazie anche a questo strumento, negli ultimi anni l’astrofisica dellealtissime energie ha fatto passi da gigante, e i ricercatori italianisono fra i protagonisti di questa nuova avventura scientifica.
direttore responsabileMichele Ferrara
direttore scientificoEnrico Maria Corsini
editore, redazione, diffusionee pubblicitàAstro Publishing di Pirlo L.Via Bonomelli, 10625049 Iseo (BS)[email protected]
servizi internetAruba S.p.A.P.zza Garibaldi, 852010 Soci (AR)
registrazioneTribunale di Brescian. 51 del 19/11/2008
abbonamento annuale12 numeri telematicieuro ZERO. La rivista vienedistribuita gratuitamente.Per abbonarsi è sufficienteregistrarsi sul nostro sitowww.astropublishing.com
copyrightTutti i diritti sono riservati.Né parte della rivista nél’intera rivista può esserecopiata, riprodotta, rielabo-rata e diffusa senza il per-messo scritto dell’editore.Qualunque violazione delcopyright sarà perseguita atermini di legge.
assistenza legaleStudio Legale d'Ammassa& Associati Milano - Via V. Monti, 5/ABologna - Via degli Orti, 44
nota/noteL’editore si rende disponi-bile con gli aventi diritto pereventuali fonti iconografichei cui titolari non siano statiindividuati.The publisher makes availa-ble itself with having rightsfor possible not characteri-zed iconographic sources.
collaborazioniPer collaborare con questarivista, gli autori possonoinviare proposte dettagliatea: [email protected]. Non si garantiscela pubblicazione del mate-riale fornito.
ASTROFILO
il mensile di scienza e tecnicadedicato all'astronomo dilettante
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editoriale di Enrico Maria Corsini
mondo astrofiloAA.VV.
L’astrofisica Gamma adaltissime energiedi Alessandro De Angelis, Francesco de Sabata, Mosè Mariotti eMassimo Persic
Spettroscopia facile ed
efficace - II partedi Chiara Riedo
La stella simbiotica CI Cygnidi Gianluca Rossi
software - ASTRONOMIA & SOFTWAREdi Mario Dho
astronauticadi Paolo Laquale
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L’astronomia gamma sta en-trando in una vera e propriaetà dell’oro, che promette diessere ricca di grandi sco-perte, che riguarderanno nonsolo l’astrofisica propriamentedetta ma anche la stessa fi-sica fondamentale. Mai primad’ora gli astronomi hannoavuto a disposizione un cosìgran numero di telescopitanto sensibili nel rivelare i fo-toni gamma e operativi sia daterra che dallo spazio. Graziea questi strumenti l’universo èormai diventato il laboratorioin cui studiare la natura e lastruttura della materia in que-gli intervalli di energia chesono e rimarranno irraggiungi-bili per gli acceleratori di parti-celle costruiti qui sulla Terra. Nonostante le difficoltà in cuiversa la ricerca italiana, stran-golata da una ormai cronica
carenza di fondi, il no-stro Paese è comunque
all’avan-
guardia anche nel settoredell’astrofisica delle altissimeenergie, grazie alla tenacia eall’eccellenza di alcuni gruppidi scienziati che fanno capo al-l’Istituto Nazionale di Astrofi-sica, all’Istituto Nazionale diFisica Nucleare, all’AgenziaSpaziale Italiana e ad alcuneuniversità. In particolare sonodue le imprese scientifiche etecnologiche che vedono atti-vamente coinvolti gli istituti diricerca italiani e da cui, neiprossimi anni, l’intera comu-nità astronomica internazio-nale si aspetta risultatistraordinari. Nell’osservatoriodi Roque de los Muchachos,sulla cima dell’isola spagnoladi La Palma, che già ospita ilTelescopio Nazionale Galileo,sono attivi i due telescopi ge-melli “MAGIC” del diametro di17 metri l’uno e sensibili aglisciami di particelle prodotti inatmosfera dai raggi gamma.Questi raggi sono invece rive-lati direttamente dal telesco-pio spaziale“Fermi”, che
deve il suo nome al fisico ita-liano che per primo spiegò imeccanismi di accelerazionedei raggi cosmici e che è in or-bita da poco più di un anno.Ancora una volta lo spazio èstudiato da una sonda cheporta il nome di un grande ita-liano dopo “Giotto”, che ha in-contrato e studiato la cometadi Halley, “Galileo”, che haesplorato Giove e le sue lune,il satellite per l’astronomia X“Beppo” dedicato al fisico mi-lanese Giuseppe Occhialini,“Cassini”, che ci sta inviandodati preziosi sullo stupefacentesistema di Saturno, e primache “BepiColombo” venga lan-ciata verso Mercurio dall’agen-zia spaziale europea.All’astrofisica gamma è dedi-cato il bell’articolo di De Ange-lis, Mariotti, de Sabata e Persicche, con la chiarezza, il rigoree la ricchezza di dettagli proprisolo di chi partecipa in primapersona a ciò che sta raccon-tando, ci svelano i segreti tec-nologici, ci spiegano lemotivazioni scientifiche e cidanno conto dei risultati piùrecenti ottenuti in un settorecosì lontano dall’astronomiaottica, il cui fascino è quello diporsi come crocevia tral’astrofisica e la fisica delleparticelle.
Enrico Maria Corsini
Un futuro a raggi gamma
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mondo astrofilo
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Vuoi imparare ad usare al me-glio la tua strumentazioneastronomica? Vuoi scoprire i se-greti dell’astrofotografia? Vuoiapprendere l’arte dell’elabora-zione delle immagini digitali?
L’occasione è il settimo StarParty del Cilento organizzatoda AstroCampania a San MauroLa Bruca (Salerno) presso l‘agri-turismo Il Forno Antico dal 18al 20 settembre. Un piacevole momento d’incon-tro con tavole rotonde ed espe-rienze pratiche dove ai temiclassici, come l’orientamentonella volta celeste e il riconosci-
mento delle costellazioni e deglioggetti del profondo cielo, si af-fiancano quelli più tecnici comele riprese fotografiche con la re-flex digitale, le riprese CCD, ilcorretto allineamento polare.Un appuntamento che metted’accordo appassionati e non,ma soprattutto un modo nuovoe diverso per avvicinarsi almondo dell’astrofilia o semplice-mente un’occasione di confrontoe di scambio di idee, espe-rienze, di materiali e di curio-sità. Tutti invitati quindi, confamiglie e amici al seguito, pertrascorrere l’ultimo weekendd’estate tra un tuffo in piscina eun assaggio di piatti tipici cilen-tani, ma sempre con un occhioal telescopio, di notte e digiorno.Il programma completo è suwww.astrocampania.it/go/spemail: [email protected]
Premio nazionale diastronomia FOAM13edizione 2009
Lo Star Party del Cilentodi AstroCampania
In occasione dell’IYA2009, laFOAM13, con il patrocinio del-l’UNESCO, bandisce un PremioNazionale di Astronomia sullastoria dell’astronomia.
RegolamentoL’argomento è libero e può ri-guardare un personaggio o unevento o un’idea o una scoperta oun fenomeno relativi alla storiadell’astronomia, dalle origini sinoad oggi. Il concorso è diviso inquattro Sezioni:A) Scuole Primarie (Scuole Ele-mentari)B) Scuole Secondarie di PrimoGrado (Scuole Medie Inferiori) C) Scuole Secondarie di SecondoGrado (Scuole Medie Superiori)D) Singoli.
Nuovo Modello 25x100 RPO 251FPredisposto per Filtri Nebulari UHC da 31,8mm(1,25”) Binocolo con sede filettata di serieElevata estrazione pupillare - Ottiche MultitrattateFMC - Prismi BAK4Waterproof con riempimento di AzotoDurevole struttura in Alluminio Rivestimento in gomma rinforzata - Antiurto(Shock resistant)Messa a Fuoco Centrale - Valigia Rigida in Allu-minio InclusaIdeale per ricerca comete, osservazioni astrono-miche a largo campo o naturalistiche su lunghedistanze e in condizioni di scarsa visibilità.
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mondo astrofilo
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“Peccioli... e intornol’Universo”
Per le Sezioni a), b) e c) si parte-cipa al concorso come “classe” el’elaborato deve essere firmato daalmeno un docente della classeche partecipa al concorso e dalDirigente Scolastico dell’Istituto acui la classe appartiene. Gli elaborati devono essere re-datti in lingua italiana e possonoessere inviati o come “ricerchescritte” su fogli formato A4 op-pure su supporti CD o DVD o pendrive, con file PowerPoint del pac-chetto Office. Tutti gli elaboratidevono essere inviati in tre copie(3 elaborati scritti o 3 CD o 3DVD o 3 pen drive).Su un foglio a parte dovrà essereindicato il recapito (indirizzo, tele-fono, e-mail) del concorrente;inoltre dovrà essere indicato cheil lavoro partecipante al concorsoè inedito e non ha conseguitopremi in altri concorsi.
La data di scadenza per par-tecipare al concorso è fis-sata al 31 ottobre 2009 (fafede il timbro postale). Non èprevista alcuna tassa di parteci-pazione al concorso. I lavoripartecipanti al concorso non sa-ranno restituiti. Il giudizio dellagiuria è inappellabile e i compo-nenti la giuria saranno resi notiin occasione della premiazione.Saranno nominati vincitori epremiati i primi tre classificati diogni Sezione.
Premi: per i primi classificati diogni Sezione una borsa di studiodi 500 euro + una targa con me-daglia; per i secondi e terzi classi-ficati di ogni Sezione una targacon medaglia; la giuria si riservadi premiare anche lavori non clas-sificati al primo, secondo e terzoposto di ogni Sezione. A tutti i partecipanti (classi e sin-goli) sarà rilasciato in occasionedella premiazione un attestato dipartecipazione al concorso.
La premiazione avverrà do-menica 13 dicembre 2009, alleore 10:30, in Tradate, presso lasede della “FOAM13”; tutti i par-tecipanti riceveranno una comu-nicazione sull’esito del concorso.Le opere partecipanti al concorsodevono essere inviate a:Segreteria del Premio Nazionaledi Astronomia – “FOAM13” -2009, c/o Osservatorio Astrono-mico “FOAM13” via Ai Ronchi -21049 Tradate (VA).I premi e gli attestati dovrannoessere ritirati personalmente daivincitori e dai partecipanti (o dapersone munite di specifica de-lega); in caso di impossibilità apartecipare alla premiazione ipremi e gli attestati saranno spe-diti tramite posta, con spedizionea carico del destinatario.Il giorno della premiazione gli in-tervenuti alla cerimonia avrannol’opportunità di visitare il mo-derno Osservatorio Astronomico“FOAM13”; inoltre sarà servito unrinfresco. La partecipazione al Premio im-plica l’accettazione del presenteregolamento. La partecipazione al Premio, inol-tre, costituisce espressa autoriz-zazione all’utilizzo, senza fini dilucro, dei lavori inviati e all’usodei dati anagrafici unicamente aifini delle comunicazioni inerenti ilPremio stesso.
Per ulteriori informazioni sulconcorso si può telefonare al nu-mero 0331 841 900 o inviareun’e-mail all’indirizzo
Nell’ambito delle proprie attivitàdidattiche e culturali, e per cele-brale il 2009, proclamato AnnoInternazionale dell’Astronomiaed Anno Galileiano, la AAAV,Ass.ne Astrofili Alta Valdera diPeccioli (PI), propone la manife-stazione intitolata “Peccioli... eintorno l’Universo: un mesedi iniziative dedicato allestelle”, organizzata con il pa-trocinio del locale Comune.L’evento si svolgerà in Peccioli-Libbiano con il seguente calen-dario:
venerdi' 25, sabato 26 e domenica 27 settembreapertura straordinaria del Cen-tro Astronomico di Libbiano perosservare la Luna e Giove con il cannocchiale di Galileo e con itelescopi in dotazione presso la struttura (senza prenotazione).Orario: dalle 21:00 alle 23:30. Domenica 27 il Centro Astrono-mico di Libbiano aprirà alle vi-site del pubblico anche dalle16:00 alle 19:00;
giovedi' 15 ottobre - ore 21:15 (Peccioli - Centro Poliva-lente) conferenza: "La vicendaumana e scientifica di Galileo"a cura del Prof. Alberto Righini, Professore di Materie Astrono-miche presso il Dipartimento di Astronomia e Scienza dello Spa-zio dell’Università di Firenze;
da giovedi' 15 a domenica18 ottobre (Peccioli - CentroPolivalente) mostra di fotografia
[email protected]. Per raggiun-gere l’Osservatorio “FOAM13” diTradate si può consultare il sitowww.foam13.it.
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Gruppo Amici del Cielocalendario attività
astronomica e filatelia in tema. Orario: giovedì e venerdì dalle10:00 alle 13:00; sabato e do-menica dalle 10:00 alle 13:00 edalle 15:30 alle 19:00;
sabato 17 ottobre, dalle ore21:00 presso il piazzale delCaffè Haus, in Peccioli, osserva-zione pubblica con i telescopidella AAAV (in caso di tempoavverso rimandata a domenica18 ottobre, stesso orario);
venerdi 23 ottobre - ore21:15 (Peccioli - Centro Poliva-lente) conferenza: “Dal cannoc-chiale di Galileo ai confini dell’Universo” a cura della AAAV,Ass.ne Astrofili Alta Valdera.
Ingresso libero e gratuito pertutti gli eventi della manifesta-zione. Per informazioni:AAAV - 3405915239 ewww.astrofilialtavaldera.com.
Gruppo Astrofili W. Herschel - AttivitA’ 2009
15 settembre - Conferenza: “Come scegliere il telescopio”Paul Van Schalkwyk22 settembre - Conferenza: “Come montare e stazionare il tele-scopio” Stefano Lazzaro6 ottobre - Conferenza: “L’occhio come strumento di osserva-zione” Giacomo Barattia13 ottobre - Conferenza: “L’osservazione degli oggetti deboli”Giancarlo Forno20 ottobre - Conferenza: “L’osservazione visuale dei pianeti”Stefano Lazzaro3 novembre - Conferenza: “L’osservazione delle stelle doppie edelle variabili” Sandro Bertoglio17 novembre - Conferenza: “L’osservazione visuale della Luna”P.G. Barbero
Per qualunque altra informazione: www.gawh.net
Tutte le riunioni, ove non diver-samente indicato, avrannoluogo alle ore 21:00 in sede,via G. Leopardi, 1 – Barzago(LC). Ingresso libero. Giovedì 10 settembre riu-nione libera: ritorno dalle va-canze e foto estive.Giovedì 24 settembre corso diformazione. “Astronomia Pra-tica: 4a lezione” di D. Trezzi.Giovedì 8 ottobre conferenza“L’Africa osservata dallo spazio”di F. Vescovi a cura di P. Straga-pede. Giovedì 22 ottobre confe-renza: “Sonde Spaziali nellaStoria” di D. Longhi.Giovedì 5 novembre confe-renza a cura della sezione Ju-niores del GAC: “Esistono altreforme di vita fuori della Terra?”di R. Brotto, M. Berto, D. Riva. Giovedì 19 novembre mostrafotografica e conferenza “Analo-gico o Digitale? Tecniche diAstro-fotografia” di G. Mercan-dalli del Gruppo AstroCai di Bo-visio Masciago.Giovedì 3 dicembre confe-renza: “Lo Space Shuttle – ieri,oggi e .. domani?” di D. Pezzella.Giovedì 17 dicembre corso diformazione. “Astronomia Pra-tica: 5a lezione” di M. Beretta.Giovedì 14 gennaio 2010serata “Amarcord: L’astronomiapre-digitale” con proiezione difoto dei Soci.
Per informazioni:[email protected]. Eventuali cambiamenti sarannoprontamente comunicati alleriunioni, in mailing list e pubbli-cati sulla bacheca presso lasede e sul sito Internet:www.amicidelcielo.it.
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Settembre, il mese diScienza GiovanissimiNelle settimane di settembreavranno luogo a Brescia e din-torni quattro appuntamenti di“Scienza Giovanissimi” rivolti aibambini e ai ragazzi nelle di-verse sedi dove operano il Cen-tro studi e ricerche SerafinoZani e l’Unione Astrofili Bre-sciani. Si tratta dell’Osservatorioastronomico di Lumezzane,della Specola Cidnea di Brescia,della Valle di Mompiano e delMuseo di Santa Giulia, che sonoi luoghi attorno ai quali si svol-gono le attività scientifiche perle scuole di ogni ordine e gradopromosse dagli astrofili bre-sciani.
