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SETI@home ITALIA NEWSletter scientifica # 10 del 06.11.2001
Usare i dati di SETI@home per esplorare
la distribuzione dell'idrogeno nella Galassia
di Eric Korpela, Paul Demorest, Eric Heien, Carl Heiles, Dan Werthimer
Titolo originale: "Using SETI@home data to explore hydrogen distribution in the Galaxy"
Traduzione in italiano di Antonio Gerli & Bruno Moretti Turri IK2WQA
Pubblicazione a cura di SETI ITALIA G. Cocconi
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L'idrogeno è l'elemento più abbondante dell'universo.
Costituisce la parte principale della massa delle stelle e dei pianeti giganti.
La Galassia stessa è piena di idrogeno, con alcune regioni a densità così basse da avere solo
alcune dozzine di atomi per metro cubo e regioni di formazione stellare con densità tali da avere
fino a 20 milioni di atomi per metro cubo. Questo gas prende parte alla rotazione della Galassia.
E' raggruppato in bracci a spirale. Viene spostato dalle onde d'urto delle esplosioni di supernovae,
formando dei gusci sferici di gas più denso del diametro di centinaia di anni luce.
Nei punti di massima densità del gas si formano nuove stelle.
Alcune di queste stelle esploderanno come supernovae, causando la formazione di nuovi gusci di gas
e dando il via alla formazione di nuove stelle.
Questo ciclo autoalimentato continua fin dalla formazione della Galassia.
Se vogliamo capire alcuni di questi meccanismi, è importante che comprendiamo come l'idrogeno
sia distribuito nella Galassia. Il sistema di dati di SETI@home rappresenta un meccanismo unico
per guardare l'idrogeno della Galassia. E' situato nel più grande radiotelescopio del mondo,
che fornisce la miglior risoluzione d'immagine disponibile che possa essere ottenuta con un singolo
radiotelescopio. Poiché la banda di frequenza che riceve è centrata attorno alla frequenza
di 1.420,4 MHz emessa dall'idrogeno, i nastri di dati in uscita dal registratore di SETI@home
possono essere analizzati per estrarre informazioni sulla distribuzione dell'idrogeno nella Galassia.
Immagine della galassia Sombrero cortesia European Southern Observatory, © 2000
Come le stelle nella Galassia, l'idrogeno si distribuisce principalmente in un largo disco,
come quello mostrato nella figura in alto. Qui sotto abbiamo una sezione verticale attraverso il disco
della Galassia all'altezza del Sole. Il Sole è il cerchietto giallo vicino al piano del disco.
Lo sfiocchettamento grigio rappresenta il gas idrogeno.
Se si guarda lungo il disco si vede più idrogeno che guardando perpendicolarmente al disco,
perché si guarda attraverso una più lunga distanza nel sottile strato di idrogeno.
Più idrogeno si trova lungo una determinata linea di vista, più intenso sarà il segnale dell'emissione radio.
Il grafico qui sotto mostra lo spettro lungo due linee di vista (mostrate schematicamente dalle linee in alto).
La curva rossa è lo spettro lungo una linea di vista a 5 gradi dal piano della Galassia
(mostrato dalla linea rossa in alto). La curva verde è lungo una linea di vista a 25 gradi dal piano galattico
(rappresentata dalla linea verde in alto). Come previsto, si nota che l'intensità dell'emissione dell'idrogeno
è più alta quando si guarda lungo il piano della Galassia.
L'altra cosa che noterai è che le forme delle trame sono diverse nei due grafici.
Questo è perchè l'idrogeno nella Galassia sta muovendosi rispetto a noi.
Poichè sta muovendosi, le onde radio saranno spostate verso il rosso se sta allontanandosi da noi,
o spostato verso il blu se sta muovendosi verso di noi (effetto Doppler-Fizeau).
Nello spettro rosso sopra si vedono quattro picchi perchè stiamo vedendo idrogeno che si muove
a quattro velocità diverse. Nello spettro verde vediamo solamente un picco.
La ragione della differenza è che l'idrogeno ruota intorno al centro della Galassia come il Sole.
Quando guardiamo fuori del piano della Galassia, la nostra linea di vista vede l'idrogeno denso
in un punto relativamente vicino. Quindi nello spettro verde, noi stiamo vedendo idrogeno che è vicino
e sta ruotando rispetto alla Galassia alla stessa velocità del Sole.
Quando guardiamo lungo la linea di vista del piano galattico, vediamo idrogeno più lontano
che sta muovendosi ad una velocità diversa ed in una direzione diversa dal Sole.
Questo, tuttavia, non spiega pienamente perché ci sono picchi nello spettro.
Ci sono picchi perchè l'idrogeno non è distribuito uniformemente nella Galassia.
L'idrogeno nella Galassia è concentrato più nei bracci a spirale e meno concentrato altrove.
L'immagine sotto rappresenta una vista dall'alto della Galassia. Il punto giallo è il Sole,
e la linea rossa è una linea di vista che noi abbiamo scelto per illustrare questo punto.
Le frecce blu mostrano la direzione in cui il Sole e i gas nei bracci a spirale stanno muovendosi
nella loro orbita intorno al centro della Galassia. Quando misuriamo lo spettro,
l'unica parte della velocità che possiamo misurare è la porzione diretta lungo la linea di vista,
mostrata dalle frecce verdi. Il gas nel braccio a spirale più vicino al Sole sta muovendosi alla stessa
velocità e direzione del Sole, così la sua velocità misurata sarà vicino a zero.
Quasi tutta la velocità del prossimo braccio spirale è diretta verso la Terra.
Sta muovendosi più veloce verso il Sole di quanto il Sole sta allontanandosi da lui, così apparirebbe
spostato verso il blu. La velocità del gas nel braccio a spirale più lontano è quasi perpendicolare
alla nostra linea di vista. Non sta muovendosi verso di noi veloce quanto noi stiamo allontanandoci
da lui. La sua emissione radio apparirebbe spostata verso il rosso.
Studiando la forma dello spettro noi possiamo imparare dove i bracci a spirale sono localizzati
nella Galassia.
Ora sai tutto ciò che c'è da conoscere sull'idrogeno nella Galassia.
Noi astronomi non sappiamo neanche un decimo di quello che c'è da imparare sull'idrogeno
nella Galassia. Ecco perché noi prenderemo i dati di SETI@home e li useremo per generare
11 milioni di spettri come quello sopra. Useremo gli spettri per fare mappe delle distribuzioni
dell'idrogeno nelle aree della Galassia visibili ad Arecibo.
Renderemo queste mappe disponibili a chiunque voglia usarli per studiare la Galassia.
Per dettagli più tecnici su questo progetto, puoi leggere una presentazione data alla conferenza
"Seeing through the Dust" (Guardando attraverso la polvere) al Dominion Radio Astrophysical Observatory
nell'ottobre 2001 cliccando
SETHI@Berkeley - A Piggyback 21-cm Sky Survey at Arecibo
by Eric Korpela, Paul Demorest, Eric Heien, Carl Heiles, Dan Werthimer
University of California, Berkeley
Poster 1 pagina - formato .pdf - 1,44 MB
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