LA LUCE E L'INVISIBILE: L'UNIVERSO IN DIVERSE LUNGHEZZE D'ONDA


L'atmosfera che avvolge la nostra Terra rappresenta anche un efficace schermo che protegge gli organismi viventi, e quindi anche noi, dalle intense radiazioni ultraviolette, dai raggi X e da altre radiazioni penetranti che vengono emesse in grande quantita' dal Sole e dagli altri corpi celesti.
Solo le onde radio, la luce visibile e una piccola frazione della radiazione infrarossa riescono ad arrivare fino al suolo, e questo e' il motivo per cui a terra abbiamo solo telescopi che raccolgono la luce, e antenne radio. Ma per registrare i raggi ultravioletti, i raggi X, i raggi Gamma, il lontano infrarosso, dobbiamo lanciare al di fuori dell'atmosfera terrestre dei satelliti con a bordo strumenti capaci di 'vedere' tali radiazioni. Essi cosi' raccolgono una grande quantita' di nuove informazioni e ci aiutano a comprendere meglio l'universo che ci circonda. (JPEG, 175 K)
(Disegno Michelangelo Miani)

LA RADIOASTRONOMIA


Le onde radio sono radiazioni elettromagnetiche, proprio come la luce visibile, ma rispetto a questa hanno frequenza milioni di volte piu' bassa, circa tra 100 e 100.000 MHz ossia con lunghezze d'onda dal chilometro fino al millimetro.
L'inizio della ricerca radioastronomica risale all'anno 1933, quando Karl Jansky, un ingegnere americano che lavorava presso i laboratori della Bell Telephone, annuncio' di aver rivelato segnali radio di indubbia origine cosmica provenienti dal centro della nostra Galassia. Per capire la novita' di tale scoperta si pensi che Jansky nelle onde radio NON vide il Sole o la Luna ma il centro della Via Lattea!
Il grande sviluppo della Radioastronomia risale invece agli anni successivi alla seconda guerra mondiale, quando la tecnologia derivata dalle telecomunicazioni e dalla scoperta del radar permise la costruzione di radiotelescopi precisi e sensibili. Con la radioastronomia si e' rivelato all'uomo un panorama in gran parte inaspettato. Si va dalla scoperta delle emissioni dell'idrogeno sino a quelle di molte molecole, ivi incluse molecole organiche estremamente complesse, che hanno portato a una visione completamente nuova del gas interstellare, di enorme importanza per lo studio della struttura ed evoluzione delle galassie e dei problemi relativi alla formazione delle stelle e forse anche della vita.
Si sono scoperti inoltre fenomeni altamente energetici, nelle cosiddette QUASARS (radio sorgenti quasistellari) e nei nuclei delle galassie attive, che ci consentono di sondare l'Universo sino a grandi distanze. Le radiosorgenti pulsanti, o pulsars, la cui emissione si `accende' e `spegne' ogni qualche frazione di secondo hanno permesso di confermare l'esistenza di oggetti esotici come le stelle di neutroni.
Fondamentale per la cosmologia e' stata poi la scoperta della radiazione universale di fondo a 3K (pari a -270 oC) avvenuta nel 1965, sempre ai Bell Labs, alle lunghezze d'onda millimetriche.
Tra gli enormi sviluppi delle tecniche radioastronomiche dobbiamo citare le reti interferometriche a lunghissima base, con antenne europee, americane, australiane, sincronizzate tra loro mediante precisissimi orologi maser. Tale tecnica, nota come Very Long Baseline Interferometry (VLBI), permette di effettuare osservazioni ad altissima risoluzione (millesimo di secondo d'arco).
L'Italia colabora potentemente a questa rete internazionale. Cosi' oggi si puo' affermare che le scoperte radioastronomiche hanno completamente rivoluzionato la nostra comprensione dell'universo e degli oggetti che lo compongono.
Cygnus A.
Questa radiogalassia e' stata una delle prime sorgenti di onde radio scoperte nel cielo. Sebbene si trovi a distanza di circa 1 miliardo di anni luce, e' una delle radiosorgenti piu' brillanti. La piccola macchia nera al centro dell'immagine radio e' il nucleo, che coincide con una galassia ellittica gigante. L` emissione radio si estende ben al di fuori della galassia visibile, fino a circa 500.000 anni luce. Il nucleo radio produce l'energia che alimenta l'intera radiosorgente, e rifornisce i `lobi esterni' attraverso canali, chiamati `getti'. (JPEG, 218 K)
(NRAO)

Particolare del getto radio rivelato in NGC6251. Questo getto e` lungo oltre 300.000 anni luce, e rappresenta il canale attraverso il quale l'energia prodotta dal nucleo (in basso a sinistra) viene trasportata alle zone piu` esterne della radiosorgente. Il getto si espande allontanandosi dal nucleo, e mostra inoltre zone brillanti (`nodi'), che rappresentano onde d'urto che si formano durante la propagazione. (JPEG, 146 K)
(NRAO)