Il primo incontro è quello dimartedì 1 settembre, alle ore21, che propone una serata peri bambini all’Osservatorio Sera-fino Zani di Lumezzane Pieve.Venerdì 4 settembre, semprealle ore 21, la serata per i gio-vanissimi verrà invece organiz-zata alla Specola Cidnea delCastello di Brescia. Giovedì 17settembre, alle ore 17, in viaFontane 48, sarà possibile visi-tare la fonte di Mompiano. Ibambini verranno invitati anchea scoprire i principali alberi delgiardino della fonte. Domenica20 settembre, alle ore 15:30,avrà invece luogo la presenta-zione per i bambini dell’astrola-bio conservato presso il Museodi Santa Giulia, abbinata a let-ture di favole celesti nel Virida-rium.La partecipazione a tutte le ini-ziative è sempre gratuita, adeccezione dell’ingresso al Museodi Santa Giulia. Tutti gli appun-
tamenti sono ad ingresso liberosenza la necessità di doverprenotare. Ai partecipanti ver-ranno distribuiti i programmi di“Scienza in famiglia”, del“Museo delle Costellazioni” equello destinato alle visite sco-lastiche di “Scienza Giovanis-simi”, che possono essereconsultati anche nelle paginedel sito www.astrofilibresciani.it.
I parchi delle stelleLunedì 15 settembre scade iltermine per partecipare al con-corso fotografico “I parchi dellestelle” (www.parchidellestelle.it)dedicato alle fotografie astrono-miche realizzate nelle aree na-turali protette. Le immaginivanno inviate al Centro studi ericerche Serafino Zani, viaBosca 24, 25066 Lumezzane.
L’osservazione del cielo stellatoè sempre più disturbata dall’in-quinamento luminoso, cioè daquelle luci, non opportunamenteschermate, che inutilmente ri-schiarano la volta celeste. Ilvero aspetto dell’altra metà delpaesaggio notturno, che nellenotti di novilunio si affolla di mi-gliaia di stelle, ci appare sol-tanto in quei luoghi naturalilontani dai centri abitati e dallefonti di inquinamento luminoso.
Le aree naturali protette, so-prattutto in Paesi densamentepopolati come il nostro, sono iluoghi dove anche le genera-zioni future potranno riscoprireil vero aspetto del cielo notturnocaratterizzato dalla visione dellaVia Lattea. Queste aree protettesono i “Parchi delle stelle” dovei visitatori sono invitati a tor-nare nelle ore notturne per am-mirare il firmamento. Inparticolari occasioni, soprattuttoin estate, vengono organizzatedelle serate astronomiche dedi-
cate al riconoscimento delle co-stellazioni e all’osservazionedegli astri al telescopio.
Per far conoscere i “Parchi dellestelle” e per promuoverne ladiffusione viene indetto ognianno un concorso fotografico, acarattere nazionale, dedicatoalle immagini che abbinano ilcielo notturno ad elementi delpaesaggio (profili di montagne opunti caratteristici dell’oriz-zonte, alberi, fiumi, laghi, edificistorici come castelli, torri etc.)delle aree naturali protette. Sitratta di immagini che non ri-chiedono particolari conoscenzetecniche o strumenti e nella cuirealizzazione si può quindi ci-mentare chiunque
Presentazione della viadell’acqua per le scuoleVisita guidata per i docentialla Fonte di Mompiano.
L’attenzione nei confronti dellarisorsa acqua è al centro dinumerose iniziative che hannol’obiettivo di promuovere la tu-tela - evitandone gli sprechi - diuna risorsa naturale sempre piùpreziosa. A questo impegno nonpuò certo mancare la scuola ein molti plessi, attraverso pro-getti educativi di vario genere,si cerca di sensibilizzare lenuove generazioni sull’impor-tanza di un bene la cui disponi-bilità non è illimitata.A queste istanze rispondonoanche progetti didattici come“La Via dell’Acqua” che verràpresentato giovedì 17 settem-bre, alle ore 17, in un luogosimbolo per il patrimonio idricodella città di Brescia: lafonte di Mompiano. In quellache è certamente la più cono-sciuta sorgente che alimental’acquedotto bresciano, situatain via Fontane 48 sotto il colle
Unione Astrofili Brescianiprossime attività
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mondo astrofilo
ASTROFILOl ’
Astrofili! queste pagine sono a vostra dispo-
sizione, inviateci i calendari delle vostre
iniziative, i vostri programmi osservativi e
didattici, le foto dei vostri osservatori e dei
planetari. Spazio permettendo, pubbliche-
remo tutto su queste pagine.
Inviate a: [email protected]
San Giuseppe, è prevista unavisita guidata aperta a tutti gliinsegnanti, ma anche ai cittadiniche volessero cogliere l’occa-sione per riscoprire il puntodove sgorga l’acqua che conflui-sce nella rete idrica cittadina. Lafonte di Mompiano è da anniuna meta storica per le gite diistruzione delle classi della pro-vincia. Fin dall’inizio dell’annoscolastico decine di classi si pre-notano per le visite guidate daitecnici della società a2a S.p.Ache ha concesso il suo patroci-nio al progetto “La Via dell’Ac-qua”, promosso dal Centro studie ricerche Serafino Zani e dal-l’Unione Astrofili Bresciani.
Il progetto, che verrà distribuitodurante l’incontro con gli inse-gnanti, propone diverse attività,in varie sedi, sul tema dell’ac-qua, in particolare esperimenti,lezioni, proiezioni e visiteguidate. La proposta più origi-nale è quella relativa all’acqua-rio itinerante, messo adisposizione delle scuole nel-l’ambito delle attività dedicatealla conoscenza e allo studiodelle forme di vita acquatica. Ledieci tappe del progetto sonodescritte anche nel sitowww.astrofilibresciani.it e sonocomprese tra la Valle di Mom-piano e il Parco dell’Acqua.
“Il cielo nelle mani”La rassegna “Scienza in Fa-miglia”
Brescia: visita guidata per i ra-gazzi al Museo di Santa Giulia
I movimenti della volta celestesono ben rappresentati su unantico strumento assai usatonel Medio Evo. Si chiama astro-labio ed è una sorta di mappadel cielo regolabile.Un prezioso astrolabio è custo-dito nel principale museo dellacittà d Brescia. Nelle collezionidei Civici Musei d’arte e storia diBrescia è presente infatti unaraccolta di antichi strumentiscientifici che comprende astro-labi, compassi di proporzione,orologi solari, apparecchi topo-grafici e ottici.
Nel Museo di Santa Giulia vi èanche un globo celeste di 1675mm di circonferenza sul qualesono raffigurate le figure dellecostellazioni. Questi orologi,“cercastelle” e “mappacieli” delpassato saranno oggetto dellavisita guidata per i ragazzi inprogramma domenica 20 set-tembre, alle ore 15:30, alMuseo di Santa Giulia. Sonopreviste delle attività praticheche coinvolgeranno i giovanis-simi nell’uso di moderni astro-
labi. Seguiranno delle letturerecitate di fiabe celesti, al-l’aperto, nel Viridarium di SantaGiulia.L’iniziativa ha per titolo “Il cielonelle mani” e apre la rassegna“Scienza in famiglia” organiz-zata dal Centro studi e ricercheSerafino Zani e dall’UnioneAstrofili Bresciani. I successiviappuntamenti della rassegnasono segnalati nel sitowww.astrofilibresciani.it.
Venerdì 11 settembre“IL CIELO D’AUTUNNO”Presso il Centro Civico di Sol-zago sarà possibile assistere auna proiezione del planetarioper conoscere le meraviglie delcielo autunnale. Terminata laproiezione si potrà osservarecon i telescopi all’esterno dellastruttura. Inizio alle ore 21:15.L’osservazione verrà annullatain caso di brutto tempo.
Sabato 19 settembreAPERTURA DELL’OSSERVATO-RIO “MONTE CALBIGA”Serata dedicata all’osservazionedi Giove nella prima parte dellaserata e poi oggetti Deep Sky(nebulose, galassie, ammassistellari) e Marte “Il pianetarosso”. Inizio osservazione alleore 21:00. L’osservazione verràannullata in caso di bruttotempo.
Sabato 3 ottobreAPERTURA DELL’OSSERVATO-RIO “MONTE CALBIGA”Ultimo appuntamento della sta-gione 2009, dedicato all’osser-vazione di Giove, Luna e Marte.Inizio alle ore 21:00. L’osservazione verrà annullata
Gli appuntamenti delGruppo Astrofili Lariani
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in caso di brutto tempo.
Venerdì 16 ottobre“LE MISSIONI DIMENTICATE”Conferenza, accompagnata daimmagini computerizzate, acura di Luigi Viazzo, sulle mis-sioni Apollo 8, 9 e 10.Inizio alle ore 21:15 c/o il Cen-tro Civico Rosario Livatino di Ta-vernerio.
Gruppo Astrofili LarianiSede: Via Risorgimento 21, c/o Centro Civico Rosario Livatino,22038 Tavernerio (CO)Tel: 3280976491 (dal lunerdì alvenerdì dalle 09 alle 21).Email: [email protected]: www.astrofililariani.org.
Segnalazione editoriale
L’universo nasce ed evolve Autore: Cosimo Distratis Editore: Laterza Giuseppe Edi-zioniData di Pubblicazione: 2009 Collana: Studi e testiISBN: 8882315258 Pagine: 208 Prezzo: € 18.00
Cosimo Distratis, inventorepoliedrico, astrofilo, ricercatoree divulgatore scientifico, hacreato l’osservatorio astrono-mico che dirige in Uggiano Mon-tefusco (TA).Per maggiori informazioni:www.osservatorionewton.com.
articoli
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L’astrofisica Gammaad altissime energie
Negli ultimi dieci anni il nu-mero di sorgenti conosciutedi raggi gamma ad altissimeenergie è passato da quat-tro a un centinaio, grazie aigrandi telescopi CherenkovH.E.S.S., MAGIC e VERITAS.La recente messa in orbita
Il sistema ste-reoscopicoCherenkovMAGIC-II,
inaugurato aLa Palmanell’aprile
2009.[MPI, Robert
Wagner]
di Alessandro De Angelis, Francesco de Sabata, Mosè Mariotti e Massimo Persic
articoli
del nuovo telescopio spa-ziale Fermi e l’inaugura-zione del nuovo rivelatorestereoscopico MAGIC-II aterra stanno portando a ul-teriori scoperte e cono-scenze. L’Italia è in primalinea in questi progetti.
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gie di 1020 eV (16 joule) e oltre. Tali ener-gie, miliardi di volte superiori rispetto aquelle raggiunte dagli acceleratori di parti-celle da noi realizzati sulla Terra, non pos-sono essere create da fenomeni termicinell’universo attuale; altri meccanismi de-vono esserne responsabili. L’identificazione delle sorgenti di tali ener-gie richiede lo studio di particelle che nonvengano deviate dai campi magnetici ga-lattici e intergalattici: i fotoni. È infatti di-mostrato che i fotoni sono fra le particelleprodotte da questi meccanismi di accele-razione (con energie da dieci a cento volteinferiori a quelle dei protoni).Di recente è stato possibile realizzare stru-menti adeguati per studiare i fotoni di al-tissima energia, i cosiddetti fotoni in ban-da gamma o raggi gamma. In questomodo sono state scoperte molte sorgentidi raggi gamma, sia galattiche sia extra-galattiche, oltre ad un fondo diffuso di fo-toni di altissima energia.L’indagine astrofisica di queste sorgenti hacontribuito allo sviluppo della cosiddettafisica astroparticellare, che negli ultimianni ha colto molti risultati di grande rile-vanza, grazie anche allo sviluppo e all’ap-plicazione di tecnologie di punta utilizzatenei rivelatori di particelle nei grandi labo-
L’astronomia e l’astrofisica classiche sioccupano di radiazione termica dall’uni-
verso. In generale, le stelle emettono ra-diazione a energie dell’ordine di 1 elet-tronvolt (eV), caratteristiche della luce vi-sibile. Gli oggetti più caldi emettono perprocessi termici radiazione a energie mi-gliaia di volte maggiori della luce visibile.Sappiamo, tuttavia, che fenomeni non-ter-mici che coinvolgono energie molto piùgrandi (come ad esempio processi nuclearie subnucleari) sono alla radice della radia-zione termica (e cioè forniscono l’energiache riscalda le stelle), e anche che essisvolgono un ruolo importante nella dina-mica dell’universo.Il primo accesso a tali fenomeni avvennecon la scoperta dei raggi cosmici da partedell’italiano Domenico Pacini e del tedescoVictor Hess nel 1912. Nel 1938, il francesePierre Auger osservò per primo gli sciamidi particelle prodotti dall’impatto con l’at-mosfera dei raggi cosmici di energie del-l’ordine di 1015 eV. Per dare un’idea, in basealla nota relazione E=mc2, 1 GeV=1 mi-liardo di eV è all’incirca l’energia necessariaa creare un atomo d’idrogeno. 1 TeV corri-sponde a 1000 GeV: una particella di 1 TeVpuò creare circa 1000 atomi d’idrogeno. Fi-nora sono state rivelate particelle di ener-
ratori terrestri. Come all’iniziodel XX secolo, oggi i fisici delleparticelle elementari sono tor-nati a utilizzare sorgenti cosmi-che come acceleratori, otte-nendo l’accesso a energie ir-raggiungibili in laboratorio. Conla rivelazione e lo studio di par-ticelle a energie sempre mag-giori, la fisica astroparticellareaumenta la nostra conoscenzadei fenomeni più violenti del-l’universo.La frontiera è posta all’energiadei raggi gamma, i fotoni di piùalta energia, ma il campo d’in-dagine si sta arricchendo anchegrazie alla rivelazione di nuovimessaggeri: in un futuro pros-simo si prevede di effettuareosservazioni astronomiche an-che rivelando l’emissione di neutrini e,forse, degli ipotetici gravitoni, i mediatoridell’interazione gravitazionale.Negli ultimi anni l’astronomia dei fotoni dialtissima energia ha avuto sviluppi impres-sionanti, con gli importanti risultati otte-nuti principalmente dai telescopi a terraH.E.S.S., MAGIC e più recentemente VE-RITAS. Il potenziale di questo campo nonsi limita alle pure osservazioni astrofisiche,ma consente contributi significativi alcampo della fisica delle particelle e dellacosmologia.
Che cosa sono i raggi gamma?
L’aspetto “multi-frequenza” dell’astrofisica(ossia lo studio della radiazione elettroma-gnetica a varie lunghezze d’onda) consentedi esplorare processi fisici diversi. L’emis-sione in banda ottica è caratteristica di sor-genti come le stelle, a temperature super-ficiali dell’ordine di qualche migliaio di gra-di, ed è spiegabile con fenomeni termici.La radiazione X, con energie migliaia divolte maggiori di quelle della luce visibile,è caratteristica di interazioni elettromagne-tiche all’interno delle sorgenti.Lo spettro dei raggi gamma, che conven-zionalmente si fa partire dall’energia ne-cessaria a creare un elettrone (circa mezzomilione di eV, centinaia di migliaia di volte
superiore a quella dei fotoni visibili all’oc-chio umano), può essere spiegato da pro-cessi ancora più energetici, come quellicaratteristici delle interazioni forti. La re-gione spettrale delle altissime energie(VHE, Very High Energy) si estende con-venzionalmente a partire da una decina diGeV fino a circa 30 TeV, ma la banda ener-getica dei raggi gamma è illimitata supe-riormente.
Perché studiare i raggi gamma?
L’osservazione astronomica dei raggigamma consente di esplorare diversicampi dell’astrofisica e della cosmologia,contribuendo alla possibile soluzione dimolti problemi e a molte nuove scoperte.
Sorgenti di raggi cosmici – La nostragalassia è pervasa da un campo magnetico(di circa 1 microgauss, ovvero un milione-simo del campo magnetico terrestre) suf-ficientemente intenso da deviare i raggicosmici carichi (protoni, nuclei di elio, elet-troni) provenienti dalle sorgenti fino a per-dere l’informazione sulla loro direzione diorigine. I raggi gamma invece, essendoneutri, non vengono deflessi dai campimagnetici: la loro osservazione permettedunque di individuare la posizione celestedelle sorgenti di raggi cosmici.
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Lo spettrodella radia-zione elettro-magnetica.[Tratto da Le
Scienze e adat-tato da DaniloSossi]
stare ulteriore energia (fino edoltre il TeV) rimbalzando controelettroni di altissima energia(effetto Compton inverso). Insostanza, i fotoni sono prodottida elettroni quando curvano nelcampo magnetico e successiva-mente acquistano energia ele-vata mediante un urto controgli elettroni stessi. Questo mo-dello di accelerazione è chia-mato modello standard per lagenerazione di fotoni energeticie tecnicamente prende il nomedi Self-Synchrotron Compton(SSC).2) Fotoni energetici possono es-sere prodotti anche attraversointerazioni subnucleari forti spe-cialmente durante il decadi-mento della particella pi zero(che decade in due fotoni). Sonodunque necessarie collisioni fraprotoni (o nuclei più pesanti) adelevata energia. Questo mecca-nismo di produzione di raggigamma prende il nome di mec-canismo adronico.Lo studio dello spettro di emis-sione dei raggi gamma può dun-que chiarire l’origine dei raggi
cosmici, stabilendo il peso relativo deimeccanismi adronico e SSC.In generale, l’energia E della radiazioneprodotta dalle sorgenti gamma con questimeccanismi ha uno spettro di intensità de-crescente con E–α, con l’indice spettrale αcompreso fra 2 e 3.
