Giu 24

MISSIONE GAIA: Storia dell'Astrometria (3) - Con Hipparcos si spicca il volo

I telescopi spaziali, non risentendo dei limiti imposti dall'atmosfera terrestre, fanno fare il salto di qualità all'astrometria. Negli anni '80 del secolo scorso, la missione Hipparcos segna l'inizio della nuova era e lascia un'eredità inestimabile che verrà raccolta e dalla missione Gaia, all'inizio del nuovo millennio!

 

L'articolo che segue è la traduzione di questo http://sci.esa.int/gaia/53198-astrometry-in-space/

I cataloghi stellari compilati grazie ai telescopi terrestri sono cresciuti in dimensioni e precisione nella prima metà del ventesimo secolo, ma poi hanno raggiunto il loro limite. L'effetto sfarfallio causato dall'atmosfera terrestre ha impedito ulteriori miglioramenti astrometrici fino a quando le osservazioni non hanno potuto essere fatte dallo spazio. Il satellite Hipparcos dell'ESA è stato il primo telescopio spaziale dedicato alla misurazione delle posizioni stellari. Operando dal 1989 al 1993, Hipparcos ha permesso agli astronomi di mappare le posizioni, le velocità e le distanze di oltre 100 000 stelle con una precisione senza precedenti. La missione Gaia dell'ESA è l'astrometria del ventunesimo secolo, basata sull'eredità di Hipparcos, ha l'obiettivo di tracciare un miliardo di stelle ed esplorare la composizione, l'origine e l'evoluzione della nostra galassia.

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Il telescopio rifrattore da 40 pollici (102 cm) presso l'Osservatorio Yerkes in Wisconsin, USA, utilizzato da F. Schlesinger all'inizio del XX secolo.

La fotografia e la spettroscopia hanno cambiato le regole del gioco in astronomia alla fine del diciannovesimo secolo. La spettroscopia permetteva agli astronomi di esaminare la composizione chimica di stelle e nebulose lontane e altrimenti inaccessibili, e usando la fotografia potevano tracciare il cielo con una precisione e una sensibilità che prima non erano possibili.

Misurando le parallassi stellari in ampie indagini fotografiche, gli astronomi hanno iniziato a calcolare le distanze di un gran numero di stelle vicino al Sole. Nel 1924 Frank Schlesinger, un astronomo americano e pioniere dei metodi fotografici, pubblicò un catalogo con le posizioni di quasi 2000 stelle con una precisione di circa un centesimo di arco secondo. Con questa precisione, che corrisponde al diametro della Luna piena diviso per 180 000, gli astronomi sono in grado di sondare le distanze stellari ad alcune decine di anni luce dalla Terra.

 

Vedere più lontano

Le distanze dedotte dalle misurazioni della parallasse sono limitate, ma fondamentali per calibrare metodi indiretti che possono essere utilizzati per distanze cosmiche maggiori, anche se con minore precisione. Questi indicatori di distanza secondari si basano sul confronto tra luminosità osservate e intrinseche di una stella, dato che la luminosità intrinseca può essere stimata sulla base di altre proprietà osservate di quella stella.

Uno di questi metodi può essere applicato per determinare la distanza dai cluster stellari: quando gli astronomi confrontano la magnitudine osservata e il colore delle stelle appartenenti a un cluster con le previsioni dei modelli di evoluzione stellare, possono stimare le loro luminosità intrinseche e, da quelle, la distanza del cluster. Questo metodo, che può essere applicato ai cluster stellari nella nostra galassia, è noto come adattamento alla sequenza principale; il termine "sequenza principale" si riferisce al periodo centrale nella vita di una stella, durante il quale l'idrogeno si trasforma in elio nel nucleo stellare.

Un altro metodo per stimare le distanze, che può essere applicato anche ad altre galassie oltre la Via Lattea, si basa sull'osservazione di classi specifiche di stelle e galassie - note come candele standard - la cui luminosità intrinseca può essere valutata da altre proprietà.

