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Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology, Pasadena (CA)
L'immagine
Moti superluminali nel blazar 3C 279
La sequenza di immagini evidenzia la rapida crescita del blazar 3C 279 nel corso degli anni '90.
Le cifre sulla sinistra indicano gli anni in cui sono state riprese le diverse immagini, quelle in basso il numero di anni luce che corrisponde alla grandezza apparente (in millisecondi di arco) del blazar, la cui distanza è stimata attorno ai 4 miliardi di anni luce.
In meno di 10 anni il nucleo in movimento (quello di destra) ha coperto più di 20 anni luce, superando quindi del doppio la velocità della luce. La spiegazione che è stata data di questo paradosso relativistico è che la velocità apparente del moto è raddoppiata da una sorta di effetto Doppler che si produce a causa del fatto che il getto in movimento è rivolto in direzione della nostra galassia. Le immagini del blazar sono state infatti ruotate di circa 30° verso destra, in modo da fare apparire il getto in tutta la sua lunghezza.
Il termine blazar è stato coniato nel 1978 sul calco di due precedenti termini astronomici, che designano entrambi oggetti particolarmente lontani e luminosi associati al buco nero della galassia che li ospita.
La desinenza e la struttura del termine vengono da quasar (QUASi-stellAR), aggettivo con il quale si indicano in genere oggetti di dimensioni relativamente ridotte (dell'oirdine di quelle del Sistema solare) che emettono però in modo estremamente violento (molti miliardi di volte più violento del Sole).
Le iniziali e la lettera z vengono invece dal termnine BL Lacertae. BL Lacertae è un oggetto celeste che è stato scoperto nel 1929 dall'astronomo tedesco Cuno Hoffmeister, esperto in stelle variabili e che fu infatti considerato una stella della nostra galassia: BL è la sigla progressiva usata per numerare le stelle variabili in una certa porzione di cielo (in questo caso la costellazione della Lucertola, in latino Lacerta, Lizard in inglese). Oggi questo nome proprio, spesso abbreviato in BL Lac, è diventato un nome comune per riferirisi a oggetti altamente variabili con le caratteristiche successivamente rilevate in quel primo oggetto e cioè, a differenza dei quasar, l'assenza di marcate linee spettrali in emissione o in assorbimento.
La tecnica
Mappa radioastronomica (VLBI)
Le immagini rappresentano la distribuzione dell'emissione di 3C 279 registrate sulla frequenza dei 22GHz (corrispondente alla lunghezza d'onda di 1,3 cm) con i dieci telescopi che compongono il Very Long Baseline Array (VLBA) del National Radio Astronomy Observatory (NRAO), dislocati in altrettante aree degli Stati Uniti, dalle Hawaii alle Isole Vergini.
A causa del fenomeno della
diffrazione, maggiore è la lunghezza d’onda della radiazione
osservata, maggiori devono essere le dimensioni dello strumento che le
raccoglie. Se si vuole raggiungere il potere risolutore dell’occhio e
ottenere immagini del cielo nelle bande del radio, la dimensione dell’antenna deve
essere dell’ordine delle decine di metri. Per raggiungere la
risoluzione dei telescopi ottici, non bastano nemmeno le dimensioni del
radiotelescopio di Arecibo (Puerto Rico) la cui parabola misura 305 m
di diametro. Per ottenere queste risoluzioni, in radioastronomia si utilizzano schiere (in inglese, array) di antenne paraboliche disposte in modo interferometrico, utilizzando la tecnica chiamata Synthetic Aperture
che raccoglie l'informazione delle differenze nelle misure di fase
dell'onda elettromagnetica (in modo analogo a quello con cui funziona
il telerilevamento da satellite radar). I dieci telescopi del VLBA sono perciò dislocati in modo da coprire la massima area possibile nel territorio degli USA. La tecnica che sfrutta l'interferenza tra le antenne tra questi telescopi è chiamata Very Long Baseline Interferometry.
I dieci teelscopi del VLBA sono coordinati dall'Array Operations Center (AOC) del NRAO nella piana di Socorro in New Mexico, dove ha anche sede il Very Large Array (VLA). Gli operatori del
VLBA possono controllare in remoto e simultaneamente le grandi antenne dei dieci telescopi puntandole verso gli stesi oggetti celesti e sintonizzandole sulla stessa frequenza radio. I dati raccolti da tutti i telescopi vengono inviati al Centro in tempo reale per essere processati e trasformati in immagini.
L'immagine finale della sequenza che riprende l'evoluzione di 3C 279 è stata realizzata da Glenn Piner, che ha utilizzato dati raccolti assieme a un gruppo di ricercatori, formato tra gli altri da Ann Wehrle e Stephen Unwin. Per calibrare le ampiezze e le fasi dei segnali radio ricevuti si è utilizzato l'Astronomical Image Processing System (AIPS), Le singole immagini sono state prodotte con DIFMAP, pacchetto software elaborato al Caltech. Il mosaico è stato composto utilizzando l'Interactive Data Language (IDL).
Cos'e' controluce
Controluce è una raccolta di immagini scientifiche provenienti dai laboratori di ricerca.
La scienza procede per modelli e anche per immagini. L'osservazione dei fenomeni, gli esperimenti di laboratorio, l'intuizione matematica, le simulazioni al computer utilizzano in molti casi la sintesi e la capacità evocativa di un'immagine. Sopratutto, le immagini sono un irrinunciablile ingrediente della comunicazione della scienza, sia interna che esterna a una certa disciplina.
Le immagini di Controluce vengono scelte e descritte da Ulisse con un lavoro di confronto e di dialogo con gli scienziati che le hanno prodotte. Si tratta di immagini che nascono direttamente dall'attività di ricerca, ma che hanno un alto potenziale comunicativo anche per un pubblico più ampio.
