Procede bene la lotta di tutti gli astrofili della Lombardia contro
l'inquinamento luminoso: le 25.000 firme (1.200 quelle raccolte dal
G.A.T.!) consegnate in Regione lo scorso 22 Giugno stanno facendo il 'miracolo':
si prevede infatti che, all'inizio del 1999, anche la Lombardia avra' una
legge operativa contro i disastrosi effetti (economici ed ecologici) di
questa nefasta fonte di inquinamento. L'attenzione al problema va comunque
tenuta sempre molto viva: per questo l'U.A.I. (Unione Astrofili Italiani)
ha proclamato, per Sabato 17 Ottobre, una nuova giornata nazionale contro
l'inquinamento luminoso. Il nostro contributo consistera' in una grande
conferenza pubblica, programmata per Lunedi' 19 Ottobre, durante la quale,
attraverso bellissime immagini, sara' eclatante la differenza tra cielo
pulito e cielo inquinato. In piu', ricordiamo che AD IMMAGINI CHE DOCUMENTINO
L'INQUINAMENTO LUMINOSO E' DEDICATO IL NOSTRO CONCORSO ANNUALE IN MEMORIA
DI EROS BENATTI: attendiamo moltissime foto da parte di tutti i soci!
Intanto, il 17 Novembre'98 alle 19:45 T.U. e il 18 Nov.99 alle 1:50
T.U. la Terra attraversera' (0,008 u.a. all'esterno dell'orbita) il piano
orbitale della cometa Tempel-Tuttle, 267 giorni dopo il perielio del 28
Febbraio'98 (ricordiamo che la cometa torna ogni 33,2 anni). Analoga situazione
si presento' alle 11:50 T.U. del 17 Nov. 1966 quando, sugli U.S.A. si verifico'
un evento memorabile: la piu' grande tempesta di LEONIDI (le meteore
associate alla cometa Tempel-Tuttle) che si ricordi, qualcosa come 150.000
meteore/ora! Piu' in generale, e' ben noto l'aumento straordinario dell'attivita'
delle Leonidi, ogni 32-33 anni, in corrispondenza col ritorno della Tempel-Tuttle.
Per questo e' pressante l'invito a dedicare tutta la notte di Martedi'
17 Novembre all'osservazione delle Leonidi: nessuno sa se e quando ci sara'
TEMPESTA. Una cosa comunque e' certa: la semplice probabilita' di un evento
cosi' impressionante (nel 1966 caddero 40 meteore/secondo! giustifica appieno
il sacrificio della nottata sotto le stelle. Anche perche' ci sara' Luna
NUOVA e, questa volta, Europa ed Asia saranno favorite rispetto agli U.S.A.
Noi dedicheremo, al fenomeno delle Leonidi, una importante conferenza pubblica
Lunedi' 9 Novembre e, in piu'. stiamo preparando un ampio resoconto scientifico
che fara' da supplemento alla presente lettera N.77.
Purtroppo, dopo due notizie positive (Leonidi e inquinamento luminoso)
eccone una negativa: dallo scorso Giugno e' stato deciso che, per mancanza
di fondi, nessun astrofilo potra' piu' usare lo Space Telescope.
Una decisione 'politica' (quindi SBAGLIATA) che prescinde da qualunque
considerazione tecnica. Lo dimostra il proseguo di questa nostra lettera.
Gli Astrofili e lo Space Telescope
Tutto comincio' un pomeriggio del 7 Agosto 1986, a Baltimora,
durante l'annuale congresso degli astrofili americani. In quell'occasione,
davanti a 300 ascoltatori increduli, Riccardo Giacconi, allora primo direttore
dello Space Telescope Science Institute, offrì ufficialmente anche
ai non professionisti la possibilita' di lavorare con lo Space Telescope
(HST). In totale agli astrofili vennero assegnate 17 h di osservazione
su un totale di 1100 h di tempo disponibile. Un comitato di 7 responsabili
denominato A.A.W.G. (ossia Amateur Astronomer Working Group) programmo'
13 osservazioni distribuite in sei cicli, uno per anno, a partire dal 1992:
5 per il primo ciclo del 1992, 5 per il secondo ciclo del 1993, 2 per il
quarto ciclo del 1996 ed 1 per il sesto ciclo del 1997 (le missioni di
manutenzione con lo Shuttle fecero cancellare il 3° e il 5° ciclo).