NGC1265, radiogalassia prototipo di una classe di radiosorgenti dette a `coda'. La galassia, coincidente con il nucleo rosso in basso al centro, si muove attraverso il gas dell'ammasso di galassie del Perseo alla velocita' di circa 2000 km/sec verso il basso. Quindi i getti vengono piegati verso l'alto dalla pressione dinamica, e la radioemissione risulta simile ad una scia. La galassia e' distante circa 270 milioni di anni luce. (JPEG, 436 K)
(NRAO)

La figura di sinistra mostra una sovrapposizione tra l'immagine visibile della galassia ellittica NGC4261 (al centro bianca), e la sua emissione radio (in giallo e arancione), caratterizzata da due getti simmetrici e lobi diffusi. La figura di destra mostra un'immagine ingrandita del nucleo della galassia, ottenuta con il Telescopio Spaziale Hubble. E` visibile un disco scuro di polvere e gas, attorno al piccolo nucleo centrale brillante, che rappresenta la regione attiva dove ha sede la produzione di energia.
Questa immagine e' considerata come evidenza dell' esistenza di un buco nero al centro della radiogalassia. (JPEG, 316 K)
(NASA-STScI)

3C273 e` stata la prima quasar identificata otticamente nel 1963 da Maarten Schmidt col telescopio di 5m del Monte Palomar. La radiosorgente coincide con un stella di 12ma magnitudine posta a distanza enorme rispetto alle galassie di pari splendore. L'immagine radio ad altissima risoluzione angolare mostra il nucleo radio in alto a sinistra, e un getto asimmetrico, che si propaga a velocita' prossima a quella della luce fino alla distanza di circa 20.000 anni luce.(JPEG, 70 K)
(MERLIN)

Immagine radio di Giove:
cosi' ci appare il pianeta usando onde radio alla lunghezza di 21 cm. Giove ha un forte campo magnetico che intrappola gli elettroni che si muovono nello spazio circostante. Questi elettroni emettono onde radio producendo le due strutture ad arco che si vedono nell'immagine. Le emissioni radio di Giove sono particolarmente forti lungo la fascia equatoriale, dove le particelle sono raccolte dal campo magnetico. (JPEG, 71 K)
(Radiotelescopio VLA, New Mexico)


L'INFRAROSSO


Le stelle hanno dei `colori' che non vediamo. Come non riusciamo per esempio a vedere la `luce' emessa sotto forma di raggi X o di raggi gamma cosi' non riceviamo nemmeno gli infrarossi che sono in gran parte schermati dall'atmosfera e non raggiungono la superficie terrestre. Il satellite ISO dell'ESA, alto piu' di 5 m per 3 di diametro e dal peso di quasi due tonnellate e mezzo, e' incaricato di una missione speciale: svelare il cielo dell'invisibile, ovvero quello della radiazione infrarossa, luce troppo fredda per essere `vista' dall'occhio umano ma rivelatrice di avvenimenti cosmici straordinari.
ISO e' un telescopio spaziale che `vede' l'infrarosso grazie a quattro rivelatori che lavorano a temperature bassissime (-271 gradi). Dal suo lancio, ISO ha prodotto risultati di eccezionale qualita': alcune galassie, per esempio, apparentemente `insignificanti' nella luce visibile, si sono rivelate, nell'infrarosso, un luogo di fervente attivita' dove prende vita una moltitudine di nuove e scintillanti stelle.

ISO

Il satellite infrarosso ISO (Infrared Space Observatory) dell'ESA e' stato lanciato da un vettore Ariane il 15 Novembre 1995. ISO orbita in una traiettoria molto ellittica, da 1000 a 70.000 Km attorno alla Terra.(JPEG, 134 K)
(ESA)

Visione artistica di ISO in orbita. La sua sensibilita' e' tale che potrebbe registrare il calore emesso da un cubetto di ghiaccio da una distanza di 100 Km. (JPEG, 157 K)
(ESA)

Mosaico di immagini delle emissioni di radiazioni infrarosse nella Via Lattea. La banda luminosa orizzontale e' prodotta dalle emissioni delle fredde polveri che si trovano nel piano della nostra galassia.(JPEG, 121 K)
(ESA)

L'orbita di ISO e' molto ellittica in modo che, per circa 16 ore ogni giorno si trova al di fuori delle fasce di particelle elettriche che circondano la Terra, e puo' lavorare al massimo della sensibilita' dei suoi strumenti. (JPEG, 134 K)
(ESA)

La nube oscura Rho Ophiuchi.
Le macchie brillanti in questa immagine sono stelle giovani, le piu' piccole delle dimensioni del Sole e altre molto maggiori, in una nebulosa lontana da noi 500 anni luce. Queste stelle sono invisibili anche al Telescopio Spaziale Hubble, perche' una nuvola di polveri le oscura completamente. Ma la radiazione infrarossa attraversa le polveri e ISO ci rivela la loro presenza. (JPEG, 136 K)
(ESA)

Regioni di formazione stellare nella galassia a spirale M51 `Girandola', a 20 milioni di anni luce da noi. Le zone piu' luminose corrispondono a calde nubi di polveri dove si stanno condensando nuove stelle. (JPEG, 635 K)
(ESA)

La sala principale di controllo dell'ESOC (European Space Agency Operation Centre) a Darmstadt in Germania, da dove sono state seguite le prime fasi della messa in orbita di ISO. (JPEG, 409 K)
(ESA)

