Studio della distribuzione dell’idrogeno galattico con radiotelescopio SPIDER 300A

A cura di

Sandri Mario (1,2), Antonacci Simone (2), Bellotti Tommaso (2), Bonadiman Simone (2), Cavallari Silvia (2), Goldoni Michele (2), Poletti Francesco (2), Soussane Marwa (2), Tavonatti Carlotta (2), Zanella Francesco (2), Zanella Giovanni (2)

(1) IARA, Astronomia Valli del Noce, SdR RadioAstronomia UAI, IMO
[email protected], www.astronomiavallidelnoce.it
(2) Liceo “Bertrand Russell” Cles (TN)

 

1. Introduzione

La nostra galassia è una spirale di tipo SBbc di dimensioni e massa medie. Essa è visibile solo in parte, dato che ci troviamo al suo interno; il piano del disco e le migliaia di stelle che contiene ci appaiono come una striscia bianca lattiginosa sulla volta celeste, detta Via Lattea. La Galassia è composta da un nucleo centrale, da un bulge, da un disco e dall’alone. In particolare, il disco contiene i bracci a spirale. La natura spirale della Via Lattea venne confermata attraverso lo studio della distribuzione delle regioni HII, costituite principalmente da nebulose brillanti di idrogeno ionizzato (HII) che si formano proprio all’interno dei bracci a spirale. I bracci a spirale sono regioni di formazione attiva di nuove stelle, dominate da stelle giovani, polvere e gas.

È possibile ricavare la curva di rotazione della Via Lattea, di mappare la struttura a spirale della Galassia stessa, di determinare la massa integrale, cioè la massa contenuta in gusci concentrici, in particolare in corrispondenza del Sole e di descrivere la cinematica della Via Lattea per mezzo delle costanti di Oort attraverso lo studio della concentrazione di idrogeno galattico, elemento più abbondante presente nell’universo e dislocato sui bracci delle galassie a spirale.

L’universo è composto in minima parte da pianeti e corpi celesti, la maggior parte della galassia è composta da gas (molecole, atomi, ioni) che forma la materia interstellare. Tra i vari elementi presenti nello spazio il più comune è l’idrogeno atomico HI. L’idrogeno atomico è l’atomo più semplice: è formato solo da un protone e da un elettrone. Lo stato fondamentale dell’atomo di idrogeno consiste in due livelli che corrispondono alle configurazioni con spin dell’elettrone e del protone paralleli e antiparalleli. La differenza di energia fra i due livelli corrisponde all’emissione di un fotone di frequenza 1420 MHz o lunghezza d’onda pari a 21 cm. La maggior intensità del segnale si rileva sul piano galattico in quanto la concentrazione di idrogeno è maggiore. I corpi che compongono la Via Lattea non sono fermi: essi ruotano intorno al centro galattico. Tutti gli oggetti osservati dalla Terra sono dunque in movimento rispetto ad essa, che a sua volta si sta muovendo. In conseguenza di ciò, anche l’onda emessa dall’idrogeno viene shiftata: la frequenza osservata è diversa da quella realmente emessa dalla sorgente. I radioastronomi usano l’effetto Doppler per calcolare la velocità con la quale si muovono gli oggetti celesti rispetto alla Terra.

 

2. Il radiotelescopio e l’acquisizione dei dati

Lo strumento utilizzato per questo studio è il radiotelescopio SPIDER 300A progettato da PrimaLuceLab e permette a scuole, università, musei scientifici e altri istituti didattici di effettuare ricerche radioastronomiche. Progettato con le stesse funzionalità di un grande radiotelescopio professionale, SPIDER 300A è uno strumento completo, affidabile e facile da usare. Ha una parabola di 3 metri di diametro, la quale assicura un elevato guadagno, ed è accompagnato da una montatura altazimutale impermeabile ad elevata capacità di carico che consente elevate precisioni di spostamento. Possiede un ricevitore progettato a ricevere la frequenza di 1420 MHz con 50 MHz di banda istantanea. Il tutto viene comandato in remoto dal software RadioUniversePRO che controlla il radiotelescopio e registra i segnali.

Questo video time-lapse mostra il radiotelescopio SPIDER 300A durante la cattura dei dati utilizzato per questo studio della distribuzione dell’idrogeno galattico:

 

 

L’acquisizione dei dati è stata fatta dallo staff di PrimaLuceLab utilizzando il radiotelescopio SPIDER 300A (installato presso il Centro Visite “Marcello Ceccarelli” dei radiotelescopi di Medicina – BO – vicino ai radiotelescopi professionali Croce del Nord e alla grande parabola da 32 metri di diametro) con l’aggiunta del backend BKND-Pro (attualmente in fase di sviluppo) che consente di acquisire spetri ad alta risoluzione. Sono stati presi degli spettri dell’idrogeno galattico di zone poste sul piano galattico con longitudini da 0° a 210° con intervalli di 2° da uno spettro all’altro. Il tempo di integrazione di ogni set era pari a 180 s. I dati sono stati registrati in formato testo restituendo ad ogni frequenza campionata (da 1419,25 a 1421,75 MHz con 4000 canali) la potenza del segnale in unità arbitrarie.

