Quel che vede il telescopio spaziale James Webb non è certamente paragonabile a quel che si potrebbe osservare dal punto più alto del luogo più remoto qua sulla Terra. Proprio per questo, enormi sforzi sono stati investi nella sua costruzione e messa in opera, ne avevamo già parlato in un altro articolo: La travagliata realizzazione del telescopio spaziale James webb. I vincoli che limitano la vista ai telescopi terrestri sono di diversa natura. Di seguito verranno esposti e motivati, attraverso una modalità Q&A – domande e risposte – i motivi che hanno portato alla realizzazione del James Webb così com’è. 🔭
📷 In copertina, foto CC-BY 4.0 Credit: NASA, ESA, CSA, and STScI su www.nasa.gov
Finestre di opportunità
Il telescopio spaziale James Webb è a tutti gli effetti un osservatore privilegiato, il miglior occhio sull’Universo di cui disporremmo per diversi anni. In gran parte, ciò è dovuto alla sua posizione: il James Webb si trova ad orbitare attorno al punto lagrangiano L2, lontano 1.5 milioni di km dalla Terra. L’aver scelto una collocazione così lontana comporta notevoli inconvenienti. Il maggiore tra questi, l’impossibilità di riparare malfunzionamenti al telescopio.
Eppure, tecnici e partner della NASA hanno ritenuto il punto L2 come il miglior compromesso tra ciò che è tecnologicamente fattibile e ciò che avrebbe portato a notevoli migliorie delle immagini spaziali.
Cerchiamo di comprenderne le motivazioni.
Perché un telescopio nello spazio e non sulla terra?
Molto spesso, più che di astronomia si sente parlare di radioastronomia. Questo perché molti dei telescopi presenti sulla superficie terrestre sono, in realtà, radiotelescopi. I telescopi classici, fra cui quelli amatoriali che qualcuno di noi avrà in casa, permettono una osservazione diretta del cielo notturno, sfruttando le onde elettromagnetiche che rientrano nel visibile e che siamo in grado di recepire direttamente attraverso la nostra vista. I radiotelescopi, invece, operano nel range delle onde radio: a frequenze più basse e lunghezze d’onda più elevate rispetto a quelle visibili.
Queste sono le uniche due porzioni di spettro elettromagnetico sfruttate al suolo per via della presenza di atmosfera che blocca l’accesso alla restante parte dello spettro. In realtà, qualcosa arriva comunque anche ad altre lunghezze d’onda. Queste brevi aperture sono sfruttate da telescopi posti ai poli, dove vi è meno inquinamento luminoso e l’atmosfera è meno spessa.
Finestre atmosferiche e aberrazioni
La variegata presenza di diverse molecole in atmosfera, ognuna con i propri spettri di assorbimento, fa si che a terra arrivino solo alcune porzioni dello spettro elettromagnetico.
Oltre alle finestre di trasmissione atmosferica consentite, l’atmosfera terrestre è responsabile anche della deformazione della luce che arriva al suolo.
Soprattutto nella troposfera – la parte di più densa e a minor quota dell’atmosfera – la presenza delle molecole che la compongono estinguono la luce che vi arriva, in misura maggiore alla profondità che questa deve penetrare per giungere fino a noi. Una stella osservata allo zenith sarà sempre più luminosa di una osservata appena sopra l’orizzonte. L’estinzione è maggiore se maggiore è la presenza di vapore acqueo. Inoltre, i moti convettivi e di avvezione dei gas atmosferici causati dai gradienti di temperatura, sono responsabili del fenomeno di scintillazione: l’illusione cioè che le stelle varino rapidamente posizione, colore ed luminosità.
Insomma, si potrebbe evitare tutto ciò mettendo dei telescopi in orbita oltre gli strati problematici dell’atmosfera. In effetti, ce ne sono tantissimi: CHEOPS, GAIA, Hubble, Herschel, Fermi ecc.. Perché però scegliere un punto così lontano e particolare come L2? Un punto in cui non si trova nessun altro osservatore spaziale?
Perché proprio il punto L2 e non un orbita geocentrica?