Regione del cielo in falsi colori attorno alla costellazione di Orione. Si tratta di zone di formazione stellare. L'anello verso il centro dell'immagine e' provocato dal gas in espansione attorno ad una stella neonata. (JPEG, 404 K)
(NASA-JPL)

Il telescopio che forma il cuore del satellite ISO e' sottoposto a prove alle temperature dell'Elio liquido nell'Istituto di Astrofisica di Liegi in Belgio. (JPEG, 436 K)
(ESA)

Il satellite ISO durante le prove eseguite nei laboratori di ESTEC, il centro tecnologico dell'ESA a Noordwijk in Olanda. (JPEG, 204 K)
(ESA)

LA LUCE VISIBILE E L'ULTRAVIOLETTO, DA TERRA E DALLO SPAZIO

Il nostro occhio e' sensibile solo ad alcune delle radiazioni emesse dal Sole o dagli altri corpi celesti, in particolare a quelle che riescono ad attraversare la barriera dell'atmosfera terrestre e che formano la cosiddetta luce visibile. Dall'epoca di Galileo si e' sempre piu' potenziata la nostra possibilita' di vedere corpi lontani con strumenti che raccolgano piu' luce di quanto non possa fare la nostra pupilla, che ha un'apertura di pochi millimetri.
Prima si usarono cannocchiali a lenti, poi si passo' a strumenti a specchi concavi per mettere a fuoco il flusso di luce proveniente dai corpi celesti. Nel nostro secolo lo sviluppo dei telescopi ha portato da un lato a specchi con diametri sempre maggiori e dall'altro a tecnologie sempre piu' sofisticate per migliorare la qualita' dell'immagine astronomica. Tuttavia, benche' trasparente alla luce, la nostra atmosfera ne disturba il percorso rettilineo con la sua turbolenza e la presenza di materiali in sospensione. Essa poi blocca completamente tutte le radiazioni a lunghezza d'onda inferiore a circa 3.000 Angstrom, cioe' le radiazioni al di la' del violetto.
Cosi' nel 1990 viene messo in orbita attorno alla Terra il Telescopio Spaziale Hubble (HST) che, libero dai capricci dell'atmosfera, ci ha dato alcune delle immagini piu' emozionanti di questi ultimi anni. HST poi, come prima di lui il piu' piccolo ma utilissimo International Ultraviolet Explorer, ci ha aperto la regione ultravioletta, dove si manifestano fenomeni a piu' alta energia e a maggior temperatura: le stelle piu' calde, le aurore boreali di Giove, i fenomeni esplosivi.

HUBBLE SPACE TELESCOPE


Dal 1990 un grande telescopio con specchio di 2,4 m, contenuto in un cilindro di 13 m di lunghezza per 4.5 m di diametro e 11 tonnellate di peso, gira in orbita attorno alla Terra a circa 600 km di altezza: e' il telescopio spaziale Hubble, costruito dalla NASA con la collaborazione dell'ESA. Hubble e' il primo telescopio di grandi dimensioni che scruti l'Universo direttamente dallo spazio. E' stato lanciato da uno Shuttle il 24 Aprile 1990.
Al di fuori dei densi strati dell'atmosfera che disturbano l'osservazione del cielo fatta dalla Terra (basti pensare al tremolio delle stelle quando le osserviamo la notte) Hubble riesce a vedere sorgenti fino a 30 volte meno luminose di quelle finora osservate, svelando cosi' un universo inedito, animato da buchi neri, stelle che stanno per nascere, galassie lontanissime... Nulla sfugge all'occhio di Hubble: per dare un'idea della sensibilita' e della risoluzione delle sue osservazioni, basti dire che se il telescopio Hubble fosse a Padova, sarebbe in grado di vedere una lucciola che vola a Sidney, e distinguerebbe due lucciole se fossero distanti fra loro almeno tre metri.
Il telescopio Hubble dopo il completamento delle prove negli Stati Uniti. (JPEG, 203 K)
(ESA)

Il braccio meccanico dello Shuttle mette in orbita il Telescopio Spaziale Hubble. (JPEG, 196 K)
(NASA)

Spaccato dello Hubble che mostra la posizione dello specchio di 2,4 m a tre quarti dello strumento, e nel fondo i cinque strumenti che analizzano la luce raccolta. I grandi pannelli solari ai due lati del telescopio forniscono l'energia, mentre le due antenne inviano i dati a Terra.(JPEG, 372 K)
(ESA/NASA)

Dicembre 1993. Il telescopio Hubble viene catturato dallo Shuttle per la prima di una serie di operazioni di manutenzione da eseguire nello spazio. Si puo' notare che il pannello solare di destra e' danneggiato e verra' sostituito. (JPEG, 153 K)
(NASA)

Operazioni di manutenzione dello Hubble. In questa occasione sono stati sostituiti anche alcuni strumenti migliorando notevolmente la sensibilita' del telescopio. (JPEG, 210 K)
(NASA)

Il miglioramento nella qualita' delle prestazioni ottenuto dopo la sostituzione di alcune parti della strumentazione e' evidente nel confronto fra queste due immagini del nucleo della galassia M100. (JPEG, 284 K)
(NASA-STScI)

