Astronomia a microonde, radiazione cosmica di fondo e maser
loading

Astronomia a microonde, radiazione cosmica di fondo e maser

L'astronomia delle microonde trova la sua massima importanza nello studio della radiazione cosmica di fondo a fini cosmologici, come prova del modello standard. Ogni missione sensibile alle microonde, come COBE, WMAP e Planck, è stata orientata a questo studio. Dall'astronomia a microonde derivano la determinazione dell'età, della forma e della composizione dell'universo ma anche le tracce dei primi semi della struttura a larga scala. Osservazione e studio dei maser.

La radiazione a microonde

La radiazione a microonde è data da radiazioni a bassa frequenza e lunghezza d'onda tra 10 centimetri e 1 millimetro, una ampia fascia che trova impiego in molti campi applicativi.

Le microonde sono radiazioni che rappresentano la parte di spettro elettromagnetico la cui lunghezza di onda è compresa tra onde radio e infrarosso . Le lunghezze d'onda sono comprese tra 10 centimetri (3 GHz) e 1 millimetro (300 GHz). Si tratta di una fascia talmente ampia da essere suddivisa in diverse bande in base alla gamma di frequenza .

Bande delle microonde (Radio Society of Great Britain)
Sigla della banda Frequenza
L 1 - 2 GHz
S 2 - 4 GHz
C 4 - 8 GHz
X 8 - 12 GHz
Ku 12 - 18 GHz
K 18 - 26 GHz
Ka 26 - 40 GHz
Q 30 - 50 GHz
U 40 - 60 GHz
V 50 - 75 GHz
E 60 - 90 GHz
W 75 - 110 GHz
F 90 - 140 GHz
D 110 - 170 GHz

Lo studio delle microonde vanta personaggi come Nikola Tesla, Guglielmo Marconi, Samuel Morse ma il termine "microonde" risale al 1932 a opera di Nello Carrara dell'Accademia Navale di Livorno, i cui lavori furono importanti per lo sviluppo dei radar da utilizzare inizialmente per scopi bellici.
Gli usi della radiazione a microonde sono i più disparati e vanno dai forni per cuocere generi alimentari ai ponti radio per la comunicazione fino a centinaia di chilometri. La caratteristica di attraversare l'atmosfera senza interferenze fa sì che la radiazione a microonde possa essere utilizzata per la comunicazione con i satelliti e sempre a microonde funzionano il Bluetooth unitamente a diverse connessioni alla rete Internet. 
Esiste una certa sovrapposizione tra la banda delle microonde e quella radio, e le strumentazioni sfumano tra questi limiti: un esempio curioso è dato dalle interferenze provocate da un forno a microonde con lo studio dei Fast Radio Bursts (FRB ), interferenze che vennero scoperte nel momento in cui i picchi di emissioni radio venivano registrati esclusivamente nell'ora di pranzo, quando alcuni ricercatori non attendevano il suono del forno per aprire lo sportello generando così un rumore che veniva ascoltato dalle strumentazioni. 

Ultimo aggiornamento del: 06/09/2018 15:44:06

Astronomia a microonde e radiazione cosmica di fondo (CMB)

La cosmologia moderna non può prescindere dalla mappa del cielo alla frequenza delle microonde visto che la Radiazione Cosmica di Fondo è il segnale a nostra disposizione proveniente direttamente dai primi bagliori dell'universo.

Lo studio della radiazione a microonde proveniente dall'universo è basata essenzialmente su una detection di fondamentale importanza e avvenuta quasi casualmente unitamente al successivo impiego di tre satelliti in particolare quali COBE, WMAP e Planck Surveyor.

La Radiazione Cosmica di Fondo (CMB - Cosmic Background Radiation)

Arno Penzias e Robert Wilson davanti alla loro antenna.
Arno Penzias e Robert Wilson davanti alla
loro antenna.

Era il 1964, la Bell Telephone Laboratory aveva montato sulla Crawford Hill a Holmdel, nel New Jersey, una antenna radio per comunicazioni con il satellite Echo, ma date le particolari caratteristiche l'antenna era anche un ottimo strumento di radioastronomia dato che la forma a cono di sei metri di diametro abbassava notevolmente il rumore.

Proprio questa caratteristica indusse due radioastronomi, Arno A. Penzias e Robert W. Wilson, a utilizzare l'antenna per misurare l'intensità delle radio-onde emesse dalla Via Lattea ad elevate latitudini galattiche, ossia fuori dal piano galattico.