 

 

3. Analisi degli spettri

Per ogni set di dati sono stati ottenuti i parametri di posizione ed intensità dei vari picchi. Si può notare in modo evidente l’effetto doppler, infatti il picco massimo del grafico, che indica la concentrazione dell’idrogeno, non ha come ascissa lo 0, ma è leggermente spostato a destra o a sinistra e ciò indica un allontanamento o un avvicinamento della nube di gas. Tralasciando la procedura matematica che ha permesso di elaborare i dati, evidenziamo i risultati ottenuti. Procedendo in ordine sequenziale, inizialmente è stata ottenuta la curva di rotazione della Galassia nel primo quadrante.

 

 

Il metodo utilizzato per determinare la curva di rotazione della Galassia ha dei limiti di utilizzo per longitudini inferiori a circa 10°, in quanto l’effetto doppler non è particolarmente apprezzabile. Inoltre, tale metodo per la stima della velocità non è utilizzabile per longitudini comprese tra 90° e 270°, in quanto in tali direzioni non sussiste più corrispondenza univoca fra velocità e distanza. I dati sono stati inoltre confrontati con la curva di rotazione di Clemens, che è stata derivata dall’indagine sullo studio della riga CO sul piano galattico. Tale curva è approssimata da un polinomio di settimo grado i cui parametri ottenuti sono visibili in tabella.

Parametro	Valore
A0	-1149 ± 344
A1	2757 ± 747
A2	-2579 ± 637
A3	1226 ± 280
A4	-318 ± 69
A5	46 ± 9
A6	-3,5 ± 0,7
A7	0,11 ± 0,02

 

Dopo aver ottenuto la curva di rotazione della galassia è stata disegnata la mappa radio della Via Lattea nella riga 21 cm dell’idrogeno.

 

 

Dal grafico della distribuzione dell’idrogeno ottenuta dai dati sperimentali si evince come quest’ultimo non sia distribuito uniformemente, ma appaia concentrato in strutture filamentari. Queste ultime sono considerate una forte evidenza di struttura a spirale. Tale immagine, in particolare, sembrerebbe rileva una struttura spiraleggiante evidenziando cinque bracci a spirale, dei quali due ben formati gli non così marcati. Sovrapponendo idealmente l’immagine ottenuta con una rappresentante la struttura a spirale della Galassia, si può intuire come i tre bracci a spirale evidenziati siano, dall’alto a destra verso il basso a sinistra, quello del Regolo-Cigno, di Perseo, di Orione, della Carena-Sagittario e della Croce-Scudo.

 

 

In corrispondenza della posizione del Sole si trovano molti punti sperimentali per il fatto che si trova circondato da bracci a spirale e dunque la presenza di idrogeno in tale zona è alquanto abbondante. L’intensità e la dimensione dei vari punti indica l’intensità del segnale che è indicazione della concentrazione di idrogeno. Come era prevedibile, le zone intorno alla posizione del Sole hanno una intensità maggiore paragonabile a quella delle nubi che si trovano pressoché alla stessa distanza dal centro galattico. Questo ultima caratteristica evidenzia come l’intensità della concentrazione di idrogeno vada diminuendo in maniera uniforme in ogni direzione allontanandosi dal centro galattico.

Dalla conoscenza della curva di rotazione è stato possibile derivare la massa della Galassia entro un raggio R: questa viene comunemente chiamata massa integrale.

 

 

Dai dati ottenuti si desume una massa per la galassia pari a 81.22 x 109 M☉. È da sottolineare come questi dati non considerino il fatto che al centro della galassia si trova un buco nero supermassiccio, e dunque i valori risultano essere sottostimati. È impossibile, senza questa ipotesi, non deducibile dai dati ottenuti, poter rilevare con esattezza la massa della galassia. Infine, sono state calcolate le costanti di Oort considerando solo i dati che rispettavano la condizione di identificare posizioni nelle vicinanze del Sole.

Le costanti di Oort A e B misurano rispettivamente la deviazione dalla rotazione rigida e la vorticità locale, da cui si derivano la velocità angolare in corrispondenza del Sole e l’andamento della rotazione differenziale.

 

4. Conclusioni

Dai risultati ottenuti, confrontati con quelli attesi, emerge come siano in buon accordo. Infatti, come esposto in precedenza, la curva di rotazione della Galassia risulta confrontabile, entro i limiti già esposti, con i valori storici. Anche la mappa della Galassia rispecchia le caratteristiche riconducibili ad altre campagne osservative, in particolare i dati storici acquisiti, ed evidenzia principalmente cinque strutture riconducibili ad altrettanti bracci a spirale. Rispetto ad alcune ricerche con strumenti amatoriali, si evidenzia come la maggiore sensibilità dello strumento abbai permesso di evidenziare una struttura molto più complessa di quella prevista. Infine, la massa ricavata entro l’orbita del Sole è paragonabile a quella comunemente accettata, con la discriminante di non tener conto della massa concentrata nel centro galattico, che, come già espresso, non è identificabile con tale tecnica. Per concludere, le costanti di Oort sono risultate compatibili, come già evidenziato, coi dati tabulati. L’analisi effettuata con i dati ricavati dal radiotelescopio SPIDER 300A di PrimaLuceLab si sono dimostrati estremamente interessanti ed hanno permesso di ottenere degli ottimi risultati scientifici.

Ringraziamenti. Un doveroso ringraziamento va a Filippo Bradaschia e a tutto lo staff di PrimaLuceLab per averci messo a disposizione i dati dello strumento che per la prima volta sono stati utilizzati per svolgere questo tipo di ricerca.