Solo le ultime 3 osservazioni sono state effettuate dopo che HST era tornato
in perfetta efficienza.
Ecco dunque una breve rassegna dei risultati ottenuti.
1° ciclo: più ombre che luci
Il primo non professionista ad usare HST e' stato James Sekosky, un
insegnante di scienze di Rochester, il 20 e 27 Aprile e il 7 Maggio 1992.
Sekosky voleva chiarire come mai il satellite gioviano Io, nei primi
minuti susseguenti all'uscita dall'ombra di Giove dopo un eclisse sembra
mostrare, per una ventina di minuti, un aumento del 10-15% della sua luminosita'.
L'idea di J.Sekosky era che il brusco calo di temperatura in eclisse provocasse
una subitanea deposizione in forma ghiacciata della SO2 di cui e' ricca
la debole atmosfera di Io, seguita da una successiva rievaporazione col
ritorno della luce solare. Per testare questa ipotesi Io venne seguito
nei 20 minuti immediatamente seguenti ad un'eclisse eseguendo 5 pose fotografiche
con la WFPC (Wide Field and Planetary Camera) a bordo di HST: la prima
immagine (15 secondi dopo l'eclisse) e l'ultima, nel visibile dovevano
servire a dimostrare un eventuale aumento (e diminuzione) di luminosita',
le tre intermedie, centrate alla lunghezza d'onda UV della SO2 a 3577 A,
dovevano invece servire per indagare sulla deposizione/ evaporazione di
SO2. Le immagini sono state molto buone: in esse il disco del satellite
e'apparso chiaramente dominato da una ampia banda di SO2 equatoriale e
da una ampia macchia chiara australe relativa alla caldera vulcanica di
Aten. I risultati sono pero' stati un po' differenti dalle previsioni.
In realta' J.Sekosky non ha osservato su Io, nel periodo delle osservazioni,
alcuna variazione su brevissima scala temporale, ne' a livello di luminosita'
ne' a livello di morfologia superficiale. Viene spontaneo pensare ad una
attivita' vulcanica momentaneamente molto bassa su Io e quindi ad una scarsissima
presenza di SO2 in atmosfera, Per contro Io ha mostrato, nelle immagini
UV a 3577 A, nette variazioni su lungo periodo, nel senso che la superficie
globale ricoperta da SO2 e' apparsa decisamente aumentata rispetto a quanto
osservato 15 anni prima dalle sonde Voyager.
Raymond STERNER e' un astrofilo di Woodbine, nel Meriland con il pallino
della matematica e dell'informatica. In particolare Sterner si e' specializzato
nella simulazione di scontri tra galassie a spirale. Gia' a meta' degli
anni 80, era riuscito a dimostrare come due galassie che si scontrino frontalmente
debbano produrre una struttura ad anello che diventa un arco sempre piu'
ampio quando piu' la traiettoria della collisione assume carattere radente.
Nel 1988, R.Lynds e V.Petrosian scoprirono i primi esempi di grandi archi
luminosi all'interno di certi ammassi di galassie. La comunità scientifica
fu subito concorde nell' interpretare quegli oggetti come miraggi gravitazionali,
ovvero come il risultato della distorsione gravitazionale della luce di
una galassia lontanissima casualmente situata sulla linea visuale di una
delle galassie dell'ammasso.
Nel caso del grande arco semicircolare che avvolgeva l'ammasso CL2244-02
R.Sterner, non era per nulla d'accordo su questa interpretazione. Bastarono
pochi giorni perche' il suo computer riuscisse a simulare, per collisione
galattica, un arco incredibilmente simile a quello appena scoperto nella
realta', nel quale la violenta onda d'urto della collisione aveva stimolato
la formazione di una gran quantita' d stelle giovanissime.
Da qui la proposta di Sterner di puntare la WFPC a bordo di HST
sull' ammasso CL2244-02 per cercare se effettivamente il grande arco ivi
presente fosse un agglomerato di stelle blu e caldissime poste all'interno
dell'ammasso stesso.