Le Cefeidi - un tipo di stella variabile - sono ampiamente utilizzate come candele standard. Nel 1908, l'astronoma americana Henrietta Leavitt aprì la strada allo studio della variabilità cefeide mentre analizzava i rilievi fotografici del cielo meridionale. I suoi risultati suggerivano che queste stelle potevano essere utilizzate per misurare le distanze cosmiche perché il periodo delle loro variazioni è direttamente correlato alla loro luminosità intrinseca. Prima che le stelle Cefeidi potessero essere utilizzate per stimare le distanze, il metodo doveva essere calibrato misurando le distanze di un vicino campione di tali stelle in modo indipendente. Questo accadde nel 1913, quando l'astronomo danese Ejnar Hertzsprung misurò la parallasse di diverse stelle Cefeidi, costruendo il primo gradino della scala di distanza cosmica che avrebbe presto permesso agli astronomi di mappare il cosmo ben oltre il nostro quartiere locale.

La capacità di misurare la distanza da fonti lontane e di esaminarne la composizione ha portato alla svolta dopo gli anni Venti e Trenta. Combinando queste osservazioni con gli sviluppi della fisica teorica del tempo, gli astronomi potevano finalmente comprendere i processi fisici che alimentano le stelle, delineare la forma e le dimensioni della Via Lattea e stabilire che il Sole non è al centro della nostra Galassia, ma più vicino alla periferia. Le misurazioni della distanza hanno portato alla straordinaria rivelazione che ci sono innumerevoli altre galassie oltre la nostra Via Lattea e che l'intero Universo si sta espandendo.

 

L'Astrometria ad un bivio

La pratica dell'astrofisica moderna era ormai iniziata, innescando lo sviluppo di molteplici nuovi campi di ricerca, oltre che tecniche per investigare il cosmo. In questa raffica di attività, la pratica dell'astrometria - la misurazione delle posizioni degli astri nel cielo - progrediva molto lentamente. Aumentare la precisione e la sensibilità degli strumenti non era più sufficiente per ottenere una maggiore precisione nelle posizioni stellari. Le misure sembravano aver raggiunto il loro limite.

L'atmosfera turbolenta della Terra era un'enorme barriera: degrada la qualità delle immagini astronomiche raccolte con telescopi a terra, che limitano la precisione astrometrica. Il rumore aggiuntivo è introdotto dalle distorsioni della struttura del telescopio causate dal suo stesso peso e dalla risposta termica dell'edificio e del telescopio dell'osservatorio. La combinazione di questi fattori impediva agli astronomi di migliorare le misurazioni di posizione oltre il centesimo di arco secondo. Anche i telescopi sulla Terra sono limitati dalla porzione del cielo che ognuno di essi può osservare, e combinando gli sforzi di diversi osservatori si introducono ulteriori margini di incertezza.

Ostacolata da queste condizioni, l'astrometria a terra ha fatto solo piccoli progressi nel ventesimo secolo. Decenni dopo, gli astronomi americani Louise Freeland Jenkins e William van Altena continuarono il lavoro di Frank Schlesinger e pubblicarono versioni estese del suo catalogo. Il catalogo di Jenkins fu completato negli anni '50 e elencava circa 6000 stelle, mentre quello di Van Altena nel 1995 conteneva oltre 8000 stelle. Ma la loro precisione non era significativamente migliore di quella raggiunta da Schlesinger tanti anni prima, limitando questi rilievi a un raggio di poche decine di anni luce attorno al Sole.

 

L'avvento dell'era spaziale

L'inizio dell'era spaziale avrebbe fornito soluzioni a tutti questi problemi e  avrebbe riportato l'astrometria al suo antico splendore. Anche prima che il primo satellite venisse messo in orbita con successo negli anni '50, gli astronomi stavano considerando i numerosi vantaggi delle osservazioni con i telescopi spaziali.

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Pierre Lacroûte (a destra) e Michael Perryman (a sinistra). Credito: ESA - J. van Haarlem

Un telescopio spaziale può vedere più stelle e vederle meglio. Da una posizione privilegiata in orbita attorno alla Terra, i telescopi spaziali possono eseguire osservazioni al di sopra degli strati turbolenti dell'atmosfera con meno interferenze dalla gravità terrestre e in un ambiente termicamente stabile. Tutte queste condizioni migliorano notevolmente la qualità delle immagini, che possono anche riguardare l'intero cielo. Nel campo dell'astrometria, il primo a suggerire un telescopio spaziale dedicato per misurare le posizioni stellari fu l'astronomo francese Pierre Lacroute nel 1965.