Si tratta di una misurazione molto difficile: le onde radio galattiche sono una sorta di rumore, simile al rumore statico che proviene da una radio vintage con segnale disturbato. Questo rumore è difficilmente separabile dal rumore intrinseco dello strumento di misurazione dovuto ai moti casuali degli elettroni all'interno della struttura dell'antenna radio e dei circuiti di amplificazione o al rumore radio che l'antenna capta dall'atmosfera terrestre.
Se si vuol misurare la radiazione di una sorgente piccola come una stella  il problema è evitabile, basta dirigere l'antenna sulla sorgente e poi nello spazio adiacente: ogni rumore non dovuto alla sorgente sarà presente anche puntando l'antenna verso lo spazio vuoto ed una volta calcolato sarà possibile "sottrarlo" alla radiazione proveniente dalla sorgente. Penzias e Wilson, invece, volevano calcolare la radiazione di tutta la galassia , quindi di tutto il cielo.
Tentativi precedenti avevano mostrato un eccesso di rumore, imputabile secondo le credenze del tempo ad un problema di rumore elettrico nei circuiti di amplificazione. Per ovviare a questo problema, i due radioastronomi utilizzarono un carico freddo con il quale la potenza proveniente dall'antenna veniva confrontata con la potenza prodotta da una sorgente artificiale raffreddata con elio liquido a circa 4° sopra lo zero assoluto. In tal caso, il rumore elettrico nei circuiti di amplificazione sarebbe stato uguale in entrambi i casi e sarebbe stato cancellato nel confronto. 

Penzias e Wilson si attendevano così un basso rumore elettrico e per verificarlo iniziarono osservazioni alla lunghezza di onda breve di 7,35 centimetri, lunghezza alla quale il rumore radio galattico dovrebbe essere trascurabile. A questa lunghezza potrebbe esserci un rumore dovuto all'atmosfera, ma questo sarebbe stato identificabile dal fatto che si tratta di un rumore direzionale: maggiore negli strati più spessi di atmosfera (bassa altezza) e minore allo zenit . Una volta eliminato questo rumore, ci si attendeva poco altro a testimonianza del fatto che il rumore indotto dall'antenna era molto basso. Provato questo assunto, si sarebbe passati alla misurazione a 21 centimetri, dove la radiazione galattica è invece apprezzabile. Si tratta di lunghezze d'onda appartenenti allo spettro delle microonde.

Le cose non andarono come ci si aspettava: a 7,35 centimetri il rumore era molto più forte del previsto e non era affatto direzionale. Non solo non cambiava con la direzione, ma neanche con l'ora del giorno né con le stagioni. Non dipendeva neanche dalla nostra Galassia, perché in caso contrario anche la galassia di Andromeda avrebbe mostrato un eccesso di radiazione dello stesso tipo. Radiazioni di questo tipo dovevano provenire da uno spazio molto più ampio rispetto alla nostra Galassia.

Prima di sostenere una tesi del genere, tuttavia, l'antenna finì di nuovo sul banco degli imputati. Per la precisione, si sapeva che una coppia di piccioni era andata a far nido nell'imbuto dell'antenna. Una volta mandati via i pennuti (due volte, visto che tornarono dopo il primo "sfratto"), l'antenna fu ripulita dal materiale "bianco e dielettrico" che gli stessi uccelli avevano lasciato nell'antenna visto che proprio questo materiale, a temperatura ambiente, poteva essere una sorgente di rumore elettrico. Una volta eliminati gli escrementi di piccione, tuttavia, la radiazione era ancora eccessiva: un po' di meno, ma sempre eccessiva. E veniva dall'universo intero. 
Quando la temperatura dell'universo, durante le primissime fasi di Big Bang , scese a circa 3.300 K, la creazione degli atomi rese l'universo stesso trasparente alla luce ma non solo: la scomparsa degli elettroni liberi, unitisi ai nuclei per formare gli atomi, consentì alle radiazioni di lasciare la materia e di viaggiare, come onde e come fotoni. L'universo divenne trasparente alle radiazioni. Quella che era una radiazione molto energetica venne poi allungata dall'espansione dell'universo e shiftata verso il rosso, fino a raggiungere - oggi - la zona delle microonde. La temperatura della radiazione, inversamente proporzionale alla lunghezza d'onda, scese così fino ai circa 3 K che misuriamo oggi e che misurarono, con qualche imprecisione, Penzias e Wilson. Non si trattò di un fulmine a ciel sereno: esistevano studi e ricerche che teorizzavano la presenza di un resto del calore esistente all'inizio dell'universo, puntando sul fatto che se l'universo fosse davvero partito da temperatura e densità elevatissime, l'espansione avrebbe dovuto raffreddarlo fino a 5 K (così dicevano i primi modelli) sopra lo zero assoluto. I due tecnici della Bell si imbatterono proprio in questa radiazione fossile e seppero riconoscerla: proveniva in maniera omogenea da ovunque, con una temperatura di 3,5 K e con una lunghezza d'onda di 7 centimetri. La scoperta valse il premio Nobel ai due tecnici della Bell mentre proprio il fatto di aver previsto, in tempi non sospetti, l'esistenza di questa radiazione e di averla poi riscontrata ha fatto assumere al Big Bang il ruolo incontrastato di modello standard nella cosmologia moderna.