Immagini di Saturno riprese dal telescopio spaziale. In alto (agosto 1995) gli anelli si presentavano di taglio restando quasi invisibili salvo per l'ombra proiettata sul pianeta. In queste condizioni si possono scorgere molti dei satelliti di Saturno. La macchia scura e' l'ombra di Titano, il piu' grande di essi. (JPEG, 552 K)
(NASA-STScI)

La nebulosa 30 Doradus con un ingrandimento dell'ammasso globulare R136. Fanno parte della Grande Nube di Magellano, una galassia satellite della nostra Via Lattea. (JPEG, 334 K)
(NASA-STScI)

UVSTAR

UVSTAR (JPEG, 207 K)
(NASA)

UVSTAR (UltraViolet Spectrograph Telescope for Astronomical Research) e' un telescopio/ spettrografo per l'ultravioletto.
Lo strumento ha capacita' uniche di acquisire immagini spettrali di corpi celesti estesi come pianeti, stelle che si trovano alla fine della loro esistenza e che formano le `nebulose planetarie', resti di supernova, ammassi globulari e galassie esterne quali le famose Nubi di Magellano.
I dati acquisiti da UVSTAR si riferiscono a quella parte dello spettro ultravioletto, l'ultravioletto estremo, che e' molto ricca di elementi diagnostici per studi di abbondanza chimica, di temperatura e di dinamica dei corpi celesti osservati. UVSTAR ha volato sullo Shuttle Endeavour nel 1995.
UVSTAR sullo Shuttle.
La NASA ha approvato 5 voli Shuttle per UVSTAR; il primo ha avuto luogo nel periodo 7 - 18 settembre 1995. Il prossimo volo di UVSTAR e' in calendario per il luglio del 1997. (JPEG, 397 K)
(ASI)

Logo della missione UVSTAR del settembre 1995
UVSTAR e' un programma scientifico e tecnologico dell'Agenzia Spaziale Italiana condotto per la parte scientifica dall'Universita' di Trieste (in collaborazione con l'Universita' dell' Arizona di Tucson) e per la parte tecnologica da CARSO (Center for Advanced Research in Space Optics). CARSO e' un consorzio fra Universita' di Trieste ed Officine Galileo di Firenze. (JPEG, 204 K)
(ASI)

Lo strumento durante i test di vibrazione condotti alla NASA per verificarne la resistenza alle sollecitazioni di un lancio nello spazio e successivo rientro. Il programma tecnologico si avvale dell'opportunita' di recuperare lo strumento dopo ogni volo per aggiornarlo e migliorarlo tecnicamente. (JPEG, 372 K)
(ASI)

VERY LARGE TELESCOPE

Il VLT (Very Large Telescope) dell'ESO rappresenta il piu' avanzato elemento di una nuova generazione di telescopi estremamente potenti in cui sono utilizzati concetti tecnologici e materiali completamente nuovi. Sara' il migliore telescopio ottico del ventunesimo secolo; si tratta in effetti di 4 telescopi da 8,2 m di diametro che potranno lavorare separatamente o in batteria interferometrica.
Grazie alla sua enorme sensibilita' e eccezionale risoluzione, il VLT potra' vedere oltre gli odierni orizzonti osservativi nello spazio e nel tempo. Con esso, gli scienziati saranno in grado di risolvere molti dei problemi fondamentali che oggi non sono affrontabili.

Un concetto unico: il programma VLT prevede la costruzione di un osservatorio che comprenda tutte le infrastrutture necessarie per gestire, in pieno deserto, un centro di ricerche moderno ad alta tecnologia.

Il VLT e' formato da un gruppo di quattro telescopi di 8.2m di diametro, oltre a vari telescopi ausiliari mobili di 1.8m di diametro. Tutti insieme raggiungono la potenza di un telescopio di 16m di diametro. La configurazione piu' importante del progetto VLT consiste nell'uso del fuoco comune dove arrivano insieme i fasci ottici dai vari telescopi. Con questa configurazione, i fasci di luce provenienti da tutti i telescopi interferiscono in fase. Il VLT diventa percio' un interferometro gigante che permette agli astronomi di studiare oggetti celesti in gran dettaglio.
Cosi' come il VLT usa i metodi, i disegni, i materiali piu' avanzati, anche la ricerca scientifica seguira' principi e idee nuove. Questo telescopio gigante potra' contribuire in modo determinante alla scienza del futuro. (JPEG, 325 K)
(ESO)
Disegno della cupola e del telescopio di uno dei quattro grandi strumenti da 8,2m che formano il sistema VLT. (JPEG, 245 K)
(ESO)

I lavori al sito del VLT nel maggio del 1996.
Il Cerro Paranal e' in assoluto il posto migliore nell'Emisfero Sud per il VLT. Paranal e' situato a 130 km a sud della citta' di Antofagasta, 12 km nell'entroterra dalla costa del Pacifico, in una zona che e' tra le piu' secche del mondo.