Le osservazioni vennero eseguite con HST il 25 Aprile'92 con il filtro
F555W (5479 A) e pose fino a 40 minuti. Purtroppo esse non hanno potuto
ne' confermare ne' smentire l'affascinante ipotesi di R. Sterner: causa
infatti l'aberrazione sferica delle ottiche, le immagini sono risultate
troppo deboli e quindi impossibili da elaborare. Tre anni dopo, pero',
quando HST ritorno' perfettamente funzionante, altri ricercatori hanno
definitivamente dimostrato la natura gravitazionale dell'arco di CL2244-02:
esso infatti presenta un redshift z=2,24, contro una media di z=0,38 per
le galassie dell'ammasso.
L'aberrazione sferica dello specchio primario di HST ha causato una
delusione ancora piu' atroce in Ann LARSON, una casalinga di Seatthe, madre
di due bambini ed astronoma a tempo perso. La proposta di Ann Larson era
molto buona e molto semplice: andare alla ricerca di protopianeti giganti
riprendendo con la WFPC immagini infrarosse di regioni ad intensa formazione
stellare. Siccome, nel vicino infrarosso, un eventuale pianeta doveva
risultare 1000 volte piu' brillante della relativa stella, i calcoli di
Ann Larson mostravano che un oggetto di 5-10 Masse gioviane ad una distanza
di 10 U.A. dalla stella centrale, poteva essere perfettamente risolto dallo
Space Telescope.
Purtroppo le osservazioni vennero cancellate perche', a causa dell'aberrazione
sferica HST aveva completamente perso la risoluzione necessaria.
Non voleva credere ai suoi occhi John HEWITT, astrofilo e scrittore
di romanzi di fantascienza di Berkely, quando, l' 8 Febbraio 1992 arrivo'
all'improvviso la notizia che una brillante stella NOVA (m=4,3) era esplosa
nella costellazione del Cigno.
Esattamente quanto desiderava John Hewitt, che formulo' un'idea semplice
ma bellissima: tentare di rivelare la nube di Oort di una stella vicina
sfruttando l'evaporazione dei ghiacci cometari innescata dall'esplosione
come NOVA della stella centrale.
Il fenomeno poteva essere evidenziato riprendendo spettri alla lunghezza
d'onda UV del radicalo OH (3085 e 2820 A) tra 70 e 140 giorni dopo l'evento,
quando l'onda d'urto dell'esplosione doveva ormai essere in vista della
locale nube cometaria. Purtroppo HST non e normalmente preparato a seguire
in breve tempo eventi cosi' improvvisi. J.Hewitt, quindi, pote' eseguire
le sue osservazioni solo il 31 Agosto'92, ossia a distanza di quasi sette
mesi dall'esplosione (venne usato il filtro F284W centrato a 2820 A e pose
tra 5 e 15 minuti). Risultato; gli spettri, oltretutto sovraesposti, risultarono
impossibili da interpretare.
Tra i 5 candidati del primo ciclo di osservazioni amatoriali uno dei
piu' soddisfatti e' stato certamente Peter KANDEFER, un ingegnere elettronico
di New Hartford, nel Connecticut. Come astrofilo Kandefer era un esperto
di stelle variabili associato da 15 anni all'AAVSO. Come ingegnere si occupava
da molti anni di strumentazioni per la misura del campo magnetico terrestre.
Da qui l'idea di formulare una proposta di osservazione con HST che accomunasse
i suoi interessi professionali con quelli da astrofilo. Detto fatto P.Kandefer
propose di studiare con il GHRS (Goddard High Resolution Spectrograph)
a bordo di HST una stella variabile dotata anche di un forte campo magnetico
(capostipite di queste variabili peculiari e' ALFA Can Ven). La scelta
e' caduta su EPSILON UMa, una stella di classe A0 e m=2, 85 volte piu'
luminosa del Sole, nei cui spettri si riscontra un'anomala e variabile
intensita' delle righe del Cromo e dell'Europio. A partire dal 1 Giugno'92
P.Kandefel ha studiato per un intero periodo (5,088 giorni) quali erano
i parametri principali collegati alla variabilita' della stella (luminosita',
campo magnetico, intensita delle righe del Cromo e dell'Europio). I risultati
sono stati incoraggianti. Hanno infatti confermato una netta variabilita'
di cinque giorni nell' l'intensita' delle righe spettrali di Cromo ed Europio.