Mappa della Radiazione Cosmica di Fondo. Crediti Berkeley University
Mappa della Radiazione Cosmica di Fondo. Crediti Berkeley University

Trattandosi di una informazione così importante, con risvolti fondamentali per la cosmologia che vedremo quindi in apposita sede, gli strumenti a microonde elaborati per l'osservazione sono stati mirati proprio alla caratterizzazione della radiazione cosmica di fondo (Cosmic Background Radiation, CBR). Uno degli aspetti più interessanti ed evidenti era, all'interno del fondo, la presenza di piccolissime fluttuazioni di temperatura nell'ordine dei trenta milionesimi di grado, delle disomogeneità in misura di una parte su centomila nelle zone più calde che potevano rappresentare i primissimi addensamenti di materia, gli stessi che un giorno avrebbero dato vita alle strutture a larga scala che vediamo oggi, come le galassie. La Radiazione Cosmica di Fondo, infatti, porta con sé l'impronta indelebile della formazione delle strutture dell'universo. Quando i fotoni iniziarono ad uscire dall'empasse che li vedeva sbattere continuamente con gli elettroni iniziando a prendere la via dell'universo "esterno", creandolo al loro passaggio, le strutture avevano già iniziato a formarsi. Punti con massa un po' più accorpata riuscirono ad attrarre altra massa dando luogo, con il tempo, a superammassi, ammassi, galassie. I fotoni che passavano da quelle parti dovevano per forza cedere una parte della propria energia alla maggiore attrazione gravitazionale esercitata da questi punti di accumulo di materia. Ne segue che quei fotoni risultavano un po' più freddi. 
Proprio su queste disomogeneità  di temperatura era il caso di indagare al meglio. 

Ultimo aggiornamento del: 11/09/2018 20:03:43

Osservazione della radiazione a microonde

Tutti gli strumenti utilizzati per lo studio delle microonde sono stati finalizzati all'analisi della radiazione cosmica di fondo. Dalla scoperta di Penzias e Wilson e Planck, una storia di scoperte e conquiste

L'Unione Sovietica, il primo luglio 1983, inserì l'esperimento RELIKT-1 all'interno del satellite  Prognoz 9 per lo studio della radiazione cosmica di fondo limitandosi però a stabilire un limite superiore al livello delle anisotropie su larga scala. Successive analisi sugli stessi dati portarono, nel 1992, a un segnale compatibile e più approfondito con quello dei progetti statunitensi, a testimonianza della bontà sottovalutata del progetto iniziale. I sovietici ottennero una mappa del cielo a 37 GHz in sei mesi di tempo.

La mappa della radiazione cosmica di fondo elaborata dai dati di COBE. Crediti NASA.
La mappa della radiazione cosmica di fondo elaborata dai dati
di COBE. Crediti NASA.

La NASA elaborò il Cosmic Background Explorer (COBE) e lo lanciò il 18 novembre 1989 da Vandenberg, fissandolo in una orbita di 900 chilometri di altitudine . Anche noto come Explorer 66, COBE aveva il compito di misurare con precisione la Radiazione Cosmica di Fondo, caratterizzando proprio le fluttuazioni di temperatura presenti al suo interno. COBE avallò la CMB come spettro di corpo nero , così come teorizzato, e misurò la temperatura media in 2,726 Kelvin, in linea perfetta con le previsioni. Le prime mappe di COBE (1992) evidenziarono anche le variazioni di temperatura, in misura compresa tra 0.0001% e 0.001% del valore medio. I risultati di COBE valsero il Nobel per la Fisica 2006 agli ideatori della missione come John C. Mather e George F. Smoot