Il design di Lacroute aveva una caratteristica extra appositamente pensata per l'astrometria. La sua idea era radicata nello strumento usato dall'astronomo tedesco Friedrich Bessel per rilevare la prima affidabile parallasse stellare nel 1838. Bessel usò una lente tagliata a metà per eseguire misure differenziali delle posizioni delle stelle, migliorando la sua capacità di identificare i cambiamenti nelle loro posizioni .

Lacroute suggerì di eseguire misure differenziali sul cielo e, inoltre, propose di farlo attraverso angoli molto ampi. Per ottenere ciò, il telescopio deve eseguire la scansione di due campi separati contemporaneamente. Questa strategia osservativa consente agli astronomi di stabilire un quadro di riferimento coerente su tutto il cielo e di misurare le parallassi assolute, qualcosa che era impossibile da piccoli angoli sondati con osservazioni a terra. Le parallassi assolute sono molto più accurate di qualsiasi misura che si possa ottenere da terra.

 

Osservazioni della missione di Hipparcos

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Da sinistra a destra: Catherine Turon, Jean Kovalevsky, Lennart Lindegren e Erik Høg

 

Questo progetto di satellite era chiamato Hipparcos - un acronimo per HIgh Precision PARALLAX COllecting Satellite - che riecheggiava il nome di Ipparco, l'antico pioniere greco dell'astrometria. Il design e il concetto di missione di Lacroute sono stati ulteriormente sviluppati da un team che includeva l'astronomo danese Erik Høg, gli astronomi francesi Jean Kovalevsky e Catherine Turon e l'astronomo svedese Lennart Lindegren. La missione Hipparcos è stata introdotta nel programma scientifico dell'ESA nel 1980.

Il design finale del telescopio includeva un beam-splitter che raccoglieva la luce da due diverse aree del cielo, separate da un 'angolo di base' di 58 gradi. Lo spettrometro dirigeva la luce su uno specchio primario del diametro di 29 cm, che lo focalizzava sul rivelatore. I rivelatori di luce più sensibili disponibili all'epoca erano i tubi di dissezione dell'immagine, che si basano sull'effetto fotoelettrico: l'emissione di elettroni da parte di un materiale dopo essere stati illuminati con specifiche lunghezze d'onda della luce.

 

Lo specchio primario di Hipparcos
Lo specchio primario di Hipparcos
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Il beam-splitter (divisore di fascio di luce) di Hipparcos

L'astronomo britannico Michael Perryman guidò lo sviluppo del progetto attraverso la costruzione di satelliti durante gli anni '80 e lavorò come Project Scientist della missione fino al suo lancio e anche come Project Manager fino al suo completamento nel 1997. Hipparcos fu lanciato nel 1989 e operò per oltre tre anni; le operazioni si conclusero nel 1993.

 

Il catalogo Hipparcos, pubblicato nel 1997, contiene la posizione, la parallasse e il movimento corretto di 117 955 stelle con una precisione di 0,001 secondi d'arco, consentendo agli astronomi di misurare distanze stellari che si estendono fino a oltre 300 anni luce. Questo è stato un enorme progresso rispetto ai migliori cataloghi compilati con osservazioni da terra. Il catalogo Tycho 2, più grande ma meno preciso, contiene posizioni e movimenti corretti di 2,5 milioni di stelle. Pubblicato nel 2000, combina i dati di Hipparcos con quelli di cataloghi più vecchi basati su osservazioni da terra .

 

L'eredità di Hipparcos

I dati di Hipparcos hanno avuto una profonda influenza su gran parte dei campi di ricerca astronomica. La più raffinata precisione astrometrica ha portato a stime molto migliori di svariati parametri stellari, dalla luminosità alla composizione chimica. Ciò ha notevolmente migliorato la comprensione della struttura interna delle stelle e dell'evoluzione stellare. Con una struttura di riferimento affidabile e precisa, gli astronomi avrebbero finalmente potuto descrivere la dinamica delle stelle nel quartiere solare e studiare molti ammassi stellari in grande dettaglio.