Analoga ma lievissima e' risultata anche la variazione globale di luminosita'
(0,02 magnitudini). Da qui la conclusione che la variabilita' della stella
sia dovuta alla sua veloce rotazione che mette in evidenza regioni superficiali
di composizione chimica diversa. Il campo magnetico della stella, essenziale
in questo meccanismo, e' stato accuratamente studiato da P.Kandeker dalle
modificazioni indotte sulle linee spettrali.
A causa dell'aberrazione sferica, tre delle cinque proposte accettate
per il secondo ciclo di osservazioni concesse agli astrofili sono state
dedicate a luminosi oggetti del Sistema Solare.
Ha cominciato Harald SCHENK, un ingegnere civile di Sheboygan, nel
Wisconsin, con una proposta tendente ad individuare ex-comete divenute
asteroidi per esaurimento del loro materiale gassoso.
H.Shenk ha cercato con il FOS (Faint Object Spectrograph), tracce dell'emissione
del radicale OH a 3085 A su cinque candidati (224 Oceania e 944 Hidalgo
il 24 Febbraio'93 per 15 minuti, 2201 Oljato il 17 Giugno'95 per 15 minuti,
899 Jokaste il 23 Ottobre'93 per 20 minuti, 182 Elsa il 4 Nov.'93 per 2
minuti), preselezionati in base ad indizi da lui ritenuti piuttosto significativi
(collegamento con sciami meteorici, albedo superficiale molto basso, proprieta'
spettroscopiche peculiari). Il risultato della ricerca e' pero' stato del
tutto negativo nel senso che mai, neanche negli spettri a posa piu' lunga,
sono apparse tracce dell'emissione dell'OH.
Altrettanto difficoltosa e' stata la proposta di Benjamin WEISS, uno
studente di Amherst, nel Massachusett, in quanto dedicata alla ricerca
di asteroidi binari, da risolvere con immagini WFPC. La scelta di Weiss
e' cascata su 18 Melpomene (ripreso il 18 Gennaio'93, 624 Hektor (ripreso
il 13 Giugno'93), 216 Kleopatra (ripreso il 2 luglio'93), 532 Herculina
(ripreso il 30 Sett.'93), 146 Lucina (ripreso il 6 Ott.'93).
Il caso di Herculina e' famoso. il 7 Giugno del 1978 questo asteroide
di m=9,5 occulto' la stella SAO 120774 di m=6, nella Vergine. L'evento
venne seguito con successo, tra gli altri, da E.Bowell e M. A'Hearn al
riflettore da 1 m dell'Osservatorio Lowell a Flagstaff, in Arizona: la
stella infatti scomparve dalla vista per 23,5 sec, occultata da un oggetto
che doveva avere un diametro di almeno 243 Km. Il fatto e' che, 1,5 minuti
prima dell'evento principale venne misurata anche un'attenuazione secondaria
della luce della stella per 5 secondi: da qui l'ipotesi della presenza
di un satellite di 45 Km orbitante attorno al corpo principale ad una distanza
minima di 977 Km.
In altri casi (es. 624 Hector e 216 Kleopatra) la curva di luce presenta
una variazione superiore ad una magnitudine: un fatto, Secondo D.Tholen,
che non puo' mai essere dovuto a variazioni di albedo superficiale e quindi
si puo' spiegare solo con una forma estremamente allungata, al limite con
una struttura binaria. Purtroppo nessuna osservazione e' stata conclusiva:
certo, alcuni casi si sono presentati come fortemente sospetti ma l'aberrazione
sferica ha impedito un verdetto definitivo.