Il primo programma terrestre di misurazione della radiazione cosmica di fondo porta il nome di BOOMERanG (Balloon Observations of Millimetric Extragalactic Radiation and Geophysics). Si tratta di tre voli sub-orbitali di un pallone ad alta quota effettuati nel 1997 dall'America del nord, nel 1998 e nel 2003 dalla base antartica McMurdo, con palloni in grado di raggiungere 42 chilometri di quota trasportando il telescopio EBEX della Columbia University. EBEX ha una apertura di 1.5 metri e pesa 2.7 tonnellate, con un ingombro di svariati metri. Il nome Boomerang è legato allo sfruttamento del vortice polare, tramite il quale il pallone è riuscito a tornare al posto di partenza. I risultati hanno parlato di anisotropie nella radiazione, secondo le attese, e di polarizzazione della radiazione a microonde. L'inflazione , infatti, non solo ha "stirato" i fotoni ma li ha anche allineati. Le particelle subiscono allineamenti durante i passaggi prossimi ai centri di massa ma anche a quelli che incrociano una onda gravitazionale . Se si riuscisse a scorporare la parte legata ai centri di massa, la differenza tra allineamento osservato e allineamento teorizzato potrebbe fornire una indicazione quantitativa dell'effetto delle onde gravitazionali e quindi sarebbe la prova della loro esistenza ma anche una osservazione abbastanza diretta, la prima riguardante onde primordiali

L'esperimento BOOMERanG
L'esperimento BOOMERanG

In Antartide è presente anche DASI (Degree Angular Scale Interferometer), somma di 13 interferometri tra 26 e 36 GHz finalizzati allo studio delle anisotropie della radiazione cosmica di fondo e alla sua polarizzazione. Proprio DASI, nel 2002, rilevò per la prima volta la polarizzazione della CMB. 
Un altro esperimento basato su palloni fu MAXIMA (Millimeter Anisotropy eXperiment IMaging Array, curato dalla NASA e dalla National Science Foundation e finalizzato di nuovo alle fluttuazioni della radiazione cosmica di fondo. Il pallone venne portato in alto due volte, nel 1998 e nel 1999, con partenza dal Texas e arrivo a 40 chilometri di altezza. Rispetto a BOOMERanG, MAXIMA ha analizzato una parte minore di cielo ma in modo più approfondito, consentendo di confermare il modello cosmologico standard ancora una volta in termini di percentuale di materia barionica. 

Tredici interferometri sono state presenti sulle ande cilene, a 5.080 metri sul livello del mare, per il progetto Cosmic Background Imager (CBI). L'osservatorio è stato operativo dal 1999 al 2008 misurando la radiazione cosmica tra 26 e 36 GHz. 

Il 30 giugno 2001 è la volta del lancio, da Cape Canaveral, della missione WMAP all'interno del Programma Explorer (Explorer 80), satellite destinato al punto lagrangiano L2. Il Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) era costruito di nuovo per lo studio della radiazione cosmica di fondo a microonde dalla Johns Hopkins University unitamente al Goddard Space Flight Center e alla University of Princeton. Dismesso nel 2010, WMAP ha raggiunto una precisione notevole (risoluzione angolare 33 volte più precisa di COBE) e risultati storici, tanto da essere nominato Breakthrough of the Year 2003 e da piazzare due risultati ai primi due posti della Super Hot Papers in Science Since 2003. WMAP misura la radiazione a cinque differenti frequenze rimuovendo i rumori e giungendo a valori più precisi. Tra i risultati, la conferma del modello Lambda-Cold Dark Matter con una età dell'universo stimata in 13,73 miliardi di anni, una costante di Hubble di 70.1 km/s/MPc e una composizione dell'universo data al 4.6% da materia barionica, al 23% da materia oscura , al 72% da energia oscura e all'1% da neutrini. I dati avvalorarono la geometria piatta dell'universo ma portarono anche nuove domande, come quella relativa a una inspiegabile "macchia" fredda (Cold Spot, vedi più avanti) molto ampia all'interno della radiazione cosmica di fondo. La missione è stata prolungata fino a settembre 2010 e a ottobre la sonda è stata indirizzata verso l'orbita che accoglie le missioni dismesse. 

Nel 2004 fu stato approvato il finanziamento per l'osservatorio Clover da installare in Cile e consistente di due telescopi indipendenti a diverse frequenze. Lo scopo era la misurazione della polarizzazione B-mode della radiazione cosmica di fondo, il che avrebbe dovuto portare anche alla detection delle onde gravitazionali primordiali. Il progetto fu annullato a marzo 2009 per mancanza di fondi. 