HipparcosOltre alla Via Lattea, le distanze stellari basate sulle misurazioni della parallasse di Hipparcos, consentivano ai cosmologi di perfezionare la calibrazione della scala delle distanze cosmiche, portando a una stima più precisa del tasso di espansione dell'Universo e della sua età. Il nuovo valore per l'età dell'Universo risolse un enigma di lunga data; alla fine gli astronomi hanno potuto dimostrare che l'Universo era più antico dei più antichi ammassi globulari della Galassia, le cui età erano già state modificate in base ai dati di Hipparcos.

I dati di Hipparcos sono stati applicati anche allo studio degli esopianeti - cosa, questa, che non poteva essere prevista al momento della pianificazione della missione, dato che il primo pianeta al di fuori del nostro Sistema Solare è stato scoperto solo nel 1995. Gli astronomi hanno utilizzato i dati del catalogo Hipparcos per ottenere i limiti superiori per le masse di diversi esopianeti, confermare la loro natura, determinare le loro masse e caratterizzare le proprietà delle stelle progenitrici. L'applicazione dei dati di Hipparcos a questo campo ha evidenziato che una missione astrometrica di nuova generazione, basata sullo spazio, con precisione di 1 milionesimo di arco secondo, avrebbe potuto portare un contributo significativo allo studio dei sistemi planetari oltre il nostro.

I dati di Hipparcos sono stati utilizzati per compilare il Millennium Star Atlas, una pubblicazione in tre volumi con 1548 carte dei cieli, che è stata resa pubblica nel 1997. Il software Planetarium e altre visualizzazioni del cielo, tra cui Google Sky e le app di astronomia disponibile per gli smartphone, si basano anche sui dati della missione Hipparcos. I cataloghi Hipparcos e Tycho 2 sono ancora abitualmente utilizzati come riferimenti per i telescopi terrestri per trovare i loro obiettivi e per la navigazione delle missioni spaziali.

 

L'Astrometria del futuro

Nel 2000, l'ESA ha scelto di portare la tradizione dell'astrometria nel ventunesimo secolo adottando Gaia, una missione di nuova generazione per mappare il cielo con una precisione cento volte migliore di quella di Hipparcos. Gaia esaminerà sistematicamente il cielo, mappando la posizione, la parallasse e il moto proprio di un miliardo di stelle, pari a circa l'1% della popolazione stellare della Galassia. Con una precisione astrometrica fino a 0,00001 secondi d'arco, Gaia determinerà le distanze dalle stelle fino a 30 000 anni luce di distanza - cento volte più lontano di Hipparcos.

Oltre a questa mappa stellare tridimensionale, Gaia consentirà agli astronomi di studiare le velocità delle stelle in grande dettaglio. La velocità può essere accertata combinando il moto proprio (che può essere stimato dai dati astrometrici e produce la velocità proiettata sul piano del cielo) con la velocità radiale, che è perpendicolare al moto proprio e può essere dedotta dagli spettri raccolti dallo spettrografo a bordo di Gaia. Con questo eccezionale set di dati, gli astronomi tracceranno le traiettorie passate delle stelle nella Via Lattea, studiando la storia dinamica della nostra Galassia. Grazie ai "viaggi stellari nel tempo", acquisiranno nuove conoscenze sulla formazione della nostra galassia.

La combinazione di Gaia di dati astrometrici, fotometrici e spettroscopici consentirà agli astronomi di caratterizzare le stelle rilevate, misurando i parametri fisici come le loro masse e luminosità e la loro età. Questo sarà un censimento senza precedenti della popolazione stellare della Via Lattea.