Le indagini dimostrano che la turbolenza atmosferica al Cerro Paranal e' straordinariamente bassa: la luce stellare viene diffusa su un dischetto angolare con diametro di meno di 0.45 secondi d'arco per il 15% del tempo, e di meno di 0.65 secondi d'arco per il 50% del tempo. Ci sono quasi 350 notti serene all'anno. Al momento ci sono circa 400 persone che lavorano al Cerro Paranal, a 2640 m di quota. Prima hanno rimosso 350.000 metri cubi di sassi e detriti e poi hanno creato una piattaforma sulla quale poggiano i vari telescopi.
Oltre alle costruzioni dei vari telescopi, all'Osservatorio del Paranal ci saranno laboratori e uffici tecnici per mantenere e far funzionare tutto l'Osservatorio, e cioe' generatori, depositi acqua, magazzini, un edificio per la sola manutenzione degli specchi principali, officine, laboratori, alloggi per il personale. I vari componenti del VLT saranno operativi tra il 1997 e il 2001. Quando sara' finito, sara' il telescopio ottico piu' grande del mondo. (JPEG, 198 K).
(ESO)
Lo spettrografo ISAAC nel laboratorio d'integrazione a Garching. Il VLT dispone di molti fuochi e percio' prevede l'uso simultaneo di molti strumenti. Ogni strumento e' estremamente complesso. I telescopi astronomici servono per raccogliere la luce proveniente da oggetti celesti lontani e percio' deboli. Gli strumenti vengono usati per analizzare questa luce. Alcuni di questi strumenti sono costruiti dall'ESO, altri da gruppi in Istituti Nazionali appartenenti ai vari paesi membri. Gli strumenti che si stanno costruendo in questo momento sono i seguenti:
CONICA: telecamera per l'infrarosso vicino
FORS: spettrografo a riduzione di fuoco
FUEGOS: unita' a fibre ottiche per la spettroscopia ottica
ISAAC: spettrografo per l'Infrarosso e telecamera per immagini
UVES: spettrografo per il UV/visibile a Echelle
VISIR: spettrografo a immagini nell'infrarosso.(JPEG, 400 K)
(ESO)

L'occhio del gigante.
Il controllo finale del primo specchio di 8.2 m presso REOSC. (JPEG, 91 K)
(ESO)

Il trasporto del gigantesco specchio del VLT. (JPEG, 405 K)
(ESO)

L'ESO e l'Industria Europea - Una felice collaborazione.
L'Astronomia ha una lunga tradizione nell'apportare sviluppi e nuove tecniche, molte delle quali vengono poi usate da tutti in un secondo tempo. L'Industria ha una parte di vitale importanza nella realizzazione del progetto VLT. L'ESO collabora con un gran numero di compagnie industriali nei vari Paesi membri e in Cile.
Gli enormi specchi di 8m sono stati prodotti dalla Schott Glasswerke in Germania, poi puliti otticamente dalla REOSC, una compagnia francese. I Consorzi italiani AES e SEBIS sono responsabili della costruzione delle strutture portanti del telescopio. Le tecniche meccaniche di altissima precisione e la grandezza delle strutture hanno rappresentato un affascinante traguardo dal punto di vista ingegneristico.
Il "Norte Grande" come appare nelle fotografie prese dallo Space Shuttle della NASA.(JPEG, 215 K)

Interferometria Ottica: tecnologia all'avanguardia
Uno degli aspetti piu' straordinari del VLT e' la possibilita' di usarlo come un interferometro ottico gigante. Con l' interferometria stellare si cerca di far interferire la luce proveniente dai vari telescopi coerentemente, o 'in fase'. Anche se questa tecnologia e' molto complicata, i risultati scientifici sono enormi.

Qui ci sono delle immagini simulate che illustrano quanto sia migliore la risoluzione, cioe' la chiarezza dell'interferometro del VLT chiamato VLTI, rispetto alle immagini ottenute con il Telescopio ESO 3.5 m oppure con lo Hubble Space Telescope (HST).
A parte i telescopi, tutta la struttura ottica del VLTI e' sottoterra, per garantire la massima stabilita' termica e la minima turbolenza atmosferica. Il VLTI avra' una risoluzione angolare e una sensibilita' straordinarie; diventera' il miglior interferomentro ottico e aprira' infinite possibilita' agli astronomi del 21esimo secolo. (JPEG, 231 K)
(ESO)



IL TELESCOPIO NAZIONALE GALILEO

Il TNG e' lo strumento ottico che servira' l'intera comunita' astronomica italiana. E' in fase di completamento nell'isola di La Palma alle Canarie. Si tratta di un telescopio di nuova tecnologia, con specchio principale di 3,5 m di diametro, che applica i principi dell'Ottica Attiva e Adattiva.
Ha montatura alt-azimutale , e configurazione ottica a tre specchi detta Ritchey-Chretien con due fuochi laterali Nasmyth f/11.
E' stato progettato seguendo il modello del New Technology Telescope dell'ESO, se pur con numerose innovazioni che riguardano il controllo dei movimenti degli specchi secondario e terziario, la possibilita' di avere in futuro altre stazioni focali, le dimensioni dell'edificio e il suo sistema di rotazione, l'aver allontanato la sala di controllo dalla cupola, e altro ancora.
La movimentazione e' fornita da 8 motori, 4 per ogni asse, mentre la posizione del telescopio e' determinata in ogni momento da 'encoder' con la precisione di 0,06 secondi d'arco. Si prevede di avere lo strumento operativo nel corso del 1997.
Il sito del TNG.
Il Telescopio Nazionale GALILEO e' situato ad una quota di 2370 m sul lato nord della Caldera de Taburiente presso la cima del Roque de los Muchachos, un vulcano spento nell'isola di La Palma (Canarie, Spagna).