Il punto lagrangiano L2 è soluzione al problema dei tre corpi. Si trova a 1.5 milioni di km di distanza dalla Terra – a sua volta distante 150 milioni di km dal Sole – in direzione opposta alla stella. Avendo il Sole, la Luna e la Terra dietro di se, il James Webb utilizzerà i suoi scudi termici puntati verso i tre corpi celesti per mantenersi a temperature stabili a circa $-233 ^{\circ}C$ o $40^{\circ}C$ sopra lo zero assoluto.
Il problema dei tre corpi consiste nel trovare i punti dello spazio in cui l’interazione gravitazionale presente fra tre corpi massivi, uno dei quali molto meno massivo degli altri due, permette al corpo più leggero di sostare in regime di orbita stabile.
Il terzo corpo nel nostro caso è il telescopio spaziale, gli altri due corpi massivi sono il Sole e la Terra. I punti lagrangiani possibili sono 5. Fra questi, L2 rappresenta il punto in cui il telescopio si troverebbe a temperature più basse: è più lontano dal Sole degli altri.
Punti lagrangiani, non in scala, del sistema Sole-Terra. Il punto L2 si trova dietro la Terra a 4 volte la distanza Terra-Luna e viene impiegato per scandagliare il cielo notturno. Un telescopio posto in L1, come SOHO di ESA e NASA, invece, viene impiegato per studiare il Sole.
Il punto lagrangiano L2 è ben conosciuto dagli appassionati di astronomia. La si trovava il telescopio Planck della ESA, che studiava la CMB e che ci ha fornito la prima foto in assoluto del nostro Universo. Attualmente ci orbitano il satellite GAIA, sempre di ESA e lo Spektr-RG, l’osservatorio spaziale in collaborazione fra Russia e Germania.
Perché osservare il cielo agli infrarossi?
Poter mantenere un osservatore spaziale a basse temperature permette di osservare l’Universo nel range degli infrarossi: ovvero a lunghezze d’onda comprese fra l’estremo del visibile – a 700 nm – e l’estremo delle microonde – ad 1 mm-. Essendo la porzione di spettro elettromagnetico coperta molto ampia, si è soliti suddividere la regione ad infrarossi in due regioni:
- regione sub-millimetrica: fra i 350 micron e 1 mm
- regione dell‘infrarosso propriamente detto: fra i 700 nm e i 350 micron, a sua volta divisa in
- vicino infrarosso IR (NIR) – fra i 700nm e i 5 micron
- medio infrarosso IR (MIR) – fra i 5 micron e i 30 micron
- lontano infrarosso IR (FIR) – fra i 30 micron e i 1 mm
Temperature più alte di quelle criogeniche andrebbero ad interferire con i sensori ad infrarossi che rilevano la radiazione proprio attraverso piccole variazioni di temperatura.
Le temperature criogeniche sono le temperature al di sotto dei punti di ebollizione dei gas cosiddetti criogenici (H, He, 0, Ne, Z ecc..) a circa $-180 ^{\circ}C$. In realtà i telescopi spaziali lavorano a pochi gradi sopra lo zero assoluto.
Agli infrarossi è possibile catturare dettagli di un Universo che in altre lunghezze d’onda non potremmo mai ottenere!
Le nubi e le poveri che compongono il mezzo interstellare sono perfettamente visibili agli IR. Addensamenti o dispersioni del mezzo interstellare forniscono innumerevoli informazioni sulle regioni di nuova formazione stellare. Sempre i gas interstellari forniscono informazioni sulla presenza di dischi proto-planetari all’interno di sistemi solari e quindi sulla formazione di nuovi esopianeti. Inoltre, la radiazione cosmica di fondo rientra nel range degli IR e rappresenta la più antica radiazione che potremo mai vedere, e che tiene memoria dei primi istanti di vita dell’Universo.
Insomma l’Universo, al pari di quel che ci è caro, appare diverso a seconda dell’osservatore che lo studia. Gli infrarossi sono da tempo impiegati in astronomia per ottenere più dati e immagini di un Universo ancora in gran parte misterioso. Il James Webb si pone come capostipite di tutta l’osservazione ad infrarossi, lontano, nel punto più distante fra quelli attualmente possibili.