Studio di oggetti astrofisici – Le sor-genti di raggi gamma VHE costituisconouna delle frontiere dell’astrofisica mo-derna. Due tipi di oggetti che emettono si-curamente in questa banda dello spettro,i resti di supernova e i nuclei galattici at-tivi (AGN, Active Galactic Nuclei), conten-gono oggetti compatti, come stelle dineutroni e buchi neri. Le osservazioni piùrecenti sembrano indicare che molti degliemettitori X (ivi compresi sistemi binarigalattici e pulsar) emettono raggi gamma.L’emissione gamma sembra essere unaproprietà generalizzata.
Studio dei meccanismi di accelera-zione – Nel 1949, Enrico Fermi elaborò unmodello per spiegare l’accelerazione deiraggi cosmici. In tale modello, la cui vali-dità è tuttora riconosciuta, nuvole di pla-sma nel mezzo interstellare agiscono comelenti magnetiche accelerando le particellecariche, in prevalenza elettroni e protoni.I raggi gamma sono testimoni dei processidi accelerazione di particelle cariche in ge-nere, e dalla loro osservazione si possonocomprendere i meccanismi che danno luo-go all’accelerazione dei raggi cosmici. Iraggi gamma ad elevata energia vengonoprodotti attraverso due canali principali.1) Elettroni ad elevata energia curvati inun campo magnetico generano radiazionedi sincrotrone, ovvero emettono fotonicon energia fra l’ottico e la banda deiraggi X (in funzione dell’energia dell’elet-trone e dell’intensità del campo magne-tico); fotoni così prodotti possono acqui-
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Il cammino li-bero mediodella radia-zione elettro-magnetica avarie energie.Si noti che lalunghezza diinterazione perfotoni gammaa 200 TeV ècirca 1 Mpc,quindi a que-ste energiepossono es-sere osservatisolo raggigamma prove-nienti dalla no-stra galassia odalle galassiepiù vicine.
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I buchi neri massicci al centro degliAGN sono in grado di produrre raggigamma VHE: il collasso gravitazionaledi grandi masse verso un buco nerorilascia enormi quantità di energia,una frazione della quale (fra il percento e il per mille) viene emessasotto forma di raggi gamma. La bandaenergetica del TeV è dunque una zonaideale per l’identificazione e lo studiodei buchi neri.Anche lo studio del fondo diffuso diraggi gamma evidenziato nelle osser-vazioni attuali potrebbe portare in fu-turo all’identificazione e risoluzione dimolte altre sorgenti, non necessaria-mente omologhe a quelle già note.Un ulteriore motivo di interesse perl’astrofisica VHE è lo studio dei lampigamma (GRB, Gamma-Ray Burst), isegnali più intensi emessi nell’uni-verso dopo il Big Bang. La loro distri-buzione, casuale nel tempo e nelleposizioni, denota un’origine extraga-lattica, con cause ancora non suffi-cientemente chiarite, anche se unaloro sottoclasse (i cosiddetti lampi gam-
ma brevi) sembra essere dovuta al col-lasso finale di stelle di neutroni in sistemibinari, mentre un’altra (i cosiddetti lampigamma lunghi) sembra legata al collassodi stelle giganti (ipernove). Vista la brevedurata (da qualche secondo a qualche mi-nuto) dei GRB, l’impiego di rivelatori perraggi gamma a rapido puntamento (comeil telescopio MAGIC) risulta cruciale in que-sto tipo di indagine.
Studio del fondo extragalattico – Ilfondo diffuso di fotoni extragalattici (EBL,Extragalactic Background Light) include ifotoni infrarossi e ottici emessi dalle stellee dalle galassie, il fondo cosmologico a 2,7K (CMB, Cosmic Microwave Background) eil fondo radio. Esso assorbe i raggi gammache lo attraversano, limitando la distanzadalla quale i segnali gamma possono effet-tivamente raggiungerci. L’assorbimento deiraggi gamma è legato all’interazione riso-nante fotone-fotone nell’intorno dellamassa invariante pari al doppio dellamassa dell’elettrone (circa 1 MeV). In par-ticolare, i raggi gamma vengono assorbitinelle interazioni con i fotoni di bassa ener-
L’atmosfera as-sorbe le radia-zioni elettroma-gnetiche inmodo diverso aseconda dellalunghezzad’onda.I raggi gamma,in particolare,possono es-sere rivelati di-rettamentesolo da stru-menti montatisu satellite opalloni, mentrei telescopigamma daterra usanometodi indiretticome la rivela-zione deglisciami atmo-sferici. [Trattoda Le Scienze eadattato da Da-nilo Sossi]
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gia dell’EBL: l’universo risulta così semprepiù opaco ai raggi gamma con il cresceredella loro energia fino a un’energia di circa1000 TeV (si veda il grafico a pag. 21), im-poverendo lo spettro delle energie osser-vate rispetto a quello di emissione, fino aschermare del tutto le sorgenti gamma piùlontane.Dato che una misura diretta dell’EBL èmolto influenzata dalle correzioni intro-dotte per tener conto dell’emissione del si-stema solare e della Via Lattea, la rivela-zione e lo studio dell’attenuazione dei raggigamma dalle sorgenti più energetiche for-nisce informazioni anche sul mezzo extra-galattico attraversato, contribuendo a fis-sarne le caratteristiche e a vincolare i mo-delli cosmologici.
Ricerca di materia oscura – Un ulteriorecontributo dell’astrofisica gamma alla fisicafondamentale è la possibile rivelazione dieventi originati dall’annichilazione di mate-ria oscura (DM, Dark Matter). Si ritiene chequesta forma di materia costituisca circa il90% della massa totale dell’universo: ben-ché i suoi effetti gravitazionali siano evi-denti in molti fenomeni astronomici, essanon è ancora stata rivelata direttamente.Si pensa che le annichilazioni di DM produ-cano emissioni gamma caratteristiche in-torno a punti di accumulazione quali ilcentro galattico, e i telescopi gamma po-
trebbero rivelare questi segnali, fornendoconferme o vincoli alle teorie sulla materiaoscura non ancora verificate. In questosenso le osservazioni dei telescopi Cheren-kov sono complementari a quelle dell’ac-celeratore LHC (Large Hadron Collider) delCERN.
Metodi e strumenti per la rivela-zione dei raggi gamma cosmici
Per nostra fortuna, l’atmosfera scherma iraggi gamma cosmici: a contatto con lemolecole d’aria i fotoni interagiscono,dando luogo a cascate di particelle dettesciami, in cui l’energia si degrada fino aprovocare l’assorbimento delle particellesecondarie prodotte (soprattutto elettroni,
positroni e fotoni) aquote di qualche chilo-metro sul livello delmare. Per rivelare iraggi gamma è dunquenecessario collocare iltelescopio al di fuoridell’atmosfera o, se sivuole porre lo stru-mento sulla Terra, rive-lare gli sciami da essiprodotti nell’interazionecon l’atmosfera.
Osservazioni da sa-tellite – La realizza-zione di telescopi gam-ma su satellite richiedel’uso di tecnologie nuo-ve e complesse rispettoad altri strumenti orbi-
tanti. A differenza della luce visibile, infatti,non è possibile concentrare i fotoni gammacon specchi o lenti. I raggi gamma inoltre,essendo elettricamente neutri, possono at-traversare la materia senza lasciare tracciadiretta, a meno di essere assorbiti e tra-sformati in coppie di particelle cariche co-stituite da un elettrone positivo (positrone)e da uno negativo.Lo schema di funzionamento di un rivela-tore gamma su satellite è il seguente: untracciatore-convertitore converte i raggigamma in coppie elettrone-positrone e re-gistra le posizioni dei punti di passaggio
Schema delLAT (LargeArea Tele-scope), il
cuore del rive-latore per
raggi gammamontato sul
telescopio or-bitante Fermi.[NASA/DOE/
Fermi LATCollaboration]
della coppia; successivamente, un calori-metro elettromagnetico assorbe le parti-celle cariche, misurando l’energia totaledepositata. L’intero strumento è racchiusoda un rivelatore che misura la carica dellaparticella incidente, determinando se que-sta è un fotone o un raggio cosmico carico.Il telescopio più recente di questo tipo è ilFermi GST (Gamma Space Telescope)messo in orbita nel giugno 2008. In parti-colare, il suo rivelatore principale (LAT,Large Area Telescope) è costituito da 16moduli (torri) di piani di rivelatori al silicio,alternati a lastre di tungsteno per la con-versione dei raggi gamma, seguite da uncalorimetro in cristalli di ioduro di cesio perla misura dell’energia depositata. L’interorivelatore è schermato da una copertura dimateriale scintillatore per eliminare il fondodi segnali dovuto ai raggi cosmici carichi epesa circa 3 tonnellate. Il LAT, con una su-perficie sensibile di oltre 80 metri quadratidi silicio, è il più grande rivelatore di questogenere mai inviato nello spazio: la sua co-struzione ha rappresentato una grandesfida tecnologica e scientifica, oltre cheun’occasione di collaborazione tra ricerca eindustria, in buona parte italiana. Il Fermi GST è inoltre equipaggiato conun secondo rivelatore (GBM, Gamma-rayBurst Monitor) che porta la banda di sen-sibilità in energia del telescopio da circa 10keV fino a oltre 300 GeV, un’estensionemai raggiunta da altri rivelatori.Nel complesso, le prestazioni del FermiGST superano di due ordini di grandezzaquelle dei precedenti telescopi messi in or-bita per la rivelazione di sorgenti gammapuntiformi, sia per quanto riguarda la loro
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localizzazione, sia nella ricostruzione del-l’energia del segnale.La rapida diminuzione nel flusso di raggigamma cosmici all’aumentare dell’energiae i limiti tecnici ed economici nella costru-zione di strumenti su satellite rendono tut-tavia poco efficienti i telescopi su satelliteper rivelazioni oltre la decina di GeV. Que-sto ha portato allo sviluppo di telescopi aterra basati su meccanismi diversi rispettoa quelli orbitanti.
Osservazioni da terra – Per quanto ri-guarda i telescopi a terra, sono state svi-luppate due tecniche indirette di rivela-zione dei raggi gamma, basate sull’osser-vazione degli sciami atmosferici prodottidai raggi gamma incidenti (si veda lo sche-ma a pag. 26).La prima è la tecnica di rivelazione direttadegli elettroni e dei positroni secondaridegli sciami estesi (EAS, Extensive AirShower); essa sfrutta rivelatori di parti-celle cariche. I maggiori telescopi attual-mente funzionanti su questo principiosono l’italo-cinese ARGO, situato in Tibeta oltre 4000 m s.l.m., e l’americano MI-LAGRO nel New Mexico. Questi telescopipresentano un grande campo di vista(dell’ordine di 40 gradi), ma la necessitàdi catturare direttamente le particelledello sciame costringe a costruirli in altaquota: il massimo di uno sciame di ener-gia di 1 TeV si trova a 8 km s.l.m.Anche soddisfacendo a questi requisiti, leenergie minime rivelabili sono dell’ordinedi 400 GeV, sicché con le sensibilità at-tuali non è possibile rivelare sorgentioltre alle quattro-cinque più intense.
Uno deglielementi diMAGIC-II ripreso in
primo pianonell’alba di La
Palma.[MPI, Robert
Wagner]
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La seconda è la tecnica Cherenkov, chesfrutta l’emissione di luce da parte delleparticelle cariche in uno sciame; è quellaalla quale sono legati i successi dell’astro-fisica gamma ad altissime energie negli ul-timi anni.Gli elettroni e i positroni secondari prodottida un raggio cosmico incidente sull’atmo-sfera possono viaggiare a velocità superioria quella della luce. (Ricordiamo che questonon viola la teoria della relatività, inquanto la velocità della luce nel-
l’atmosfera è c/n, dove c è la velocità dellaluce e n, l’indice di rifrazione dell’aria, èmaggiore dell’unità.) In questo caso, essiemettono un lampo di luce con un’ampiacomponente nel visibile, detta luce Che-renkov (dal nome del fisico russo scopri-tore del fenomeno, premio Nobel nel1958). Il lampo Cherenkov è l’analogo ot-tico del “bang” supersonico per le onde so-nore: esso viene emesso in un cono diampiezza di circa un grado rispetto alla di-rezione della particella che lo genera e
viaggia verso il suolo insieme allealtre particelle dello sciame. I telescopi Cherenkov riflet-
tono con la loro grandesuperficie ottica il de-
bole lampo di luceCherenkov su un
sensore a ma-
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Tre grandi rivelatori Cherenkov, struttural-mente simili, sono attualmente attivi:MAGIC e VERITAS nell’emisfero nord (ri-spettivamente alle Canarie e in Arizona),H.E.S.S. (in Namibia) nell’emisfero sud. Irivelatori sono gestiti da collaborazioni in-ternazionali di un centinaio di persone cia-scuna. I telescopi Cherenkov hanno risolu-zione angolare e sensibilità eccellenti, mapossono essere usati solo in notti scure eserene, e per osservare soltanto una sor-gente alla volta (e soltanto durante quellaparte dell’anno in cui quella sorgente è vi-sibile). Essi non sono pertanto adatti a ef-fettuare una scansione continua del cielo,e a monitorare emissioni episodiche.
Un po’ di storia
L’astronomia gamma VHE deriva da duedistinti campi d’indagine. Nei primi anni Set-tanta, rivelatori orbitanti estesero l’astro-
trice di fotomoltiplicatori posto nel pianofocale; le informazioni sui singoli fotomol-tiplicatori (pixel) che hanno ricevuto se-gnale vengono quindi digitalizzate. Inquesto modo il raggio gamma viene foto-grafato come se fosse una specie di stellacadente il cui lampo dura solo 2–3 miliar-desimi di secondo, o nanosecondi (ns);l’immagine viene registrata da un sistemadi computer e immagazzinata per l’analisidei dati. La diversa geometria degli sciamielettromagnetici (prodotti dai raggi gam-ma) e adronici (generati da raggi cosmicicarichi) consente una classificazione subase statistica del tipo di particella che hagenerato il lampo di luce.Le tecniche di analisi dei dati ancora oggiusate nei telescopi Cherenkov furono in-trodotte originariamente dai fisici del tele-scopio Whipple in Arizona, un telescopio di10 metri di diametro con cui venne rivelatala prima sorgente gamma VHE da terra.
A sinistra: lo
spettro di
energia dei
raggi cosmici.
A destra: La
produzione di
sciami atmo-
sferici: la rive-
lazione può
avvenire rac-
cogliendo la
luce Cheren-
kov emessa o
le particelle
cariche dello
sciame.
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nomia dei raggi X verso energie più alte eosservarono alcune sorgenti cosmiche difotoni fino a 100 MeV. Lo studio dei segnaliad energie maggiori di 1 TeV venne svilup-pato dai fisici con telescopi a terra comeconseguenza degli studi sui raggi cosmici.In questo campo, tuttavia, l’applicazione dinuove tecniche di rivelazione non portò su-bito alla scoperta di nuove sorgenti o feno-meni: fu solo dopo lo sviluppo di telescopidi nuova generazione che le osservazionida terra cominciarono a dare risultati.Anche se le tecniche dell’astronomia gam-ma da terra e da satellite differiscono, i fe-nomeni fisici osservati si sovrappongono.Negli ultimi anni, inoltre, le bande di ener-gia osservabili con gli strumenti da terra edallo spazio si sono via via avvicinate.Fino all’avvento degli acceleratori di parti-celle (all’inizio degli anni Cinquanta), gliesperimenti delle alte energie erano con-dotti sfruttando i raggi cosmici. Molte par-ticelle elementari, come i muoni, i mesoniπ (pioni) e K (kaoni) vennero scoperti inquesto modo. I fisici si posero natural-mente domande sull’origine dei raggi co-smici e sui meccanismi possibili per la loroaccelerazione fino a energie così alte.Anche quando l’impiego di acceleratori ter-restri divenne abituale in fisica nucleare edelle particelle, la ricerca con i raggi co-smici continuò, perché essi potevano for-nire particelle ad energie non ottenibili inlaboratorio.