Tale sito e' stato scelto per le qualita' ottimali del suo cielo, protetto per la maggior parte dell'anno da un anticiclone che impedisce l'accesso al maltempo. I venti dominanti, benche' anche di forte intensita', sono di origine oceanica e laminari. Una inversione termica molto frequente forma un mare di nubi a quote piu' basse lasciando l'aria della cima limpida e secca, e nascondendo le luci delle cittadine costiere.
Il TNG fa parte del complesso dell'Osservatorio del Roque de los Muchachos, assieme ad altre installazioni prestigiose quali per esempio i telescopi inglesi (a sinistra), la torre solare svedese e il telescopio da 2,5 m dei paesi nordici (al centro). Il TNG si trova all'estrema destra. Il coordinamento dell'Osservatorio e' curato dal locale Istituto di Astrofisica delle Canarie (IAC, con sede a Tenerife), in uno spirito di piena collaborazione europea. (JPEG, 364 K)
(TNG)


Il TNG nella cupola.
La struttura meccanica del TNG, di oltre 120 tonnellate, e' qui visibile in tutta la sua imponenza. Lo strumento e' ora imbrigliato nella cupola e ruota assieme ad essa. Il pavimento e' all'altezza della superficie superiore della forcella, mentre tutta la grande scatola azimutale con i relativi motori e quadri di elettronica sono al piano sottostante.
Lo spazio interno e' separato da due pareti poste ai lati del telescopio, che cosi' viene a trovarsi in un ambiente a forma di parallelepipedo dove l'aria fluisce liberamente senza creare vortici e turbolenze che danneggerebbero la qualita' delle immagini astronomiche. Sulla parte superiore, rotante assieme al telescopio, sono appoggiati i due grandi portoni scorrevoli la cui apertura libera la visione del cielo.(JPEG, 127 K)
(Foto Franco e Matteo Danesin)


La luce viene convogliata da tre specchi verso i fuochi detti 'Nasmyth' ai lati della forcella. Qui, in due camere a tenuta di luce, verranno poste le varie apparecchiature scientifiche, cioe' spettrografi per alta e bassa risoluzione, camere per immagini visibili e infrarosse, e la unita' di `ottica adattiva'.
Tale unita' contrasta i dannosi effetti della turbolenza atmosferica con l'uso di sofisticati dispositivi, tra cui un piccolo specchio flessibile, che ripristinano quanto piu' possibile le caratteristiche originali del fascio luminoso.


L'OTTICA ATTIVA.
L'Ottica Attiva.
La richiesta piu' stringente posta dalla comunita' astronomica italiana al TNG e' quella di fare immagini di altissima risoluzione. Questo requisito ha indirizzato la progettazione verso uno strumento ad Ottica Attiva. Gli specchi tradizionali, massicci per mantenere la rigidezza, subiscono tuttavia deformazioni sotto il loro stesso peso quando il telescopio viene inclinato per il puntamento degli astri, peggiorando cosi' la qualita' dell'immagine.

L'idea di passare a specchi sottili a forma di menisco, sostenuti da attuatori variabili per controllarne la forma, fu sviluppata dall'ESO. Nel TNG 78 supporti (o attuatori), inseriti nella cella su cui appoggia lo specchio primario, ne correggono le deformazioni dovute alla forza di gravita', alle variazioni termiche o ad altri disturbi.
Inoltre il sistema del TNG controlla attivamente anche lo specchio secondario per correggere aberrazioni quali coma e sfocamento, mentre lo specchio terziario, di forma ellittica con diametro maggiore di 87 cm, puo' essere fatto oscillare con frequenze fino a 10 Hz per contrastare la degradazione delle immagini dovuta a errori di guida e a turbolenza atmosferica.
L'informazione sulla qualita' ottica si ottiene dall'analisi del fascio di luce proveniente dall'astro, che tramite un sistema di calcolatori, trasmette agli attuatori dei tre specchi gli impulsi necessari al mantenimento della qualita' ottimale. (JPEG, 80 K)
(TNG)


78 attuatori, inseriti nella cella, controllano la forma dello specchio principale del TNG esercitando la spinta necessaria al mantenimento ottimale della curvatura. Lo specchio appoggia sulla estrema porzione superiore, la testa emisferica tramite adeguate placchette piane incollate sulla sua faccia inferiore. Ogni attuatore puo' registrare fino a 200 Kg con la precisione di 10 g.

Il sistema di rotazione dell'edificio del TNG e' costituito da una rotaia direttamente fissabile alla superficie di appoggio, su cui scorre un carrello a ricircolo di sfere.
Il diametro del sistema utilizzato per il TNG e' di 9,2 m, il massimo mai eseguito con questo meccanismo, con la distribuzione del peso della cupola, di 300 tonnellate, su 100 carrelli.