Il 14 maggio 2009 è stata lanciata - insieme allo Herschel Space Observatory - la Planck Surveyor, sonda ESA con collaborazione NASA erede di WMAP e parte dell'Horizon 2000 Scientific Program. Il lancio è avvenuto dalla Guyana francese tramite Ariane 5 e ha portato la sonda a raccogliere dati in uno spettro di frequenze da 30 a 857 GHz, una ampiezza mai raggiunta. Planck è il risultato della fusione di COBRAS e SAMBA, due strumenti che hanno trovato collocazione nella sonda diventando rispettivamente il Low Frequency Instrument (LFI) e l'High Frequency Instrument (HFI). Planck è stato posto nel punto lagrangiano L2 a 1.5 milioni di chilometri dalla Terra, opposto al Sole per beneficiare dello schermo offerto da Terra e Luna. La missione è stata terminata il 23 ottobre 2013 con pubblicazione degli ultimi dati avvenuta il 17 luglio 2018. Tra gli obiettivi, oltre alla radiazione cosmica di fondo e alla sua polarizzazione , rientravano i test sul modello inflattivo, la stima dei parametri cosmologici, lo studio degli ammassi galattici e del mezzo interstellare galattico. A marzo 2013 la prima mappa di Planck viene presentata al pubbico, non priva di risultati a sensazione: l'universo - alla data - si mostrava più "vecchio" di circa 80 milioni di anni rispetto a quanto non si fosse pensato fino ad allora e la sua espansione era più lenta, con la costante di Hubble fissata in 63 km/s/MPc. L'età veniva fissata in 13,81 miliardi di anni (misura, come visto, affinata da successive stime). Nel 2016 i dati di Planck hanno consentito di verificare come nell'universo non esista una direzione preferenziale (esiste in un caso su 121 mila simulati) a testimonianza di una espansione omogenea e isotropa: l'analisi della radiazione cosmica di fondo in termini di intensità e polarizzazione, infatti, ha mostrato la totale assenza di spirali e di allungamenti dei punti caldi e freddi, cosa che invece sarebbe reale nel caso di una direzione preferita di espansione dell'universo. 
Discorso a parte per le anisotropie, che venivano riconosciute come omogenee e casuali su una certa scala, oltre la quale l'universo non appariva poi così omogeneo come ritenuto fino ad allora. 

La mappa di Planck con evidenza dell'effetto Doppler e della Cold Spot. Crediti Planck/ESA
La mappa di Planck con evidenza dell'effetto Doppler e della Cold Spot.
Crediti Planck/ESA

La mappa della Radiazione Cosmica di Fondo ottenuta prima dal satellite COBE e poi da WMAP consente di distinguere le aree in base alla temperatura riscontrata. I differenti colori indicano variazioni di temperature nell'ordine di 0,0002 gradi Kelvin rispetto alla temperatura media. Queste minuscole variazioni, come detto, sono dovute alle primordiali fluttuazioni quantistiche.
La CBR, a prima vista, presenta delle note non uniformi in quantità di una parte su mille in ciascuna direzione, ma si tratta di un effetto Doppler legato al movimento della nostra Galassia . Verso la direzione che asseconda il moto della galassia, infatti, la radiazione appare più schiacciata mentre in direzione opposta appare più allungata. Tolta questa impurità di calcolo, la radiazione appare uniforme con uno scarto di uno ogni centomila con radiazioni leggermente maggiori o leggermente minori corrispondenti alle zone in cui, all'età universale 380.000, la materia era più presente o meno presente, incubazione delle attuali strutture cosmiche che vediamo (e che non vediamo, come materia oscura ). Studiare la distribuzione delle temperature equivale a capire l'intensità del campo gravitazionale nell'universo giovane e quindi l'accumulo di materia primordiale che ha portato alle attuali grandi strutture. Possiamo stabilire quanta materia, ordinaria ed oscura, e quanta energia compongono l'universo. Non basta: possiamo capire anche la curvatura dell'universo, la quale influenza il cammino dei fotoni in viaggio. Attualmente la stima effettuata fornisce un universo piatto
Sulla mappa di Planck, quindi, i punti di diverso colore indicano zone più o meno fredde (stiamo parlando comunque di centesimi di grado). Le differenze di temperatura sono il risultato, stirato dall'inflazione , delle primordiali differenze di massa e quindi delle primordiali fluttuazioni di densità. Una zona di discussione è stata scoperta nel 2004: si chiama Cold Spot, è ampia 500 milioni di anni luce e ha una temperatura più bassa di 70 microKelvin rispetto alla media, il che sarebbe poco ma l'estensione della macchia è stata sempre difficilmente spiegabile. L'osservazione del Cold Spot tramite il telescopio ottico della survey Pan-STARRS1 e i dati infrarossi di WISE hanno consentito di evidenziare, nella zona, un supervuoto cosmico esteso per 1.8 miliardi di anni luce, caratterizzato da una densità di materia estremamente inferiore rispetto alla media tale da generare un effetto chiamato Integrated Sachs-Wolfe: la luce che attraversa il vuoto cosmico impiega un tempo crescente che fa perdere una quantità di energia superiore a quella che si potrebbe pensare visto che, durante l'attraversamento, il vuoto stesso si espande per effetto dell'espansione accelerata dell'universo. Anche il Cold Spot, quindi, rientra nel modello standard e può essere spiegato senza minare i principi cosmologici fondamentali come isotropia e omogeneità. 