La scoperta di varie sorgenti astrofisi-che di raggi X e la possibilità che po-tessero produrre anche raggi gammadi alta energia guidò i primi passi del-l’astrofisica gamma. Dopo alcune os-servazioni dubbie negli anni Ottanta,nel 1989 fu rivelata dal telescopioWhipple la Crab Nebula, la prima sor-gente certa di raggi gamma VHE. Neiquindici anni successivi, vennero co-struiti nuovi rivelatori Cherenkov perraggi gamma, come CAT nei Pirenei,CANGAROO in Australia e HEGRA nel-l’isola canaria di La Palma.Nonostante il grande sforzo sperimen-tale, alla fine del XX secolo le sorgentigamma VHE rivelate da terra eranomolto poche, e l’osservazione dellamaggior parte di esse era dubbia, con
le sole eccezioni della Crab Nebula e degliAGN Markarian 501 e Markarian 421, daiquali si poteva dedurre l’esistenza di sor-genti gamma VHE anche extragalattiche.Verso la fine degli anni Novanta cominciòad affermarsi il concetto dei rivelatori ste-reoscopici, che potevano osservare simul-taneamente il segnale da direzioni diverse,migliorando la sensibilità e la precisionespaziale. HEGRA a La Palma dimostrò perprimo la validità della tecnica stereoscopicapoi sfruttata appieno con la costruzione diH.E.S.S. in Namibia, un sistema di quattroIACT (Imaging Atmospheric Cherenkov Te-lescope) di 13 metri di diametro ciascuno,con un campo di vista di 5 gradi, terminatonel 2003. H.E.S.S. è sensibile a fotonigamma di energie che vanno da 100 GeVa 100 TeV, con una risoluzione angolare dimezzo decimo di grado.Nel 2004 entrò in attività il telescopioMAGIC che, con i suoi 17 metri di diame-tro, è il più grande telescopio gamma almondo (e il più grande riflettore ottico inassoluto). L’Italia partecipa per circa unterzo alla costruzione e alla gestione delleoperazioni di MAGIC, condividendo l’im-presa con un consorzio internazionale nelquale la Spagna e la Germania sono glialtri due partner principali. In particolare, ifisici e gli astrofisici italiani dell’INFN, del-l’INAF e delle Università di Padova, Sienae Udine sono responsabili dell’ottica, del-l’elettronica di trigger e del sistema di ac-
Il cono di luceCherenkov ela sua imma-gine nella ca-mera focale diun telescopioIACT.[Tratto dal sitoMAGIC e adat-tato da DaniloSossi]
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ni dei telescopi H.E.S.S. eMAGIC.Un primo successo dellacollaborazione H.E.S.S. èstata la scoperta di strut-ture di emissione gammaVHE da resti di supernovarecenti, compiuta in partico-lare mediante l’osserva-zione di RXJ1713.7-3946.Questo risultato confermal’opinione in base alla qualela generazione di raggi co-smici galattici sarebbe le-gata ai resti di supernova.H.E.S.S. ha rivelato in se-guito che molte giovani pul-sar sono circondate da re-gioni estese in cui vengonoemessi raggi gamma di al-tissima energia. La morfolo-
gia di tali regioni dipende dall’energia, nelsenso che la dimensione della sorgentediminuisce all’aumentare dell’energia deiraggi gamma emessi.Se un acceleratore cosmologico di parti-celle fa parte di un sistema binario, le in-terazioni delle particelle accelerate con ilsistema possono essere periodiche.
quisizione dei dati del telescopio.MAGIC è stato affiancato nel 2009 da untelescopio gemello, con il quale ora costi-tuisce il sistema stereoscopico MAGIC-II,che migliora ulteriormente le prestazioni ri-spetto al singolo rivelatore.Per quanto riguarda le osservazioni dallospazio, prima del lancio del Fermi GST il te-lescopio per raggi gamma più importanteè stato EGRET, un rivelatore attivo dal1991 al 2000 sul satellite CGRO (ComptonGamma Ray Observatory), sensibile a fo-toni di energie comprese tra 20 MeV e 30GeV. In questa regione energetica di colle-gamento tra i raggi X e i raggi gamma VHEpropriamente detti, EGRET ha prodotto uncatalogo con qualche centinaio di sorgenti,molte delle quali ancora non identificate,usato tuttora come riferimento per le os-servazioni gamma.
Alcuni risultati
Il numero di sorgenti gamma VHE cono-sciute attualmente è ormai vicino al cen-tinaio, soprattutto grazie alle osservazio-
Il confronto tra le sorgenti
gamma VHE note nel 1996
e la situazione attuale.
APPROFONDIMENTI
• W.B. Atwood, P.F. Michelson e S. Ritz, Una finestra sull’universo
estremo, Le Scienze, Febbraio 2008.
• J. Cronin, T. Gaisser e S. Swordy, Raggi cosmici di energia ul-
traelevata, Le Scienze, Marzo 1997.
• A. De Angelis e L. Peruzzo, Le magie del telescopio MAGIC,
Le Scienze, Aprile 2007.
• Sito web MAGIC http://wwwmagic.mppmu.mpg.de
• Sito web Fermi GST http://fermi.gsfc.nasa.gov
• Sito web VERITAS http://veritas.sao.arizona.edu
• Sito web H.E.S.S. http://www.mpi-hd.mpg.de/hfm/HESS
• Sito web sorgenti gamma al TeV http://tevcat.uchicago.edu
• Sito web CTA http://www.cta-observatory.org
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L’emissione periodica di raggi gamma daquesto tipo di sorgenti è stata osservataper la prima volta nel 2006 da MAGIC nelcaso di LSI 61+303 (si veda l’immaginea pag. 31) e confermata successivamenteda H.E.S.S. e VERITAS. Queste sorgentifunzionano come “orologi al TeV” con pe-riodi corrispondenti al loro periodo orbi-tale, che in generale è di qualche giorno.
I raggi gamma emessi da sorgenti ben lo-calizzate identificano la posizione degliacceleratori cosmici di particelle, ma èprevedibile anche una componente dif-fusa di radiazione gamma prodotta dalleparticelle relativistiche che si allontananodai loro luoghi di produzione primaria cheinteragiscono con le nubi molecolari gi-ganti (GMC, Giant Molecular Clouds) cir-costanti. Le osservazioni del centro ga-lattico realizzate da H.E.S.S. e conferma-te da MAGIC evidenziano effettivamentel’emissione di raggi gamma VHE correlatecon diverse GMC in una regione di 200parsec attorno al centro della nostra ga-lassia (si veda l’immagine alla pagina se-guente). Nella stessa zona, inoltre,H.E.S.S. ha evidenziato la sorgente SgrA*, identificata con il buco nero super-massiccio (SuperMassive Black Hole,SMBH) al centro della Galassia e altreSNR, scoperte o confermate nella stessacampagna di osservazione.
L’emissione di raggi gamma VHE da partedei buchi neri supermassicci (cioè conmasse fra un milione e miliardi di massesolari) è stata confermata in altre galas-sie, con la rivelazione di segnali gammaVHE anche da parte di M87, già notacome radiogalassia gigante, e la scopertadi altri AGN. La variabilità nel segnaleproveniente da M87, misurata sulla scaladei giorni e studiata congiuntamente daMAGIC, H.E.S.S. e VERITAS nel 2008, im-plica l’estrema compattezza della sor-gente gamma.L’orizzonte gamma dell’universo, ossia lalunghezza di attenuazione gamma a unacerta energia e a una certa profondità ot-tica, è determinato dalle interazioni deifotoni gamma con la luce extragalatticadi fondo (EBL). Ad altissime energie è li-mitata a poche centinaia di megaparsecdall’interazione con la radiazione cosmicadi fondo a microonde. Per questo motivo,le sorgenti gamma VHE extragalattiche fi-nora note sono quasi tutte AGN relativa-mente vicini e con i getti relativistici (cioèdotati di velocità prossime a quelle dellaluce) orientati lungo la linea visuale (bla-zar). A tale proposito è interessante no-tare che l’intensità del segnale gammaVHE rivelato da MAGIC e proveniente dablazar lontani, in particolare dalla sor-gente 3C279, distante oltre 5 miliardi dianni luce, ha indotto a rivedere le previ-sioni in precedenza comunemente accet-tate sulla trasparenza dell’universo aifotoni gamma VHE.Nei primi mesi di attività, il telescopioFermi GST ha già prodotto una visionemolto più dettagliata del cielo ai raggigamma e portato nuove scoperte che for-niranno informazioni importanti ai tele-scopi VHE riguardo ai punti sui quali in-dirizzare le ricerche.
Il futuro
Il prossimo decennio si presenta comeuna nuova stagione per l’astrofisicagamma, che sta diventando la nuovafrontiera dell’astronomia osservativa maanche della fisica fondamentale. Oltre allancio del satellite Fermi GST e alla pienaentrata in funzione del sistema stereosco-
Un’immaginedell’emissionegamma VHEdal resto di su-pernova RXJ1713.7-3946,ottenuta daH.E.S.S. condue telescopinel 2003. Icontorni so-vraimposti cor-rispondonoall’intensità delsegnale X alleenergie 1-3keV misuratoda ASCA.
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articoli
ASTROFILOl ’
spaziale Fermi, che fornirà gli allarmi peri fenomeni transienti da osservare suc-cessivamente con i telescopi Cherenkovda terra. La sensibilità del CTA dovrebbeessere tale da poter osservare, ad esem-pio, il segnale delle pulsar alle più alteenergie.Il CTA sarà un osservatorio aperto alla co-munità astrofisica internazionale e fornirà
una comprensione ancora più profondanell’universo non-termico ad alta energia.In particolare, il progetto attuale prevedeun fattore 10 di miglioramento della sen-sibilità nel dominio corrente di energia dacirca 10 GeV a circa 100 TeV.L’osservatorio consisterà di due sistemi ditelescopi di diverse dimensioni, uno peremisfero, completamente robotizzati e
pico MAGIC-II, è in via di completamentoun nuovo telescopio di 28 metri in Namibiache diventerà il più grande del mondo eintegrerà l’attuale sistema stereoscopicoH.E.S.S. arrivando a migliori sensibilità.Tuttavia, anche con la nuova configura-zione di H.E.S.S. e l’impiego di MAGIC-II,lo studio dettagliato degli spettri e dellamorfologia delle sorgenti nell’interessan-tissima regione delle decinedi TeV, dove ci si aspetta ilcutoff per le emissioni gam-ma, sarà ancora limitatodalla statistica. Per superarequesto limite è necessario ri-correre a sistemi di telescopiche coprano grandi aree conosservazioni coordinate. Allebasse energie, dove l’uni-verso è trasparente ai raggigamma ed è quindi possibileun’esplorazione in profon-dità, la sensibilità potrà es-sere migliorata ricorrendo agrandi telescopi con rivela-tori di luce ad alta sensibilità.
Per rispondere a queste esigenze, nelladecade del 2010 è prevista la realizza-zione di un nuovo grande sistema coordi-nato di telescopi Cherenkov chiamata CTA(Cherenkov Telescope Array). Il funziona-mento del CTA sarà cruciale per lo studiodella variabilità delle sorgenti di raggigamma su brevi intervalli di tempo, in si-nergia con le osservazioni del telescopio
Un’immagine dei 200 par-sec del centro galattico otte-
nuta da H.E.S.S. nel 2004.Sopra: mappa dei conteggi
senza sottrazione del se-gnale di fondo. Sotto: imma-gine della stessa zona dopo
la sottrazione dell’eccessodi segnale corrispondente
alle posizioni delle sorgentiidentificate come Sgr A*(segnata con una stella
nera) e G0.9+0.1 (cerchiogiallo). Le sorgenti EGRET
sono indicate dalle ellissiverdi tratteggiate.
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progettati tenendo conto dell’esperienzaaccumulata con le attuali osservazioni. Ilsistema posto nell’emisfero sud coprirà lagamma completa di energie da circa 10GeV a circa 100 TeV per realizzare un’in-dagine approfondita sulle sorgenti galat-tiche, in particolare nella parte centraledella nostra galassia (ma anche per l’os-servazione di oggetti extragalattici), men-tre il sistema nell’emisfero nord, specia-lizzato nella rivelazione di segnali allebasse energie (da circa 10 GeV a circa 1TeV), sarà dedicato principalmente ad og-getti extragalattici. Estrapolando i risultatiattuali, con l’impiego del CTA si prevededi arrivare ad osservare un migliaio di sor-genti gamma VHE.Infine, per superare le limitazioni dei ri-velatori Cherenkov, che hanno un campodi vista limitato, sarà importante svilup-pare una tecnologia che consenta la co-pertura di un ampio campo di vista conuna sensibilità dell’ordine di un cente-simo del flusso osservato dalla Crab Ne-bula, per consentire una scansione delcielo ed essere sensibili anche ai segnalitransienti. La tecnica più realisticamenteapplicabile sembra essere quella che uti-lizza rivelatori Cherenkov immersi ingrandi piscine riempite d’acqua. Questi strumenti, attesi per la decade dal2010 al 2020, costituiranno il ponte ver-so l’osservazione astrofisica con telescopiper neutrini, che consentirà di studiaresorgenti ancora più lontane, sempre chesi trovino le risorse per finanziare un si-stema di telescopi per neutrini con vo-
lumi dell’or-dine di 1km3. Tali te-lescopi do-vranno esse-re collocatinelle profon-dità marinee nei ghiacciantartici. An-cora una vol-ta il proget-to nasceràdalla collabo-razione fraastronomia
e fisica fondamentale, due settori che sistanno ricongiungendo nella scienza difrontiera del XXI secolo.
Un’immaginegamma VHE
del sistema bi-nario LSI +61303 ottenuta
da MAGIC nel2006.
Alessandro De Angelis, professore al-l’Università di Udine e al Politecnico di Li-sbona, ha studiato e iniziato la sua attivitàa Padova. Dal 1993 al 1999 è stato alCERN di Ginevra. A Udine dal 2000 si èspostato verso l’astrofisica, contribuendocon il suo gruppo allo sviluppo del telesco-pio spaziale Fermi e di MAGIC, di cui è re-sponsabile nazionale e vicepresidente.
Francesco de Sabata, laureato a Padovacon una tesi di fisica particellare al CERN diGinevra, insegna al liceo scientifico “G. Ga-lilei” di Verona e svolge da anni attività di-vulgativa della fisica. Ha conseguito direcente il dottorato di ricerca a Udine nel-l’ambito del gruppo MAGIC, con il qualecollabora.
Mosè Mariotti è docente di Fisica Gene-rale all’Università di Padova. Laureato aPisa, dal 1990 al 1999 ha lavorato al Fer-milab di Chicago in esperimenti di fisicaparticellare. Si è poi occupato di fisicaastroparticellare, essendo tra gli ideatori epromotori del telescopio MAGIC e respon-sabile dell’ottica e dell’elettronica di trig-ger. Da 6 anni è Co-Spokesman dell’espe-rimento MAGIC.
Massimo Persic è astronomo pressol’INAF-Trieste, collabora con l’esperimentoMAGIC di cui è anche coordinatorescientifico. Dopo aver passato alcuni annipresso il Goddard Space Flight Centerdella NASA, visita regolarmente le Univer-sità di Udine, di Tel Aviv e della californianaSan Diego.
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In seguito ai risultati incoraggianti ot-tenuti per mezzo dello strumento con
reticolo in trasmissione, è stato proget-tato e realizzato uno spettroscopio ba-sato sul reticolo in riflessione.I calcoli e la teoria necessari alla proget-tazione sono stati acquisiti dal web, inparticolare sono risultati d’aiuto i fogli dicalcolo Excel realizzati da Christian Buil(www.astrosurf.com/buil). Il foglio dicalcolo è stato modificato e semplificato,e ha permesso di verificare se le ottichedi recupero reperite fossero adatte allarealizzazione e compatibili con il tipo ditelescopio da utilizzare in accoppia-mento allo spettroscopio. Il reticolo preso in considerazione è unreticolo in riflessione da 1200 l/mm ot-timizzato per la lunghezza d’onda di5000 Å nel 1° ordine. Le caratteristichecostruttive del reticolo lo rendono adat-
to a una geometria con un angolototale di 38°. L’allontanamento
da questo valore può pro-vocare delle di-
Spettroscopia facile ed efficace
di Chiara Riedo
Nella prima parte di questoarticolo, sul numero di giu-gno, avevamo visto comeanche con un budget limitatosia possibile realizzare unospettroscopio con reticolo intrasmissione. In questa se-conda parte presentiamol’esperienza fatta con lospettroscopio con reticoloin riflessione.
articoli
SECONDA PARTE
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storsioni nel-l’immagine del-lo spettro, macome si vedràpiù avanti è unbuon compro-messo, accetta-bile per lavorare anche nel 2° ordine ocon reticoli aventi un differente numerodi linee/millimetro. In base ai calcoli ef-fettuati è stato preparato un disegno inscala 1:1 dello schema ottico dello spet-troscopio sulla quale ci si è basati perrealizzare le varie parti.Il collimatore è stato ricavato dall’otticadi un piccolo binocolo, già intubata emunita del proprio dispositivo di messaa fuoco. L’obiettivo è un doppietto acro-matico proveniente da un cercatore. Adifferenza del precedente modello conreticolo in trasmissione, la fenditura èstata acquistata a meno di 15 euro suInternet, e benché la sua lavorazionenon sia di precisione consente comun-que di regolarne l’apertura. Tutte le parti
di supporto delle ottiche e
la scatola esterna dello spettroscopiosono realizzate con fibra MD (mediumdensity) a 4 mm di spessore. La lentedell’obiettivo, non essendo intubata, ètenuta in posizione da 3 barre filettatefissate anch’esse su supporti in MD. Ilsistema di messa a fuoco dell’obiettivoè costituito da due tubi di teflon scorre-voli, in cui può essere alloggiato un ocu-lare o una webcam. A monte della fendi-tura regolabile è stato montato unanello T2 di recupero, in modo da poteraccoppiare lo spettroscopio con qual-siasi tipo di telescopio. Una parte deci-samente importante e delicata è risul-tata essere il supporto del reticolo, chedeve consentire di ruotare il medesimocon sufficiente preci-sione
Spettro del 1°
ordine otte-
nuto nella
zona del dop-
pietto del
sodio tramite
lo spettrografo
con reticolo in
riflessione.