Il TNG montato nelle officine Ansaldo di Milano per le prove di movimentazione e di controllo. La montatura alt-azimutale, tipica di tutti i grandi telescopi moderni, permette di muovere lo strumento solo in due direzioni: dall'alto in basso e viceversa (movimento in altezza) e lungo archi paralleli all'orizzonte (movimento in azimuth).

A causa della rotazione della Terra pero' i corpi celesti sembrano muoversi da est verso ovest in lenti archi paralleli all'equatore. Per puntare e inseguire gli astri e' percio' necessario controllare contemporaneamente i movimenti del telescopio sia in altezza che in azimuth, con l'uso di un complesso sistema computerizzato e di programmi dedicati. (JPEG, 242 K)
(Ansaldo Energia)
I tre specchi del TNG, di ceramica vetrosa Zerodur della Schott di Mainz (Germania), sono stati lavorati presso la ZEISS di Oberkochen (Germania). I risultati sono stati eccezionali: il comportamento dello specchio e' quello imposto dal limite di diffrazione! l'80% della luce si raccoglie in un dischetto del diametro di 0,10 secondi d'arco. Qui vediamo la prima fase della lavorazione dello specchio principale con uno speciale strumento rotante. (JPEG, 189 K)
(Zeiss)

Lo specchio primario viene sollevato dalla cella dopo il completamento dei controlli. Le teste emisferiche degli attuatori si vedono emergere dalla faccia superiore della cella, mentre possiamo apprezzarne il sottile spessore dello specchio di soli 24 cm. per un diametro di 358 cm. Possiamo notare lungo il bordo i punti di appoggio per i 24 supporti laterali che completano il sistema di posizionamento del primario. Con l'Ottica Attiva lo specchio viene mantenuto in precisione a meno di un millesimo del diametro di un capello: cio' permetterebbe di vedere una moneta con diametro di 2 cm alla distanza di 200 Km! (JPEG, 357 K)
(TNG)

La faccia inferiore dello specchio primario del TNG non e' piana ma a forma di menisco convesso e si notano le placchette di appoggio per le teste degli attuatori, in metallo INVAR.

Per rendere riflettente la superficie vetrosa dell'`occhio' del TNG, perche' cioe' diventi veramente uno specchio, viene effettuato sulla sua superficie un rivestimento sottilissimo con alluminio, all'interno di una campana da vuoto.
Tale operazione va ripetuta periodicamente perche' il pulviscolo, il vapore acqueo ecc., appannano piano piano la superficie riflettente. Lo specchio e' stato alluminato dai tecnici del telescopio inglese William Herschel, che hanno ottenuto una superficie che riflette oltre il 90% della radiazione stellare dal violetto al vicino infrarosso.
78 aperture per il controllo attivo.
Uno dei componenti piu' importanti dell'ottica attiva e' il sistema di supporto dello specchio primario, la sua cella `attiva', appunto. Essa e' fornita di 78 aperture in cui sono alloggiati gli attuatori per il controllo della spinta da applicare allo specchio per mantenerne costante la curvatura.

Il cablaggio degli attuatori e il loro collegamento ad una rete di transputer forma la parte piu' complessa del sistema. Gli attuatori vengono inseriti nel lato inferiore della cella ed emergono dalla sua faccia superiore per fornire il punto di appoggio e di spinta per lo specchio. (JPEG, 233 K)
(TNG)
Montaggio della scatola azimutale.
La base della forcella (o scatola azimutale) viene calata sul cuscinetto idrostatico con una operazione molto delicata dati il suo grande peso e l'ingombro, nonche' il fortissimo vento della giornata. Il montaggio viene effettuato prima di costruire la cupola intorno al pilastro, poiche' le notevoli dimensioni del pezzo non avrebbero permesso di inserirlo in seguito, come e' stato poi fatto per le altre parti del telescopio.(JPEG, 441 K)
(TNG)

Il montaggio dell'edificio del TNG.
L'intera struttura e' costituita da un complesso sistema di tralicci e tiranti metallici assemblati sul posto. Lo `scheletro' e' stato poi tamponato con pannelli di alluminio. (JPEG, 403 K)
(TNG)

Una nuova forma per la tradizionale cupola.
L'edificio che ospita il TNG e' una struttura di 24 m di altezza costituita da una cupola girevole di forma ottagonale, una parte inferiore arrotondata che racchiude il pilastro centrale, e un edificio di servizio ad un piano ad essa collegato. Un robusto ponte collega la strada superiore al piano di osservazione per permettere la manutenzione e per trasportare lo specchio per le periodiche operazioni di alluminatura.