Chiude l'elencazione il Very Small Array (VSA): si compone di quattordici interferometri sempre nella banda compresa tra 26 e 36 GHz, nasce dalla collaborazione tra Cambridge, Manchester e Canarie ed è installato a Tenerife sul Teide. 

Ultimo aggiornamento del: 11/09/2018 20:07:23

I maser

Alcune righe brillanti nello spettro a microonde risultano di indubbio valore al fine di caratterizzare gli elementi chimici presenti nell'universo. Dalla cometa Shoemaker-Levy 9 su Giove i primi insegnamenti sulla radiazione maser.

L'astronomia a microonde non è fatta soltanto di radiazione cosmica di fondo, anche se il suo valore è fondamentale. Un maser (Microwave Amplification by Stimulated Emission of Radiation) è un fenomeno simile a un laser, ma opera nella regione delle microonde dello spettro elettromagnetico . Nel 1963 un team del MIT captò un primo segnale originato da nubi molecolari nello spazio interstellare mentre nel 1965 un team della Berkeley rilevò microonde intense e dotate di una polarizzazione uniforme. Emissioni maser di svariate molecole, da allora, sono state rinvenute molto spesso e tra queste il maser del metanolo e del vapore acqueo. La presenza di maser indica attività di formazione stellare o di morte stellare visto che solo in determinate condizioni questo fenomeno può essere attivato. 
Un evento importante per la caratterizzazione del maser fu lo schianto della cometa Shoemaker-Levy 9 su Giove visto che per la prima volta si ebbe la conferma che la riga di emissione a 22 GHz - già osservata altrove - dipendesse dal rilascio di acqua da parte del nucleo cometario al momento dell'impatto. La stessa riga proveniente da nubi interstellari indicava quindi la presenza di acqua. 
Sotto particolari condizioni, quindi, l'emissione maser può essere osservata anche in atmosfere planetarie e può rappresentare, quindi, un ottimo strumento per capire se all'interno di un sistema planetario distante possa essere in corso una fase di violento bombardamento cometario verso le zone interne simile a quello avvenuto nel nostro Sistema Solare 4 miliardi di anni fa. 
Nel 1999 è stato avviato il progetto Itasel (Italian Search for Extraterrestrial Life), a guida ASI, per osservare 35 obiettivi in un raggio massimo di 160 anni luce e tra questi sono state osservate emissioni maser da tre sistemi: Epsilon Eridani (10.8 ann luce), Lalande 21185 (8.3 anni luce) e Gliese 581 (20.4 anni luce). 
Un altro esempio è fornito dalla stella IRAS 1931-1950, la quale presenta due emissioni maser legate all'ossido di silicio e a un composto di un atomo di ossigeno e uno di idrogeno, entrambi sintomo di stella antica e quindi prossima alla sua fine. In realtà in questo caso la stella è molto giovane, una protostella per la precisione, ma la radiazione così intensa proviene dalle caratteristiche della stella e dal suo ambiente circostante, ricco di ghiaccio e anidride carbonica. 

La stella IRAS 19312-1950 in immagine composita con dati di Spitzer e Herschel Telescope. Crediti NASA
La stella IRAS 19312-1950 in immagine composita con dati di Spitzer e Herschel Telescope. Crediti NASA

 

Ultimo aggiornamento del: 11/09/2018 20:10:01