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tando il mede-simo, è possibi-le osservare l’im-magine dellafenditura attra-verso il collima-tore.Servendosi di
un cannocchiale messo a fuoco sull’infi-nito, l’immagine della fenditura attra-verso il collimatore deve risultare afuoco, in caso contrario occorre agiresulla regolazione di messa a fuoco delcollimatore. Questa è l’unica regolazionepreliminare che occorre operare sullospettroscopio prima dell’utilizzo.Lo strumento una volta completato ri-sulta essere molto compatto e di pesocontenuto (entro il chilogrammo),adatto quindi ad essere montato alfuoco di qualsiasi telescopio.Le prime prove, effettuate su una lam-pada al neon, hanno dimostrato che le
e in modo che non si muova dalla posi-zione selezionata. La soluzione è statatrovata in un cuscinetto a sfere (an-ch’esso di recupero e di ignota prove-nienza!). Due barrette filettate chiuse daun tassello orizzontale tengono in posi-zione il reticolo, mentre il perno che vaa inserirsi nel cuscinetto è molto banal-mente il tappo di un pennarello, risultatoessere di diametro idoneo. Tutta lastruttura è stata montata su una base infibra MD. Quindi, dopo i primi test posi-tivi, si è proceduto a chiudere lo stru-mento con pareti e coperchio. Ulterioridettagli sono stati aggiunti in seguito,come ad esem-pio due fori perl’accesso allamessa a fuocodel collimatoree la regolazionedella fenditura,nonché una vi-te che permettedi montare lostrumento su diun cavalletto fo-tografico. Un particolareimportante è lapresenza di unafinestra postadietro il reticolo,dalla quale, ruo-
Spettro del 1°ordine otte-nuto nellazona dell’ossi-geno atmosfe-rico terrestretramite lospettrografocon reticolo inriflessione.
Spettro del1° ordine ot-tenuto nellazona del tri-pletto delmagnesiotramite lospettrografocon reticoloin riflessione.
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prestazioni in termini di risoluzione e ni-tidezza delle righe sono nettamente su-periori a quelle dello strumento conreticolo in trasmissione.Allo stato dell’arte lo spettroscopio èstato utilizzato solo sul Sole e senza l’ac-coppiamento di un telescopio, ma pun-tando direttamente la fendituraverso l’astro. La molteplicità e lafinezza di righe che è possibile os-servare (negli spettri del 1°ordine) all’oculare, eancora di piùsulle imma-gini ottenutecon la web-cam, è no-tevole.In questepagine presen-tiamo alcuni esempirelativi a regioni spettralicontenenti righe particolar-mente intense. Dai frame originali èstata selezionata una sola riga di pixel,quindi “stirata” per ottenere un’imma-gine leggibile. Ciascuna immagine copreun range di poco più di 100 Å. Per co-prire tutto lo spettro visibile occorrereb-bero circa 35 immagini, contro le 6
necessarie per lo spettroscopio con reti-colo in trasmissione.La finezza spettrale in queste immaginiè di circa 1 Å e il potere risolutivo spet-trale, dato dalla formula R=l/Dl è dicirca 5000. (Il valore di R è dimen-
sionale, deri-vando dalrapporto didue lun-
ghezze d’on-da, e mostra co-
me il potere risolu-tivo di un sistema otticonon dipenda solo dallasua geometria o dallecaratteristiche fisichedegli elementi che locompongono, ma so-
prattutto dalla re-gione dello spe-ttro che si staanalizzando.)Il valore è stato
calcolato valutando la fi-nezza spettrale sulle immagini. Per confronto, lo spettroscopio con reti-colo in trasmissione mostrava una fine-stra spettrale di circa 40 Å e il valore diR era stimato in 125.
Lo spettro-scopio (o
spettrografo,dal momentoche produceanche foto-
grafie) com-pleto, privo
del coperchiosuperiore
che proteggele ottiche.
Gli ordini di diffrazione
Se osserviamo attentamente l’immagine di una sor-gente luminosa prodotta da un reticolo ci accorgiamoche è abbastanza complessa. Essa sarà composta dal-l’immagine stessa, ai cui lati è possibile osservare unaserie di spettri di diffrazione posti simmetricamente, conspazi non illuminati tra uno e l’altro, come si può osser-vare nella figura, e sempre meno brillanti via via che cisi allontana dal centro. Ciascuno di questi spettri rappre-senta un ordine spettrale differente. Per definizione l’or-dine zero non è altro che l’immagine stessa della sor-gente, mentre gli altri ordini prendono numerazione cre-scente (positiva o negativa) andando dal centro versol’esterno. Senza addentrarci in nozioni teoriche e formule, è sufficiente sapere che la complessità dellospettro di una sorgente luminosa è dovuta a fenomeni di interferenza costruttiva e distruttiva causatidalla superficie del reticolo, le cui molteplici righe si comportano come altrettante fenditure.
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plessa realizzazione, ma anche in que-sto caso le spese estremamente conte-nute, che di fatto si riducono al costodel reticolo, lo rendono molto interes-sante per qualsiasi astrofilo dotato diun minimo di manualità, che voglia ci-mentarsi con la spettroscopia anche alivello scientifico, pur restando in cam-po amatoriale. Le prestazioni di questostrumento possono essere implemen-tate utilizzando ottiche di qualità mi-gliore e una realizzazione meccanicapiù precisa, nonché un ulteriore appro-fondimento della progettazione teorica,al fine di ottenere una geometria del si-stema compatibile con la maggior partedi telescopi e di reticoli, realizzandocosì uno strumento estremamente ver-satile pur restando entro costi alla por-tata di tutti.
Nonostante ilreticolo sia otti-mizzato per la-vorare nel 1°ordine e anchela geometriadello strumentosia ottimizzataper questo or-dine, è possi-bile ruotare ilreticolo a suffi-cienza per in-tercettare il 2°ordine spet-trale, che con ilSole è ancoramolto lumino-so. Il 2° ordinepermette di andare molto in profonditànella struttura spettrale, raggiungendouna finezza spettrale stimata inferiore a0,5 Å. L’immagine qui sopra rappresentala zona centrata sul tripletto del magne-sio ed è stata acquisita come per i pre-cedenti spettri.Si lascia ai lettori il compito di operare ilconfronto di questa immagine con quellaottenuta nel 1° ordine e con quelle dellospettroscopio con reticolo in riflessione!
Conclusioni
Le prove con lo spettroscopio con reti-colo in riflessione sono naturalmentesolo preliminari. L’utilizzo del reticolo a1200 l/mm nel 2° ordine apre le portea studi come la valutazione dell’effettoZeeman o l’effetto Doppler, per cui ènecessaria un’alta risoluzione. A risolu-zioni più basse, raggiungibili montan-do reticoli con un minor numero dilinee/millimetro, è possibile ottenerespettri di stelle e altri oggetti poco lu-minosi. Interessante è lo studio deglispettri cometari e di supernovae.Lo spettroscopio con reticolo in trasmis-sione, dato il suo costo praticamentenullo risulta essere un valido approccioalla spettroscopia ed è certamente unvalido strumento dal punto di vista di-dattico. Lo spettroscopio con reticolo inriflessione è certamente di più com-
Spettro del2° ordine ot-tenuto nellazona del tri-pletto delmagnesiotramite lospettrografocon reticoloin riflessione.
Chiara Riedo è nata ad Avigliana (TO) nel1980 e vive a Torino. È laureata in Chimicadell’Ambiente e dei Beni Culturali e stacon-seguendo il dottorato di ricerca in ScienzeChimiche. Presso l’Università degli Studi diTorino si occupa di materiali polimerici per ibeni culturali. Appassionata di scienze in ge-nere, è astrofila fin da bambina e si inte-ressa di astrofotografia e spettroscopia.
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articoli
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La stellasimbioticaCI Cygni
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di Gianluca Rossi
Immersa nella Via Lattea estiva è localizzabile al telescopio una stellina la cuivera natura svela un interessante sistema binario con scambio di materia amezzo di un disco di accrescimento. Osservazioni regolari di questo astro,anche a livello amatoriale, si rivelano preziose per aggiungere altri tassellialla comprensione del fascinoso mondo delle stelle simbiotiche.
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ASTROFILOl ’
Osservare la Via Lattea estiva, magaridalle località di vacanza lontane dai
centri abitati, costituisce senza dubbioun’esperienza emozionante anche perl’osservatore casuale. Nelle tiepide nottid’estate è facile rintracciare sulla volta ce-leste la costellazione del Cigno, notaanche come “Croce del Nord” per la suacaratteristica figura. È in questa costella-zione che la Via Lattea estiva può essereammirata in tutta la sua magnificenza, es-sendo possibile seguire a occhio nudo losnodarsi della cosiddetta fenditura, uncomplesso di nebulose oscure che tagliala scia di lontanissime stelle; ne è unesempio il “Sacco di carbone”. Con un piccolo ausilio ottico poi, come adesempio un binocolo, è possibile far emer-gere la mi-riade di stel-line che com-pone questadebole fasciadi luce e, conuna semplicemacchina fo-tografica po-sta su unamon ta tu raprovvista dimoto orario,si può facil-mente evi-denziare lamolteplicità dinebulose o-scure e lumi-nose che so-no presentilungo la ViaLattea, oltre afar emergerela complessastruttura del-le nubi di stelle che costituiscono i braccia spirale della nostra galassia.A poca distanza dalla stella η Cygni, unadelle sei stelle che delineano la figura acroce della costellazione, splende unastellina di 11a grandezza. Siamo di frontealla famosa stella variabile CI Cygni, un
In apertura, lacostellazionedel Cigno ri-presa dall’au-tore da Pereto(AQ) nel set-tembre del2000. Mac-china fotogra-ficaHasselbladformato 6x6cm con obiet-tivo Zeiss da80 mm mon-tata in paral-lelo a untelescopioSchmidt-Cas-segrain di 200mm usatocome guida,con oculare areticolo illumi-nato. Posa di20 min suKodak E200 asviluppo nomi-nale. La frec-cia indica laposizione di CICygni.
astro scoperto a fine Ottocento e classifi-cato negli anni seguenti come variabile ir-regolare. Successive analisi condotte davari astronomi hanno fatto includere lastella nella categoria delle variabili simbio-tiche, che rappresenta una classe relati-vamente rara ma estremamente impor-tante per lo studio delle complesse dina-miche delle stelle interagenti. Le stellesimbiotiche sono sistemi binari avvolti inun guscio nebulare e costituiti da unastella evoluta ed espansa e da una com-ponente più calda, spesso una nanabianca o una stella collassata evolventeverso tale stadio, attorno alla quale siviene a formare un disco di accrescimentooriginato dalla materia che dalla stella piùevoluta precipita verso l’altra componente
a causa dell’attrazione gravitazionale diquest’ultima. Il modello esplicativo oggiaccettato è simile a quello delle nova-like,ossia di quei sistemi binari in cui si verifi-cano occasionalmente parossismi esplo-sivi, con una potenza però decisamenteinferiore alle classiche novae.
La stella simbiotica CI Cygni ripresa da Roma durante il parossismo del2008. Telescopio Newton di 200 mm f/4, CCD Starlight Xpress SXVF-H9 efiltro fotometrico V della Custom Scientific. Media di 254 pose da 10 se-condi non guidate. [G. Rossi]
articoli
Per quanto attiene CI Cygni, la compo-nente espansa è una stella di classe spet-trale M5II che si trova nel ramo asintoticodelle giganti del diagramma H-R, e ha unamassa dell’ordine di 1,5 masse solari.Sembra che questo astro, deformato dalcampo gravitazionale dell’altra compo-nente, sia interessato da una variazioneluminosa irregolare, probabilmente do-vuta a fenomeni di instabilità interna,come avviene nelle stelle che transitanonelle medesime zone del diagramma H-R.Uno studio condotto di recente da variastronomi professionisti sembra eviden-ziare una variazione di circa 0,5 mag. sutempi medi di circa 60 giorni. L’altra com-ponente è invece una stella di tipo solaredella Sequenza Principale avente massastimata intorno alla metà di quella del no-stro luminare, e circondata da un disco aspirale. Il diametro del disco è ritenutopari a circa una unità astronomica; è co-stituito dalla materia strappata alla stellagigante e che attraverso il punto L1 di La-grange precipita sulla fotosfera dell’astropiù caldo. Il trasferimento di materia dallastella espansa a quella più calda è relati-vamente elevato e si ritiene che un arco
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Caratteristica delle variabili simbiotiche èil periodo orbitale relativamente lungo, ingenere da 1 a 3 anni (ma spesso ancheoltre), nonché la presenza di uno spettrocombinato in cui compaiono sia le righedi emissione (come quelle che si riscon-trano nelle nebulose planetarie o neigusci di gas delle novae) sia le righe diassorbimento tipiche delle stelle allo sta-dio evolutivo di gigante. La variazione lu-minosa è di tipo irregolare, con possibilivariazioni semi-periodiche unite a im-provvisi aumenti di splendore a carattereesplosivo. Le variazioni semi-periodichepossono essere dovute sia alla compo-nente espansa (di solito una giganterossa, che può essere una semi-regolareo una variabile a lungo periodo tipo MiraCeti), sia ad eclissi tra le due componentidel sistema, con interessamento del discodi accrescimento e della macchia calda.Fra i ricercatori non vi è ancora accordosul ruolo preciso delle stelle simbiotichenell’evoluzione stellare. Non è chiaro seabbiamo a che fare con una condizionepeculiare dei sistemi binari oppure conpossibili progenitrici di stelle novae o dinebulose planetarie.
Curva di luce
della variabile
CI Cygni dal
1969 al 1979.
Sono visibili i
tre parossismi
degli anni
1971, 1973 e
1975, che in-
nalzarono la
luminosità
della variabile
sino alla 9a
magnitudine.
Si ringraziano
l’AAVSO e gli
osservatori
che hanno
contribuito alla
realizzazione
della curva.
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numero 10 - settembre 2009
articoli
ASTROFILOl ’
temporale di 150000 anni possa esseresufficiente al teorico dissolvimento dellastella gigante.Studi condotti nella banda dell’ultravio-letto mostrano che il sistema binario è av-volto da un esteso guscio nebulare, for-temente ionizzato, la cui origine è legataalle complesse dinamiche che avvengononel sistema e in particolare ai parossismiesplosivi che ne alimentano la struttura.Si ritiene anche che le regioni più esternedel guscio possano venire scaldate da fe-nomeni tipo shock meccanico, derivanti
dai getti di gas eiettati dalla binaria du-rante le fasi di outburst. Analisi fotometri-che e spettroscopiche comparate mostra-no la presenza di eclissi tra le due com-ponenti su tempi di circa 855 giorni, do-vute a occultazioni della stella più caldada parte della gigante, come sembra con-fermare anche il maggior arrossamentodella luce proveniente dal sistema durantei minimi. L’entità della variazione lumi-nosa delle eclissi non è comunque co-stante (l’intervallo può passare da appena0,3 a oltre 2 magnitudini), e anche la du-
rata del fenomeno può estendersisu tempi diversi (da 100 a 200giorni). Dai tempi della sua scoperta, CICygni è stata interessata da seieventi esplosivi (negli anni 1911,1937, 1971, 1973, 1975 e 2008),che hanno fatto incrementare la lu-minosità in media di circa 15 volterispetto allo stato di quiescenza.Durante l’ultimo outburst la stellaha raggiunto la magnitudine vi-suale 9 e nelle epoche attuali stalentamente scendendo verso il mi-nimo (attorno alla mag. V = 11,5).Il meccanismo che conduce al pa-rossismo esplosivo non è stato an-cora chiarito pienamente, e sia ilmodello dell’aumento improvvisodella quantità di materia trasferitasul disco nell’unità temporale siafenomeni legati all’instabilità dellostesso sono ritenuti possibili.
Cartine fotometriche in scala “b” e
“d” (vedi anche pag. seguente)
dell’AAVSO, con indicati i vari aste-
rismi per giungere alla corretta iden-
tificazione della variabile. Come
consuetudine, per evitare confu-
sioni, il punto decimale viene
omesso così ad esempio 71 indica
mag. 7,1. Cartine riprodotte con il
permesso dell’AAVSO; il sito
www.aavso.org può essere visitato
per le altre cartine e per gli aggior-
namenti periodici.
Per quanto attiene il futuro di CICygni, si pensa che il sistemapossa evolvere in una binaria cata-clismica: il trasferimento di mate-ria si farebbe a un certo puntomolto più instabile, con potenzialeinnesco di eventi esplosivi di mag-giore entità, per cui potremmo tro-varci di fronte a una futura stellanova. Molti restano comunque gliaspetti da chiarire sulle dinamichedelle stelle simbiotiche e pertanto ivari modelli proposti sull’evolu-zione di questi sistemi, tra cuiquello succitato, restano ancoraaltamente ipotetici.