Nell'edificio di servizio si trovano i generatori ausiliari, le officine e i laboratori, ma soprattutto la sala di controllo per l'astronomo osservatore. La scelta di allontanare la sala di controllo dalla cupola e' dettata dalla esigenza di evitare ogni disturbo termico nel piano di osservazione. La stabilita' termica e' infatti uno dei requisiti fondamentali per ottenere buone immagini. A questo scopo e' stato sviluppato un efficace sistema di condizionamento.
Il flusso dell'aria e' controllato da pannelli di ventilazione sul retro e da uno schermo sul davanti, che aiutano a diminuire i fenomeni di turbolenza dell'aria.(JPEG, 229 K)
(Foto Franco e Matteo Danesin)

L'UNIVERSO AI RAGGI X

Quando la notte guardiamo il cielo ci aspettiamo di osservare uno spettacolo affascinante ma comunque familiare. Se potessimo osservare lo stesso cielo con degli occhi diversi dai nostri, sensibili a radiazioni molto piu' penetranti della luce, vedremmo un cielo completamente diverso. In particolare con occhi a raggi X, quali quelli offerti dagli strumenti di SAX, potremmo vedere costellazioni di stelle differenti da quelle abituali, in quanto le 'nostre' stelle piu' brillanti non necessariamente emettono altrettanto nella banda X, e viceversa corpi apparentemente insignificanti o addirittura invisibili acquisterebbero un rilievo straordinario.
Un esempio estremo: importanti sorgenti di raggi X sono i buchi neri, che per la loro natura non emettono luce (sono appunto 'neri'), ma in prossimita' dei quali avvengono fenomeni talmente energetici che si genera una impressionante quantita' di raggi X.

SAX

SAX e' un satellite scientifico per Astronomia a raggi X, sviluppato dall'ASI in collaborazione con l'Agenzia Spaziale Olandese NIVR.
E' stato lanciato con successo il 30 aprile 1996. Il satellite e' stato ribattezzato 'Beppo SAX' in onore di Giuseppe 'Beppo' Occhialini, uno dei fondatori dell'astronomia a raggi X.

Il satellite e' stato realizzato da Alenia Spazio alla guida di un gruppo di industrie tra cui Laben, Officine Galileo, Fiar, BPD, TopRel e Fokker Space, mentre la Nuova Telespazio e' responsabile del segmento di terra.
Il satellite ha un diametro di 9 m con i pannelli solari aperti e un peso totale di 1.440 kg.

Sul satellite sono imbarcati: due camere per raggi X a largo campo, 4 telescopi di bassa e media energia e due rivelatori per raggi X duri, uno dei quali puo' essere anche utilizzato come rivelatore di raggi gamma. SAX effettuera' una missione di tipo osservativo, aperta agli scienziati di tutto il mondo, dedicata a osservazioni di corpi celesti galattici ed extragalattici.
Nei due anni di vita operativa il satellite effettuera' tra i 2000 ed i 3000 puntamenti differenti dando un contributo significativo nelle diverse aree dell'Astronomia-X: nuclei galattivi attivi, sorgenti galattiche compatte, ammassi di galassie, residui di supernova, galassie normali, stelle di neutroni, buchi neri.
Vista artistica di SAX in orbita. (JPEG, 158 K)
(ASI)

Prove di vibrazione sul satellite SAX eseguite a ESTEC, il centro tecnologico dell'ESA in Olanda. (JPEG, 437 K)
(ASI)

Un probabile Buco Nero nella nostra galassia.
Cygnus X-1 si trova nella costellazione del Cigno e dista dalla Terra circa 8000 anni luce. E' un sistema composto da una stella supergigante, con massa pari a 33 volte la massa del Sole, e da un buco nero di massa pari a 16 volte la massa solare, che orbitano l'uno intorno all'altra. L'orbita completa viene percorsa in poco meno di 6 giorni.

In questo tipo di sistema la materia di cui e' composta la stella compagna viene risucchiata nel buco nero e durante tale processo viene emessa un'enorme quantita' di energia, specialmente sotto forma di raggi X. Cio' che si vede e' appunto l'energia emessa. Cygnus X-1 e' l'immagine quasi al centro, visualizzata in falsi colori per rappresentare l'intensita' dell'emissione. Gli altri due oggetti sono le sorgenti di calibrazione presenti all'interno dello strumento ed utilizzate come sorgenti di confronto per evidenziare le caratteristiche degli oggetti osservati. (JPEG, 463 K)
(ASI)
La prima immagine X di un lampo di raggi gamma (Gamma-Ray Burst).
Tra gli obiettivi scientifici piu' rilevanti della missione SAX c'e' lo studio dei fenomeni piu' affascinanti e meno conosciuti dell'Universo: i Gamma-Ray Burst (GRB) ovvero degli improvvisi lampi di alta energia provenienti da remote regioni del cielo.
Questo e' cio'che e' successo il 20 Luglio 1996 alle ore 11:36:53 UT, quando SAX ha rivelato un GRB effettuandone simultaneamente la curva di luce su diverse bande X e gamma e la sua immagine nel cielo X, con una risoluzione di 10'. L'immagine pre-burst e post-burst ha un tempo di esposizione di gran lunga piu' lungo (piu' di mille volte) della durata dell'evento (30 sec circa), al fine di rivelare anche le sorgenti piu' deboli.(JPEG, 293 K)
(ASI)

Da dove e' venuto il lampo gamma?
Immagine ad alta risoluzione spaziale ottenuta dal telescopio di bassa energia a bordo di SAX, circa un mese dopo la rivelazione del GRB. Ancora non e' chiaro quale delle numerose sorgenti presenti nel campo sia responsabile del lampo Gli scienziati del Team SAX prevedono che di osservazioni come quella del 20 Luglio se ne potranno ottenere circa una ogni mese. Una di queste potrebbe portare il contributo decisivo alla soluzione di questo enigma.(JPEG, 291 K)
(ASI)

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