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La serie di Gaia di 106 CCD assemblati. Credito: Astrium
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Il modulo di carico utile di Gaia, durante i preparativi per i test termici. Credito: Astrium SAS

Gaia attinge al patrimonio di Hipparcos, ma fa tesoro del progresso scientifico degli ultimi due decenni. Il suo design comprende due telescopi per scansionare due campi sul cielo separati da 106,5 gradi. Ogni telescopio è composto da sei specchi di varie dimensioni e forme - alcuni dei quali sono condivisi - che mettono a fuoco e ripetutamente piegano la luce su una distanza totale di 35 m. Alla fine, la luce raggiunge i rivelatori: una serie di dispositivi accoppiati alla carica che consistono di quasi un miliardo di pixel.

 

 

Il design all'avanguardia di Gaia e i rilevatori fatti su misura sono la chiave per eseguire il più grande censimento della popolazione stellare della Via Lattea.

 

Appendice: Un viaggio attraverso la nostra galassia

Il video che segue costituisce una rappresentazione artistica di un viaggio virtuale, dal centro della Via Lattea alla sua periferia, che mostra come è composta la nostra Galassia. Credito: ESA.  

VIDEO

Con una massa di quattro milioni di Soli, un buco nero supermassiccio (noto come Sagittario A*) si trova al centro della Galassia, la sua enorme gravità governa le orbite delle stelle nelle sue vicinanze. Sono state osservate stelle che orbitano intorno a questo buco nero a distanze molto ravvicinate, come pochi giorni di luce.

Andando verso l'esterno, voliamo attraverso la moltitudine di stelle del rigonfiamento galattico. Il rigonfiamento si trova nella parte centrale della Via Lattea e ospita circa dieci miliardi di stelle, che sono principalmente vecchie e rosse. Il rigonfiamento ha una forma allungata complessiva che assomiglia a quella di una barra a forma di nocciolina, con una lunghezza di circa 10 000 anni luce, rendendo la Via Lattea una galassia a spirale barrata.

Oltre al rigonfiamento, il viaggio continua attraverso la Galassia, volando attraverso la più giovane popolazione di stelle nel disco stellare. Sede della maggior parte delle stelle della Via Lattea, il disco stellare è una struttura appiattita con un raggio di circa 50.000 anni luce e un'altezza verticale di soli 1000 anni luce. Il disco stellare è incorporato in una struttura leggermente più grande, il disco gassoso. Le stelle nel disco sono disposte a spirale e orbitano attorno al centro della Galassia.

I dischi e il rigonfiamento sono incorporati nell'alone stellare, una struttura sferica costituita da un gran numero di ammassi globulari - la più antica popolazione di stelle della Galassia - e da molte stelle isolate. L'alone stellare si estende per un raggio di circa 100.000 anni luce.

Gli astronomi ritengono che, come la maggior parte delle galassie, la Via Lattea sia incorporata in un alone ancora più grande di materia oscura invisibile. Poiché non emette alcuna luce, la presenza dell'alone della materia oscura può essere ipotizzata solo indirettamente dal suo effetto gravitazionale sui moti delle stelle nella Galassia (la posizione de L'Infinito Teatro del Cosmo nei confronti della materia oscura è molto critica e prudente, come si può evincere dagli articoli disponibili QUI)

Avendo visto la nostra galassia da lontano, zoomiamo nuovamente sul disco e cambiamo direzione di visione, rivelando una vista frontale della struttura del braccio a spirale della Via Lattea. Viene mostrata la posizione del Sole, situata a circa 26.000 anni luce dal Centro Galattico, all'incirca a metà strada tra il centro e la periferia della Via Lattea.

Infine, viene data un'indicazione delle dimensioni del rilevamento delle distanze stellari eseguite dalla missione Hipparcos dell'ESA, che ha funzionato tra il 1989 e il 1993. Il catalogo Hipparcos, pubblicato nel 1997, contiene la posizione, il movimento corretto e la distanza di oltre 100 000 stelle fino a 300 anni luce di distanza dal sole. L'indagine condotta dalla missione Gaia dell'ESA sonderà un miliardo di stelle, circa l'1% del numero totale di stelle nella nostra galassia, a 30.000 anni luce di distanza - cento volte più lontano di Hipparcos.

Ultimo aggiornamento: 24 agosto 2017

Non perdetevi la prossima puntata, Gaia si avvicina...
 QUI potete trovare tutti gli articoli dedicati alla missione Gaia finora pubblicati

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