L’osservazione di CI Cygni
Se potessimo intraprendere unlungo viaggio interstellare e arri-vare in prossimità della binaria CICygni i nostri occhi vedrebberodue stelle, una un po’ più piccolae fredda del nostro Sole e un’altrapiù espansa, di colore rossastro edi forma ellissoidale, che ruotanoattorno al comune centro dimassa. Dal punto della stella de-formata che si trova più vicinoall’altra componente del sistemadiparte un getto di materia incan-descente che spiraleggia in un tur-binio incessante verso l’astro dellaSequenza Principale. Tutta la re-gione siderale è avvolta da una nebulo-sità diffusa che appare come unanebbiolina al nostro sguardo, e occasio-nalmente dei fenomeni a carattere esplo-sivo che avvengono sul disco di accre-scimento abbaglierebbero la nostra vi-sione. Sfortunatamente la distanza che cisepara da questo fantastico spettacolo ètalmente grande, circa 7000 anni luce,che ciò che ne resta è solamente un de-bole puntino di luce, indistinguibile dalbrulichio lattiginoso dei campi stellaridella Via Lattea che si proiettano comesfondo della costellazione del Cigno. L’os-servazione regolare e protratta neltempo di questo astro è comunque difondamentale importanza, perché rap-
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articoli
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presenta l’unico mezzo per arrivare ungiorno a una migliore comprensione dellestelle simbiotiche. A fianco delle com-plesse analisi spettroscopiche e fotome-triche eseguite dai professionisti nellevarie bande dello spettro elettromagne-tico si annoverano le osservazioni ama-toriali, preziose per il monitoraggio co-stante e per la segnalazione dei parossi-smi esplosivi agli astronomi. Per l’osser-vazione di questo astro è necessario, invisuale, un telescopio di almeno 200 o250 mm di diametro se utilizzato da cen-tri urbani, e di almeno 150 mm se il cieloè scuro e trasparente. Se si sceglie di ef-fettuare la fotometria con i CCD può ba-stare invece anche un piccolo rifrattore.
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Eccellenti, da questo punto di vista, sonogli apocromatici della classe degli 80–90mm.La prima cosa da fare è l’identificazionedel campo stellare della variabile. È utiledapprima una ricognizione dell’area dicielo intorno alla stella η Cygni, magaricon un binocolo per familiarizzare con lestelle principali di questa plaga celeste eanche per ammirare i fascinosi campistellari della Via Lattea. Passando quindial telescopio e utilizzando la cartina inscala “b” dell’AAVSO si identifichi la cop-pia di stelle di mag. 6,0 e 7,9 situata acirca 1° a nord di η Cygni. La suddettacoppia appare formare un triangolo sca-leno con altre due stelle di mag. 6,0 e7,1. Quest’ultimo astro forma a sua voltaun altro triangolo immaginario con lestelle di mag. 6,4 (doppia) e 6,5 ripor-tate sulla cartina di pagina 41. Ci si con-centri ora sul segmento ideale checongiunge le stelle di mag. 7,1 e 6,5 e,
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articoli
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a circa metàstrada tra i dueastri, sarà pos-sibile identifi-care una stelladi mag. 8,6 chediventerà orail nostro riferi-mento princi-pale. Passandopoi alla carti-na in scala “d”(pag. 42) saràsemplice iden-tificare la va-riabile, oltre al-le stelle di cam-po nelle im-mediate vici-nanze, che ser-viranno per ilconfronto dellerispettive lumi-nosità. La stel-la oscilla irre-golarmente tral’11a e la 12a
magnitudine,ma può raggiungere anche la 13a, men-tre durante gli outbust lo splendore sieleva fino alla 9a. È raccomandabile os-servare CI Cygni una volta alla settimanadurante le fasi di quiescenza per seguirele eclissi, mentre durante i parossismi di-venta condizione ideale osservare ogninotte serena. Con i CCD è necessario im-piegare filtri fotometrici e, durante glioutburst, si rivelano utili le osservazioniin sequenza, ossia molteplici riprese inserie dell’astro per qualche ora.
Gianluca Rossi è nato a Roma nel 1967.Socio fondatore del Gruppo Astrofili Ro-mani collabora attivamente con l’AAVSOnello studio delle stelle variabili. è appas-sionato di tecniche empiriche di fotometriavisuale e dello studio dell’evoluzione dellestelle. Si interessa altresì di astrofotografiae di software astronomici.
L’ultimo evento
esplosivo del
2008 è ben raf-
figurato in que-
sto grafico che
include osser-
vazioni dall’ini-
zio di luglio
2008 all’inizio
di agosto 2009.
Si ringraziano
l’AAVSO e gli
osservatori
che hanno
contribuito alla
realizzazione
della curva.
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software
ASTROFILOl ’
Il termine software, ormai cor-rentemente usato da tutti, fu
coniato nel corso del secondo con-flitto mondiale da un team dicripto-analisti inglesi per identifi-care l’insieme di istruzioni e infor-mazioni inerenti alla decrittazionedei codici segreti che i tedeschimanipolavano con il dispositivoEnigma. La parola può essere let-
teralmente tradotta come “robasoffice” o “componente tenera”, incontrapposizione al vocabolo hard-ware che si riferisce ad elementipiù materiali. A partire dalla fine degli anni Cin-quanta lo statistico americanoJohn Wilder Tukey utilizzò per laprima volta il termine in senso“moderno” abbinandolo a informa-
zioni e istruzioni date ai compu-ter. In senso puramente figurativoil software può essere immagi-nato come l’anima di un computermentre l’hardware ne costituisce ilcorpo.Un software, solitamente, si rea-lizza per mezzo di uno o più lin-guaggi di programmazione e puòessere classificato in diversi modi
in funzione delle carat-teristiche che lo con-traddistinguono.Possiamo, ad esempio,identificare tre basilaricategorie:- software di base;- software applicativo;- software di utilità.Il software di base im-plementa i sistemi ope-rativi e, più in generale,quei programmi indi-spensabili per qualsiasiimpiego di un computero calcolatore program-mabile e che fungono
Astronomia&
Software
Una delle più anti-che branche della
scienza, che af-fonda le proprie ra-
dici negli alboridella civiltà, ha su-bito un vero e pro-
prio rivoluziona-mento con l’av-
vento di un potentee versatile stru-
mento informatico:il software.
Il planetario può es-sere considerato a tuttigli effetti il software basilare per ogni astro-nomo dilettante, in-dipendentemente daltipo di attività intra-presa.
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a cura di Mario Dho
ASTROFILOl ’
da interfaccia fra l’hardware, le pe-riferiche a questo connesse o unarete e altri livelli superiori di soft-ware.L’applicativo svolge invece funzioni“specialistiche” di una determinataapplicazione come, ad esempio,client per servizi di rete, browserper la navigazione Internet, soft-ware per il controllo di processi,pacchetti tipo spread-sheet o wordprocessor etc.Il software di utilità, infine, includequei programmi che normalmentecorredano un sistema operativo oche svolgono funzioni di ricerca,compilazione, cancellazione, co-piatura, stampa etc.Mentre i software di base e di uti-lità sono sempre forniti dalle im-prese che sviluppano e commer-cializzano programmi e computer,il software applicativo può esseresviluppato dall’utente finale permeglio adattarlo a specifiche ne-cessità operative.Limitandoci alle cose celesti, no-tiamo che il numero di applicazionidedicate all’astronomia ha subito
una forte impennata nell’ultimodecennio e questo processo è statocontraddistinto da una notevole di-versificazione qualitativa e tipolo-gica. Sono reperibili software pertutte le tasche e per tutte le neces-sità in grado di soddisfare il neofitae il semplice curioso, così comel’astrofilo seriamente impegnato el’astronomo professionista.Le tecnologie odierne consento-no, davvero a chiunque, di “fareastronomia” rimanendo dentrocasa seduti davanti al monitor diun personal computer e osser-vando remotamente con stru-menti ottici e di rilevamento posi-zionati in osservatori costruiti insiti dove le condizioni meteorolo-giche e ambientali sono favore-voli. Addirittura vi sono specificiservizi che, previa prenotazione eil pagamento di modiche cifre,consentono l’utilizzo di telescopie attrezzature astronomiche tra-mite Internet. Da un punto divista prettamente economico di-stinguiamo software freeware,shareware e commerciali.
Alla prima categoria ap-partengono tutti queiprogrammi che, con osenza il codice sor-gente, sono distribuitiin modo gratuito sen-za il versamento di uncorrispettivo. Nella stragrande mag-gioranza dei casi pos-sono essere scarica-ti, copiati e distribuitisenza alcun permessospecifico.
Sono invece classificati come sha-reware quei software, usualmentescaricabili da siti Internet maanche ottenibili su supporto CD oDVD, utilizzabili per un periodo diprova, variabile generalmente dauno a due mesi, trascorso il qualeè richiesto il pagamento volontarioe non controllato di una somma didenaro sicuramente inferiore alreale valore commerciale del pro-dotto. In alcuni casi queste ver-sioni di prova o demo possonopresentare limitazioni funzionaliche non impediscono tuttavia disaggiare le qualità e la validità delprodotto e che scompaiono col ri-lascio della licenza e relativo nu-mero seriale.Sono, infine, etichettate comecommerciali tutte quelle applica-zioni che devono essere compratenormalmente per poter essere in-stallate e utilizzate.Il software sicuramente più dif-fuso nel settore dell’astronomiaamatoriale è il planetario, un pro-gramma in grado di visualizzaresullo schermo delle rappresenta-
Con l’avvento dei tele-scopi interfacciabili acomputer, i planetari sisono trasformati im-plementando funzioniper il controllo dellefasi di puntamentodegli oggetti celesti.
zioni precise e molto realistichedella volta celeste, così come ap-pare da un’arbitraria località terre-stre. L’installazione sul computer diun planetario è consigliabile aisemplici osservatori del cielo men-tre è un passo obbligatorio per
tutti coloro che ambi-scono a ottenere risul-tati di una certa qualvalenza sia essa pura-mente estetica sia essascientifica. I lettori del’Astrofilo hanno già a-vuto modo di conoscerealcuni planetari free-ware che sono stati pre-sentati in questa rubricanelle precedenti uscite equindi hanno appresoquale sia la loro utilità ela loro funzione, dipendendo daitipi di utilizzo che se ne intendefare. Possiamo collocare il softwareplanetario in una posizione di as-soluta priorità poiché costituisce atutti gli effetti l’applicazione indi-spensabile per pianificare e pro-grammare un qualunque tipo diosservazione astronomica seria,indipendentemente dal tipo di at-trezzatura e strumentazione ausi-liaria che si ha a disposizione.La costante diffusione di telescopiaccessoriati con montature inter-facciabili a computer ha funto damolla ispiratrice per gli sviluppa-tori dei planetari che hanno intra-visto la possibilità di ampliare ul-teriormente le potenzialità di que-
ogni volta che al sistema arriva un“log on” da parte dell’utente.ASCOM è un sistema standard diapplicazioni che accettano chia-mate esterne, questo significa chedelle serie di comandi possono es-sere impartite ed eseguite auto-
maticamente da un software sen-za la necessità che sia un opera-tore a farlo. In altri termini è untool che permette ad un pro-gramma di selezionare una parti-colare voce di un menu (funzione)che rappresenta una piccola partedi programmazione che possiamodefinire “metodo”.Quando una parte di un’applica-zione richiama un metodo di un’al-tra parte di software, è attivatauna funzione che rende attuabileuna particolare operazione.Similarmente, i programmi gestitidall’interfaccia utente hanno unaconfigurazione che stabilisce unavariabile, definita “proprietà”, nelprogramma.
ste applicazioni, rendendole ido-nee alla gestione e al controllo deimoti del telescopio. Queste im-portanti funzioni sono state estesein concreto ad ogni genere distrumento dopo lo sviluppo e ladiffusione di una specifica piatta-
forma sulla quale volutamente cisoffermiamo giacché funge daelemento aggregatore per un nu-mero elevato di software e har-dware astronomici.La piattaforma ASCOM, acronimodi Astronomy Common ObjectsModel, (www.ascom-standards.org) può essere definita come uninsieme di componenti e di driverche costituiscono la base dell’inte-rattività fra un considerevole nu-mero di strumenti ed accessoriastronomici.Non tutti i software possiedono ca-ratteristiche tali da consentire lacreazione di una successione di co-mandi memorizzabili in un file inmodo tale da rendersi eseguibili
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software
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I componenti e i driverdella piattaforma
ASCOM innalzano no-tevolmente le poten-
zialità dei singolisoftware, consentendola loro reciproca intera-zione per una gestione
sempre più accuratadelle strumentazioni
astronomiche.
importanza, costituisce addiritturaun vero e proprio “must” per ge-stire strumentazioni, apparecchia-ture e accessori connessi permezzo di software freeware, sha-reware o commerciali.Abbiamo, in precedenza, visto cheun planetario è un software chepuò essere considerato basilarequalora si vogliano eseguire osser-vazioni generiche della volta cele-ste. Nei casi in cui l’intento siaquello di ottenere immagini a scopididattici, di ricerca, di studio o a li-vello puramente estetico, sono in-dispensabili altri programmi e-spressamente concepiti per con-trollare i vari processi di messa afuoco, autoguida, acquisizione,trattamento, riduzione, compara-zione, compilazione di report e ar-chiviazione.Esistono poi applicazioni, anchecomplesse, in grado di essere set-tate e impostate in modo da auto-matizzare più o meno integral-mente le sessioni osservative ini-ziando dalla compilazione assistitadi liste di oggetti appositamenteordinate secondo criteri e parame-
- è utilizzabile da utenti privi diparticolare esperienza nel campodell’informatica e della program-mazione;- non richiede di realizzare dei dri-ver per i dispositivi impiegati nel-l’osservatorio.I driver sono componenti di si-stema per mezzo dei quali un pro-gramma può controllare un nume-ro indefinito di dispositivi, di peri-feriche, di accessori e di hardwarein generale. Possono, in pratica,essere definiti come “strumenti”per mezzo dei quali il sistema ope-rativo riconosce e controlla un di-spositivo collegato al computer(periferica) che, di fatto, va consi-derato come un’unità logica.Non sempre un driver si installanel sistema operativo e, di conse-guenza, non necessariamente en-tra a far parte di quei moduliinformatici che sono caricati adogni avvio del computer.La piattaforma ASCOM è larga-mente utilizzata dagli astronomiprofessionisti e dai dilettanti. Perquesti ultimi, specie se impegnatiin attività osservative di una certa
In ASCOM “metodi” e“proprietà” sono rag-gruppati in “oggetti”.Ogni specifico “oggetto”gestisce dei “metodi” edelle “proprietà” chepossono essere usateda un altro software.Un programma, o partedi esso, che possiede“metodi” e “proprietà”tali da essere usati daun altro software si de-finisce server, mentre èchiamato client il pro-gramma che riconosce un servered è in grado di usarne le funzioni.Questo interscambio sta alla basedella piattaforma ASCOM per cui èpossibile, attraverso lo script, pia-nificare una sequenza di operazionie di comandi da impartire ad unaserie di strumentazioni astronomi-che (cosa altrimenti non fattibile invirtù della natura monolitica dellapiattaforma Windows).ASCOM possiede una serie di ca-ratteristiche molto interessanti edessenziali nell’ottica del contempo-raneo utilizzo di più software percontrollare tutte le fasi elementariche contribuiscono all’ottimale fun-zionamento di un completo osser-vatorio astronomico:- funziona con diverse piattaforme(anche se le odierne implementa-zioni ed i driver sono in gran partededicati a Windows per la sua po-polarità e diffusione);- è potente e robusto;- Include logiche matematiche checonsentono la gestione degli errori- è economico poiché numeroseapplicazioni sono scaricabili gratui-tamente da Internet;
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Schermata di un soft-ware appositamenterealizzato per il con-
trollo delle ottiche e perla regolazione guidata
della collimazione.
- lancio dell’applica-zione di messa a fuoco;- inizializzazione proce-dura di messa a fuoco;- puntamento di unastella luminosa;- ripresa di un’imma-gine CCD;- scaricamento imma-gine;- confronto dell’imma-gine ripresa con unmasterframe o con unacartina virtuale ricavata
dai dati contenuti in un catalogostellare;- eventuale centraggio della stellapuntata;- sincronizzazione del telescopiosulle esatte coordinate celesti dellastella portata al centro del frame;- consultazione di una schedulacontenente una lista di oggetti dapuntare e riprendere nel corsodella sessione osservativa;- puntamento del telescopio sulprimo oggetto della lista di osser-vazione;- ripresa CCD con tempo di inte-grazione preimpostato dall’utente;- scaricamento immagine CCD;- confronto fra immagine acquisitae mappa virtuale basata sui dati ri-cavati da un catalogo stellare;- eventuale correzione (auto cen-tro) della posizione del telescopiosulle coordinate esatte dell’oggettopuntato;- selezione di una stella di guida;- attivazione della procedura di au-toguida;- ripresa CCD con tempo di inte-grazione preimpostato dall’utente;- disattivazione dell’autoguida;
- scambio informazioni con unastazione meteorologica;- apertura cupola o sistema di co-pertura;- alimentazione camera CCD;- alimentazione focheggiatore;- alimentazione dispositivi porta-filtri;- apertura collegamento fra com-puter e camera CCD;- impostazione risoluzione del sen-sore di ripresa (selezione della mo-dalità di binning);- impostazione di eventuali ridu-zioni (bias, dark frame, flat field);- settaggio temperatura di eserci-zio della camera CCD;- attesa raggiungimento della tem-peratura di esercizio della cameraCCD;- alimentazione elettrica del tele-scopio;- apertura collegamento fra com-puter e telescopio;- unparking del telescopio;- puntamento per la messa a fuocodi una stella posta sopra all’oriz-zonte locale e nelle immediatevicinanze della posizione di par-cheggio;
tri definibili dall’utilizzatore.L’apice della gestione e del con-trollo delle apparecchiature astro-nomiche via software è costituitodalla robotizzazione, ossia la com-pleta computerizzazione di interesessioni osservative.Un osservatorio astronomico ditipo completamente robotico devenecessariamente prevedere unaserie di programmi e applicativi ot-timizzati per consentire lo svolgi-mento e lo sviluppo di una mol-titudine di operazioni base, le qualisi articolano rispettando una benprecisa sequenza cronologica. Permeglio comprendere quanto com-plessa sia una simile forma gestio-nale e, di conseguenza, meglioapprezzare il ruolo svolto dai soft-ware vediamo a grandi linee qualie quante sono le operazioni chequesti ultimi sono chiamati a con-trollare:- alimentazione elettrica generale(attivazione quadro elettrico prin-cipale);- accensione computer di gestione- avvio applicazioni installate sulcomputer;
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Ai software è anche af-fidata la comparazionefra più immagini, la ri-cerca di nuovi oggetti,la misurazione astro-metrica e la stesura direport osservativi.
perta di supernovae o di nuovioggetti. In questi specifici settori,l’astronomo dilettante ha la co-stante necessità di centrare nelcampo inquadrato dal sensore diripresa oggetti da poco scopertile cui coordinate celesti possonoessere ottenute direttamente daInternet dal sito del Minor PlanetCenter o da siti mirror che forni-scono servizi analoghi. Ecco cheè molto più comodo aggiornareonline il database di un planeta-rio e far puntare al telescopiogli oggetti desiderati attraverso
un semplice click delmouse piuttosto chericavare le effemeridie impostarle manual-mente servendosi del-la pulsantiera di con-trollo. In questo casol’impiego di softwarespecifico consente unnotevole risparmio ditempo, il che significapoter fare più integra-zioni, ottenere un nu-mero maggiore di im-magini, aumentare lepossibilità di scopertae seguire meglio e conmaggior attenzione lo
sviluppo delle varie fasi del-l’astro-imaging. La diffusione di software semprepiù mirati e in grado di interagirefra loro senza che si manifestinoarresti, blocchi o instabilità neicomputer, indipendentementedal sistema operativo utilizzato,materializza veri e propri sistemirobotici.
- chiusura collegamento fra com-puter e telescopio;- chiusura della cupola o altro si-stema di copertura;- chiusura applicazioni installatesul computer;- spegnimento computer;- disinserimento alimentazione e-lettrica generale.Nonostante la sempre maggiordiffusione di telescopi e di mon-tature computerizzate di tipostand-alone in grado di eseguireautomaticamente il puntamento(GoTo) vi sono, in astronomia, dei
campi di studio che necessitanodel computer e di specifici soft-ware per rendere più veloce, pra-tica e precisa la fase preliminaredell’acquisizione di immagini CCDo, comunque, digitali.È questo il caso delle osservazionisistematiche di comete e asteroidinonché delle routine di sorve-glianza e vigilanza tese alla sco-
- scaricamento dell’immagine ri-presa;- salvataggio dell’immagine in unadirectory preselezionata.All’esaurimento della lista di og-getti target, oppure al peggiora-mento delle condizioni meteoro-logiche o all’approssimarsi del-l’alba, i software devono dare il viaalle operazioni di termine delle os-servazioni che, fondamentalmen-te, si articolano come segue:- impostazione della temperaturadi raffreddamento della cameraCCD;
- attesa del raggiungimento dellatemperatura impostata;- nuova impostazione della tempe-ratura di raffreddamento della ca-mera CCD;- attesa del raggiungimento dellatemperatura impostata; - chiusura collegamento fra com-puter e camera CCD;- parcheggio del telescopio;
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software
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Screen shot catturatodurante la fase dimessa a fuoco di ungruppo ottico permezzo di uno specificosoftware funzionantein modo simultaneocon altri programmi.
puterizzato di tipo GoTo può a tuttigli effetti essere definito robot inquanto è strutturato per puntareautomaticamente una serie più omeno nutrita di oggetti contenutiall’interno di una memoria. Per fareseguire al telescopio questa ope-razione è sufficiente impartire allostesso un appropriato comandostrutturato in modo sequenziale sutre livelli operativi:- accesso al data base interno;- scorrimento e selezione dell’og-getto da puntare;
- invio dell’input ai motori diascensione retta e declinazione.Il telescopio si dirige a questopunto sul bersaglio prescelto ba-sandosi su una serie di informa-zioni contenute all’interno delproprio modulo di memoria e pro-venienti da appositi sensori, comead esempio gli encoder.Di per sé, per quanto sofisticatoquesto possa essere, un telescopiocomputerizzato di tipo GoTo è da
inserire nella categoria dei robotnon intelligenti poiché non disponedelle caratteristiche costruttive etecnologiche necessarie per verifi-care la precisione del puntamentoe una sua eventuale correzione.Oltretutto, richiede l’intervento di-retto da parte di un operatore, ilquale deve impartire il comando diGoTo attraverso la pulsantiera, latastiera o il mouse del computer dicontrollo.La procedura di puntamento può,invece, essere classificata come
robotica e intelligente se andiamoad accessoriare il nostro telescopiocomputerizzato con una serie diopportuni componenti hardware esoftware. In questo contesto limitato, cheprende in considerazione sola-mente una singola porzione delleinnumerevoli operazioni necessa-rie allo svolgersi di una sessioneosservativa, è sufficiente equipag-giare il telescopio con una camera
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software
ASTROFILOl ’
L’aggettivo robotico applicato adun telescopio, e più estesamentead un osservatorio astronomico, siriferisce ad un insieme di elementitecnologici in grado di avviare,eseguire e terminare automatica-mente una sessione osservativa oanche solo parti o specifici blocchidi essa.In linea di massima possiamo sud-dividere un impianto robotico indue categorie:- Intelligente o attivo- Non intelligente o passivo.
Questa classificazione èapplicabile alle più sva-riate discipline compute-rizzate nei cui contesti isignificati e le caratteri-stiche basilari rimangonoimmutati e pressoché i-dentici.Un’apparecchiatura robo-tica di tipo intelligente èstata concepita, proget-tata, realizzata e pro-grammata in modo tale diessere in grado di pren-dere autonomamentedelle decisioni. Questa ca-pacità è resa fondamen-talmente e, in numerosi casi, quasiunicamente possibile dai software.Un sistema robotico non intelli-gente è privo di tutta quella seriedi accessori che lo fanno reagire adeterminate variazioni dell’am-biente operativo in cui lo stesso èubicato.Per meglio comprendere il con-cetto di intelligenza robotica fac-ciamo un semplice esempio pra-tico: un moderno telescopio com-
Dopo i planetari, isoftware sicuramentepiù diffusi sono quelli
che controllano leapparecchiature per la
ripresa di immaginiastronomiche
digitali.
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software
ASTROFILOl ’
CCD e interfacciarlo ad uncomputer sul quale èstato installato uno speci-fico software per poterdefinire questo insieme ditecnologie “intelligenti”.In pratica, dopo il GoTovero e proprio, il sistemaesegue una verifica pra-tica attraverso l’acquisi-zione di un frame e lacomparazione di quest’ul-timo con un’immaginemaster (metodo indiretto)o con un catalogo stellare(metodo diretto). Se il bersaglionon rientra all’interno del campoinquadrato dal sensore della ca-mera digitale di ripresa o, comun-que, non risulta perfettamentecentrato, il software di gestioneprovvede ad eseguire i dovuti cal-coli e ad impartire gli impulsi ne-cessari per rimediare all’impre-cisione operativa.La storia della robotica applicataalle strumentazioni astronomichenon è particolarmente lunga ecoincide con l’introduzione e la co-stante diffusione dei software digestione. Un osservatorio in gra-do di funzionare autonomamente,senza la necessità dell’interventodiretto di alcun operatore, grazie aun insieme di programmi, implicaquasi sempre l’impiego di un’ulte-riore categoria di software indi-spensabili per far comunicare fraloro due o più computer connessitramite una rete locale LAN o viaInternet: i software di controllo re-moto.Fra i tanti disponibili in commerciosegnaliamo alcuni fra i più diffusi econosciuti in campo astronomico
amatoriale:PCAnyWhere ,www.symantec.com/it/it/productRadmin (da Remote Administrator),www.radmin.comReal VNC (Real Virtual NetworkComputing), www.realvnc.comUltra VNC (Ultra Virtual NetworkComputing), http://ultravnc.sf.net.Le modalità di utilizzo di un soft-ware per controllo remoto riman-gono sostanzialmente immutate alvariare del prodotto impiegato edella tipologia costruttiva dell’os-servatorio. Stabilita una connes-sione di tipo “fisico-materiale” fradue o più computer abbiamo lapossibilità di impiegarli nella strut-tura osservativa indipendente-mente come server o come client.I software di controllo remoto, of-frono la possibilità di configurazionipersonalizzate, onde limitare gli ac-cessi al PC server ai soli addetti ailavori e ai soli hardware informaticiautorizzati.L’inserimento di una password e unacorretta immissione dei parametri diamministrazione conferiscono affi-dabilità all’intera struttura osserva-
tiva, andando a incrementare il li-vello generale di riservatezza e si-curezza operativa.Sul computer remoto, solitamenteidentificato come PC client, nondevono essere installati i vari soft-ware gestionali per il telescopio, ilfocheggiatore, la camera CCD ealtri strumenti e accessori comple-mentari ma solamente il mede-simo programma di controlloremoto installato sul PC server. La richiesta di connessione partedal PC client attraverso il lancio diun’applicazione di tipo viewerverso il PC server.Semplici, complessi, freeware,shareware o commerciali che sia-no, i software sono divenuti unostrumento di lavoro fondamentaleper coloro che intendono fareastronomia, e hanno completa-mente rivoluzionato e trasformatoil modo di operare, studiare e ri-cercare.Il più piccolo degli osservatoriastronomici, così come una comu-nissima sessione di osservazionivisuali, sono difficili da concepiresenza l’impiego dei software.
Con i software sipossono completamente
automatizzare le ses-sioni osservative e rea-
lizzare veri e propriosservatori robot.
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astronautica
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Il direttore generale dell’agenzia spaziale euro-pea Jean-Jacques Dordain e il direttore dei voliumani Simonetta di Pippo, presso la sede gene-rale di Parigi, hanno presentato alla stampa, il 20maggio scorso, inuovi astronautiche si aggiunge-ranno al gruppoattuale.Dopo una duraselezione, inizia-ta lo scorso an-no, e che ha co-involto 8413 par-tecipanti prove-nienti da ognistato dell’unioneeuropea, il nuovo gruppo è costituito da seipersone. I nuovi astronauti sono: il tedesco Ale-xander Gerst, il danese Andreas Mogensen, ilfrancese Thomas Pesquet, il britannico TimothyPeake e gli italiani Samantha Cristoforetti e LucaParmitano. Sono loro le nuove reclute del corpo astronautieuropei a partire dal 1992; difatti la selezione ap-pena terminata è la se-conda finora avvenuta in17 anni. Saranno loro apartecipare alle prossimemissioni sulla stazionespaziale internazionale dal2013 in avanti.La scelta dei sei astronautiè stata effettuata per sod-disfare le esigenze delprogramma spaziale del-l’ESA, ma anche accorditra le diverse agenzie spa-ziali nazionali e la NASA.Come ha dichiarato Dor-dain, l’ESA è divenuta atutti gli effetti parte delteam di nazioni che gesti-sce la ISS, grazie anche ai successi ottenutilo scorso anno con il lancio del laboratorioColumbus e dell’ATV Jules Verne. Ora si entrain una nuova fase, ossia, quella dell’utilizzodelle possibilità uniche offerte dalla ISS, e dellapreparazione per l’esplorazione interplanetariadella Luna, con l’occhio rivolto verso Marte.Molto soddisfatta l’Agenzia Spaziale Italiana per la
scelta di due elementi tra i quali una donna. Laprima donna astronauta italiana e terza in unaclassifica europea. Samantha Cristoforetti e LucaParmitano provengono ambedue dall’AeronauticaMilitare, essendo piloti di AMX (velivolo da sup-porto tattico) con molte ore di volo all’attivo ed
esperienze di volo anche su altri tipi divelivoli.Con Cristoforetti e Parmitano, sale così asette il numero di italiani entrati nelCorpo Astronauti dell’ESA, dopo FrancoMalerba, Maurizio Cheli, Umberto Gui-doni, Roberto Vittori e Paolo Nespoli. At-tualmente Samantha è l’unica donnaastronauta europea.Il commissario Enrico Maggese ha di-chiarato: «Gli astronauti italiani entrano
nel corpo astronautieuropei in virtù di unaccordo del 1998.L’Italia ha acquisitodiritti di volo sia tra-mite l’ESA sia conaccordi diretti con laNASA. Grazie a que-sta duplice opportu-nità, tanto gli astro-nauti già in carica,Roberto Vittori e Pao-lo Nespoli, quanto idue appena selezio-nati avranno sicu-ramente l’occasionedi partecipare allefuture missioni nello
spazio. In particolare i nuovi astronauti sonomolto giovani, fra i 31 e i 36 anni, e potrannovolare per i prossimi 20 anni. In questo arco ditempo, oltre alle missioni verso la ISS potreb-bero partecipare a un ritorno sulla Luna».Gli astronauti entreranno ufficialmente in ser-vizio per ESA a partire dall’11 settembre pros-
simo, segui-ranno, poi, 18mesi di adde-s t r a m e n t o ,sia in Europasia presso icentri inter-
nazionali, dopodichè avverrà l’assegnazione e ilrelativo addestramento per le missioni. L’attualeclasse di astronauti potrà quindi volare presumi-bilmente dopo il 2013.
Nuovi astronauti all’ESA...
A scendere: il gruppo dei nuovi
astronauti ESA. La prima astro-
nauta donna italiana Samantha Cristoforetti.
L’astronauta italiano Luca Parmitano. [ESA]
l ’ASTROFILO
a cura di Paolo Laquale
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Il nuovo amministratore
della NASA, Charles
Frank Bolden jr.
Ne avevamo già parlato da queste pagine in febbraio. Finalmente il presi-dente Barack Obama ha nominato il nuovo amministratore della NASA nellapersona di Charles Frank “Charlie” Bolden jr, ex-astronauta con all’attivo 4missioni Shuttle, due come pilota, STS-61C e STS-31, e due come coman-dante, STS-45 e STS-60. La sua lunga carriera è costellata di missioni diguerra in Vietnam, Cambogia e Laos (più di 100); successivamente è statopilota collaudatore presso la base di Patuxent River e dal 1980 astronautaNASA. Dopo la sua attività di volo, ha ricoperto ulteriori cariche per l’entespaziale: capo divisione sicurezza presso il Johnson Space Center, astronautacapo per i test e la verifica dei veicoli presso il Kennedy Space Center e as-sistente al vice amministratore della NASA. Successivamente nel 1994 lasciòla NASA per ritornare all’Accademia Navale di Annapolis, per poi essere as-segnato come comandante d’appoggio nell’operazione Desert Thunder in Ku-wait. Dopo l’esperienza in medio oriente ha assunto incarichi di alto comandopresso il Corpo dei Marine, fino alla pensione nel 2004. Bolden è il primo neroa guidare l’ente spaziale americano. Buon lavoro!
...e un nuovo amministratore alla NASA
Fine missione per Ulysses Lanciata dallo Space Shuttle Discovery (missioneSTS-41) il 6 ottobre 1990, la sonda si diresse versoGiove con il quale effettuò, l’8 febbraio 1992, ungravity assist che le permise di cambiare di quasi90 gradi il proprio piano orbitale; infatti la sua or-bita divenne praticamente perpendicolare al pianodell’eclittica. Il sorvolo di Giove venne sfruttato peranalizzare la magnetosfera del pianeta con gli stru-
menti a bordo.Purtroppo non essendola sonda dotata di unafotocamera, non pote-rono essere raccolte im-magini del pianeta.Negli anni 1994-1995,2000-2001 e 2007-2008ha esplorato le regionipolari nord e sud del So-le ottenendo risultati ina-spettati. In particolare ilpolo magnetico sud delSole è risultato esseremolto dinamico e nondotato di una zona liberadal campo magnetico. Ilrisultato è che il polomagnetico sud del Sole èmolto diffuso e non con-centrato come il polomagnetico nord.
Nel passaggio del 2007-2008 Ulysses ha misuratoun valore del campo magnetico in corrispondenzadei poli solari molto più debole rispetto a quanto
Il 30 giugno scorso è terminata la missione dellasonda ESA/NASA Ulysses. Meritato pensionamentoper la più longeva missione scientifica europea cheha battuto il precedente record detenuto dal satelliteIUE (International Ultraviolet Explorer). La duratatotale della missione è stata pari a 6822 giorni (18anni e 246 giorni). Le an-tenne del Deep SpaceNetwork della NASA sonostate utilizzate per in-viare i comandi di spegni-mento della strumenta-zione scientifica e dei si-stemi della sonda. I primicomandi sono stati inviatialle 17:35 CEST (CentralEuropean Summer Time)e le operazioni si sonoconcluse con l’ultimocontatto telemetrico av-venuto alle 22:15 CEST.Alle 22:20 CEST la sondaè passata nel modo disola ricezione. Nessun ul-teriore contatto è statopianificato per il futuro.La sonda, teoricamente,sarà ancora in grado di ri-cevere comandi fino alla fine della sua vita, dovutaessenzialmente alla disponibilità di energia elettricafornitale dal suo generatore nucleare RTG.
La sonda Ulysses durante l’assemblaggio. [ESA-NASA]
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osservato nei passaggi precedenti. Da questa po-sizione privilegiata, quindi, e in tutti questi anni dimissione sono stati compiuti enormi passi in avantisulla conoscenza del comportamento del campomagnetico solare, del vento solare e sulla fisicadella nostra stella, ampliando e migliorando le di-verse teorie e i modelli digradanti l’evoluzionestellare. Ulteriori traguardi scientifici sono state le osserva-zioni di alcune comete che inaspettatamente hannoattraversato le regioni in cui operava la sonda. Inparticolare il 1° maggio 1996 la sonda attraversò lascia di ioni della cometa Hyakutake (C/1996 B2),trovando che la coda della cometa era lunga almeno3,8 ua. Successivamente la Ulysses attraversò lacoda di altre due comete: la cometa McNaught-Har-tley (C/1999 T1) nel 2000 e la cometa McNaught(C/2006 P1) nel 2008. Tali fortuite circostanzehanno permesso di indagare l’interazione tra lacoda delle comete e il vento solare e le modalità se-condo le quali le comete perdono la loro massa.Inoltre, le misure effettuate sono state utili per ca-pire cosa accade quando il materiale neutro efreddo emesso dalle comete incontra il plasmacaldo del vento solare. Ulteriori osservazioni diGiove erano state compiute durante il passaggioall’afelio nel 2003-2004.La missione doveva aver termine nel luglio del2008; infatti i tecnici a Terra avevano riscontratouna mancanza di alimentazione ai sistemi di riscal-damento delle linee di distribuzione dell’idrazinaverso gli ugelli di controllo di assetto, a causa di unabbassamento della potenza elettrica disponibile. Ilcongelamento delle linee avrebbe comportato,quindi, l’impossibilità di controllare la sonda. Sipensò, per ovviare al problema, di effettuare dellepiccole accensioni dei motori per il controllo dell’as-setto ogni due ore in modo da mantenere in tempe-ratura le linee di alimentazione degli ugelli stessi.Questa procedura, quanto mai semplice ed efficace,ha permesso di estendere l’attività scientifica dellasonda per un altro anno. La disponibilità, inoltre, deitempi di ascolto delle antenne del Deep Space Net-work della NASA ha permesso di ricevere dati pertutto questo ulteriore anno di missione. La sondaUlysses, in questi ultimi tempi ha aumentato la di-stanza dalla Terra e l’ulteriore abbassamento dellapotenza elettrica ha fatto diminuire il bit-rate e,quindi, la quantità e qualità dei dati trasmissibili,portando le agenzie ESA e NASA alla decisione dispegnere la sonda, dati i costi di mantenimento cheiniziavano ad essere elevati rispetto al ritorno scien-tifico ottenibile.
Le hanno chiamate così, le nove persone che fannoparte dell’ultimo gruppo di astronauti selezionatodalla NASA nel 2009. Il termine serve anche a ricor-dare i “magnifici sette” del progetto Mercury, il primostorico gruppo di astronauti NASA. La particolaritàdella selezione sta nel fatto che il nuovo gruppo nonvolerà mai a bordo dello Space Shuttle. Infatti il pen-
sionamento della navetta è previsto per il 2010, men-tre le attività di addestramento a partire dal terminedella selezione ha una durata di due anni, con terminequindi nel 2011. Questo gruppo è pertanto destinatoa volare a bordo della nuova capsula Orion e a bordodella ISS. I più giovani di loro, stando ai tempi di svi-luppo della nuova capsula e alla pianificazione dellemissioni, potrebbero avere l’opportunità di essere tracoloro che ritorneranno a calcare il suolo lunare.Dopo aver passato al vaglio oltre 3500 domande,l’ente spaziale americano ha selezionato il nuovogruppo costituito da tre donne e sei uomini dalle ca-ratteristiche eterogenee. Conosciamoli meglio.Serena M. Aunon, 33 anni, di League City, Texas.
The New Nine
I nuovi nove astronauti della NASA. Da sinistra in alto:
Serena Aunon, Jeanette Epps, Jack Fischer; al centro
da sinistra: Michael Hopkins, Kjell Lindgren, Kathleen
(Kate) Rubins; riga in basso da sinistra: Scott Tingle,
Mark Vande Hei, Gregory (Reid) Wiseman.
[Credits: collectSPACE.com/NASA]
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Al via l’ARV
Medico di volo per i programmi Space Shuttle, ISS eConstellation della University of Texas MedicalBranch; nata ad Indianapolis, laureata presso laGeorge Washington University, l’Health SciencesCenter della University of Texas e presso la MedicalBranch dell’University of Texas. Jeanette J. Epps,38 anni, di Fairfax, Virginia. Technical IntelligenceOfficer della Central Intelligence Agency. Nata a Sy-racuse, New York, diplomata presso il LeMoyne Col-lege di Syracuse e laureata presso l’University ofMaryland. Jack D. Fischer, maggiore dell’U.S. AirForce, 35 anni, di Reston, Virginia. Test Pilot, mem-bro dell’U.S. Air Force Strategic Policy, Joint Chiefsof Staff al Pentagono. Nato a Boulder in Colorado.Fischer si è laureato presso l’U.S. Air Force Academydi Colorado Springs, Colorado, e al MIT. Michael S.Hopkins, tenente colonnello dell’U.S. Air Force, 40anni, di Alexandria, Virginia. Special assistant delVice Chairman, e Joint Chiefs of Staff al Pentagono.Nato a Lebanon, Missouri e laureato alla Universityof Minnesota e all’University of Texas MedicalBranch. Kjell N. Lindgren, 36 anni, di League City,Texas. Medico di volo per i programmi Space Shut-tle, ISS e Constellation della University of Texas Me-dical Branch. Nato a Taipei, Taiwan, Lindgren si èlaureato presso la U.S. Air Force Academy, la Colo-rado State University, la University of Colorado, la
In luglio, l’agenzia spaziale europea ha firmato uncontratto con la EADS-Astrium per lo studio iniziale disviluppo del nuovo cargo per il rifornimento della sta-zione spaziale internazionale, cargo con capacità dirientro atmosferico e strettamente derivato dall’at-tuale ATV. L’ARV (Advanced Reentry Vehicle), sarà do-tato di una capsula di rientro equipaggiata con unoscudo termico in grado di riportare a terra dalla ISSmateriali ed esperimenti. ARV, stando ai piani del-l’ESA, potrebbe rappresentare un passo avanti versolo sviluppo di una navetta europea con equipaggio. Ilmodulo di servizio con i sistemi di propulsione reste-rebbe invece il medesimo. La prima fase di sviluppodella capsula di rientro utilizzerà gli studi e le tecnologie già sviluppate dall’ESA nel 1998 nel progetto ARD(Atmospheric Re-entry Demonstrator); inoltre lo sviluppo della capsula sarà indirizzato verso la capacitàfutura di installare una torre di salvataggio per le versioni con uomini a bordo. Il veicolo, se i tempi sarannorispettati, sarà pronto dal 2015 e ciò permetterebbe alla stazione spaziale internazionale di essere operativaoltre il 2016. Il lancio avverrebbe sempre con un vettore Ariane 5.Il contratto è stato firmato a Brema da Simonetta di Pippo per l’ESA e da Michael Menking, Senior Vice-Pre-sident del dipartimento Orbital Systems and Exploration della EADS-Astrium. Alla firma erano presenti ancheil Direttore Generale dell’ESA Jean Jacques Dordain, Alain Charmeau, (EADS-Astrium), Johann-Dietrich Wör-ner, Direttore di DLR (l’agenzia spaziale tedesca) e Jens Böhrnsen, sindaco di Brema.
Immagine artistica dell’ARV in orbita terrestre. [ESA]
University of Minnesota e l’University of Texas Medi-cal Branch. Kathleen Rubins, 30 anni, di Cam-bridge, Massachusets. Principal investigator alWhitehead Institute for Biomedical Research del MIT.Nata a Farmington, Connecticut, Rubins ha svoltoviaggi di ricerca in Congo ed è laureata alla Univer-sity of California-San Diego e alla Stanford Univer-sity. Scott D. Tingle, comandante dell’U.S. Navy,43 anni, di Hollywood, Maryland. Test Pilot e Assis-tant Program Manager-System Engineering allaNaval Air Station di Patuxent River. Nato ad Attle-boro, Massachusetts si è laureato alla SoutheasternMassachusetts University (ora University of Massa-chusetts Dartmouth) e alla Purdue University. MarkT. Vande Hei, tenente colonnello dell’U.S. Army, 42anni, di El Lago, Texas. Controllore del volo per l’In-ternational Space Station al Johnson Space Centercome parte dell’U.S. Army NASA Detachment. Natoa Falls Church, Virginia, Vande Hei si è laureato allaSaint John’s University di Collegeville, Minnesota, ealla Stanford University. Gregory R. Wiseman, te-nente comandante dell’U.S. Navy, 33 anni, di Virgi-nia Beach, Virginia. Test Pilot, department head,Strike Fighter Squadron 103 sulla USS Dwight D.Eisenhower, in Virginia. Nato a Baltimore, Maryland,Wiseman si è laureato al Rensselaer Polytechnic In-stitute e presso la Johns Hopkins University.
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La sonda giapponese Kaguya, anche denominata SELENE, ha terminato la sua missione mercoledì 10 giu-gno alle 18:25 GMT con un impatto sulla superficie lunare. La zona dell’impatto è stata scelta in prossimitàdel terminatore lunare, nei pressi del cratere Gill (polo sud lunare), per dar modo agli osservatori terrestridi osservare il flash dell’impatto e compiere alcune misure di interesse scientifico. La sonda ha acceso ilsuo motore per rallentarela sua velocità orbitalealle 17:40 GMT, per potergiungere sulla superficiealla velocità di 6000 km/hin modo da creare un pic-colo cratere. (Si ricordache le dimensioni dellasonda sono paragonabili aquelle di un’automobiledella classe dei SUV e delpeso di 2900 kg). In Au-stralia, gli astronomi Je-remy Bailey e Steve Lee hanno usato l’Anglo-Australian Telescope di 3,9 metri di diametro per riprenderel’evento. In particolare hanno utilizzato lo strumento IRIS2 (InfraRed Imager and Spectrograph 2) di cuiè dotato il telescopio per effettuare riprese alla lunghezza d’onda di 2,3 micron, con tempi di esposizionedi 1 secondo e con 0,6 secondi di intervallo tra le varie riprese. In questo modo hanno ripreso il flash del-l’impatto. La sonda Kaguya fu lanciata nel settembre 2007 e dopo venti giorni di traversata giunse inorbita lunare per una complicata missione di analisi del suolo e dell’ambiente selenico che è durata quasidue anni. Dei 15 strumenti scientifici installati a bordo, uno dei più importanti è stata la fotocamera stereocon la quale si sono creati modelli digitali del terreno di elevata qualità e si è registrato un miglioramentonella mappatura della superficie lunare.
SELENE contro Selene
Ritorno alla Luna
La sonda NASA Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO)e il satellite-figlio Lunar CRater Observation and Sen-sing Satellite (LCROSS) sono partiti il 18 giugno
scorso a bordo di un Atlas 5-401 (ogiva di 4 metri didiametro, 0 booster ausiliari e 1 motore Centaur peril secondo stadio). La partenza è avvenuta nella terzafinestra di lancio (ore 23:32 italiane) a causa di unsistema nuvoloso che portava alla presenza di tem-porali nella zona del poligono di lancio. La Pad 41 diCape Canaveral è stata investita dalle fiammate delrazzo che hanno spinto il prezioso carico utile versoun lancio perfetto in direzione Luna. Dopo 44 minutie 45 secondi dal lancio la sonda si è separata dallostadio Centaur e ha cominciato a trasmettere la tele-metria verso l’antenna del centro di Goldstone, con-fermando che tutti i sistemi di bordo funzionavanocorrettamente. La missione principale della sonda èstata pianificata in modo tale da effettuare uno studiotopografico della superficie selenica, con particolareinteresse verso le regioni polari, mediante una map-patura ad alta risoluzione. Il secondo obiettivo im-portante è la caratterizzazione dell’ambiente circum-lunare allo scopo di individuare radiazioni dannoseper i futuri satelliti e le missioni pilotate. Dopo 4giorni di volo la LRO si è inserita, grazie a 5 accen-sioni dei propri motori, in un’orbita ellittica di 30 x
Impatto della sonda Kaguya con la Luna ripreso dall’Anglo Australian Telescope.
[Jeremy Bailey/University of New South Wales e Steve Lee/Anglo Australian Obs.]
Lancio della sonda LRO/LCROSS con un razzo Atlas
5-401. [Ben Cooper]
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216 km che è stata percorsa per 60 giorni, durante iquali si sono effettuati i test pre-operativi. Trascorsi i60 giorni la sonda si è spostata, mediante altrecorrezioni orbitali, verso l’orbita polare operativa, conaltezza di 50 km dalla su-perficie. La missione ope-rativa prevista è di unanno. Ecco il carico utile:CRaTER (Cosmic Ray Te-lescope for the Effects ofRadiation), strumento cheservirà per caratterizzarel’ambiente radiativo cir-cumlunare; DLRE (DivinerLunar Radiometer Experi-ment), strumento che mi-surerà l’emissione termicaproveniente dalla superfi-cie lunare; LAMP (Lyman-Alpha Mapping Project),strumento che valuteràquei crateri in ombra pe-renne allo scopo di tro-vare acqua sotto forma dighiaccio; LEND (Lunar Ex-ploration Neutron Detec-tor), strumento per rileva-re e mappare eventua-li depositi di ghiaccio;LOLA (Lunar Orbiter LaserAltimeter), strumento perprodurre mappe topogra-fiche lunari mediante letecnica del laser altime-tro; LROC (Lunar Recon-naissance Orbiter Came-ra), è un insieme di stru-menti di ripresa ad alta ri-soluzione. In più la sondaè stata dotata di un dimostratore tecnologico, unradar SAR che verrà utilizzato per trovare formazionidi ghiaccio sotto la superficie lunare, come già fan-no le sonde in orbita marziana. La piccola sondaLCROSS, invece, ha come compito la rilevazionedell’eventuale acqua liberata dall’impatto con la su-perficie lunare del motore Centaur dell’Atlas 5, cheha proseguito la sua corsa verso la Luna dopo il lanciostesso. Le osservazioni e l’invio di dati a terra ver-ranno eseguite dalla LCROSS che poi seguirà lostesso destino. Il carico utile della sonda LCROSS ècostituito da alcune camere da ripresa nelle fre-quenze del visibile e dell’infrarosso, spettrometri e unfotometro. Anche la sonda madre LRO effettuerà os-
Un mese dopo aver ripreso le storiche immagini dei
siti dove sbarcarono gli Apollo, il Lunar Reconnais-
sance Orbiter ha fatto il bis, regalandoci una ripresa
ancor più dettagliata del sito dell’Apollo 14. Oltre al
LEM e al gruppo di esperimenti ALSEP, sono visibilis-
sime le tracce lasciate dagli astronauti durante le
escursioni, nel corso delle quali si tiravano dietro un
carrellino porta attrezzi (Apollo Lunar Hand Tool car-
rier), utile anche per caricarvi materiale lunare. Per
maggiori informazione sull’immagine: www.nasa.gov/
mission_pages/LRO/multimedia/lroimages/lroc_20090
820_apollo14.html [NASA/GSFC/Arizona State Univ.]
servazioni e misure al momento dell’impatto del mo-tore Centaur e della piccola LCROSS. Con questa mis-sione la NASA ha voluto festeggiare il 40° anniver-sario del primo sbarco lunare da parte dell’uomo.