Decisamente piu' fortunato e' stato George LEWYCKY, un programmatore
di computer di Milltown, nel New Jersey. Suo obiettivo e' stata la ricerca
spettroscopica di molecole organiche nella atmosfera di Titano, mediante
lo strumento GHRS. In particolare, essendo ben certa la presenza di HCN
(acido cianidrico) nelle nubi di Titano, la ricerca di Lewycky si e' rivolta
alla HCHO (formaldeide): come noto, infatti la reazione tra queste due
sostanze puo' dar luogo, in condizioni opportune, alla formazione di semplici
amminoacidi.
Il 21 Sett.'93 sono stati eseguiti spettri di 30 minuti con il filtro
G270M (2910-2957 A) per ricercare l'assorbimento della HCHO a 2932,6 A.
I risultati sono stati molto promettenti: oltre alla HCHO sono state individuate
molte altre bande organiche nuove. La loro interpretazione si sta rivelando
molto complessa per cui la riduzione dei dati, al momento, non e' ancora
stata completata.
Meno soddisfatta Nancy FOX, un'infermiera di San Francisco: la sua proposta
e' stata infatti quella di ricercare la eventuale presenza di stelle
nascenti nella zona centrale della nebulosa Laguna, o M8 attraverso
una serie di spettri FOS ed immagini WFPC in ultravioletto. Nulla di nuovo,
pero', e' emerso rispetto alle immagini tradizionali, se si esclude un
grande aumento dei dettagli.
A completamento del 2° ciclo, Karl HRICKO, un insegnante di Carteret,
nel New Jersey ha presentato una proposta decisamente 'scottante: un'indagine
sul presunto collegamento fisico tra la galassia Seyfert NGC 4319 ed
il quasar MK 205. Come noto il nucleo della galassia sembra collegato
al quasar da una specie di ponte di materia, come se il quasar fosse stato
espulso dal nucleo della galassia stessa. Peccato che, interpretando i
rispettivi redshift z come effetto Doppler, la galassia e il quasar si
collocano rispettivamente a 80 milioni ed 1 miliardo di Km di distanza
da noi... Il caso e' famosissimo ed estremamente controverso: basti dire
che Halton Arp ne ha fatto uno dei suoi cavalli principali di battaglia!
Purtroppo, ancora una volta, l'aberrazione sferica ci ha messo lo zampino:
nelle immagini riprese nel rosso il 28 Giugno'93 il ponte di materia tra
il quasar e la galassia e' infatti risultato troppo debole per uno studio
approfondito. A quando l'osservazione spettroscopica del presunto 'ponte'
con l'attuale HST perfettamente funzionante?
Gli astrofili, comunque, non avendo nessun tipo di condizionamento
'politico', sono molto attratti dalla controversia sulle distanze cosmiche
dei quasar.
Cosi', nell'ambito del 4° ciclo, con HST ormai perfettamente riparato,
Dennis TYE, un programmatore di computer di San Francisco, ha presentato
una proposta molto originale per quanto concettualmente complessa: quella
di risolvere il problema di oggetti a Redshift discordante dall'esame
spettroscopico delle rispettive foreste ALFA Lyman. Spieghiamoci meglio.
Si definisce foresta ALFA Lyman quel complesso di righe di assorbimento
che si ritrovano nello spettro di un oggetto lontano per opera delle nubi
di idrogeno che (a distanze diverse quindi a diversi z) si interpongono
sulla sua linea visuale. E' ovvio che la foresta Lyman sara' tanto piu'
affollata quanto piu' lontano e' l'oggetto. Ed eccoci allora al caso scelto
da D.Tye, relativo alla galassia MCG 03-34-085 ed al quasar PKS 1327-206
nella Vergine: per quanto i due oggetti presentino Redshift discordanti,
la loro posizione sembra presupporre un reciproco collegamento fisico.
Il 15 Dic.94 e l'11 Gen.'96 ha chiesto allo strumento FOS a bordo di HST
di lavorare col filtro G27OH centrato a 2750 A e di fare un confronto tra
le foreste Lyman relative al quasar e alla galassia. Ecco il risultato
preliminare: la foresta Lyman del quasar presenta 6-7 assorbimenti IN PIU'
rispetto a quella della galassia, quindi il quasar risulta piu' lontano
ed il supposto collegamento fisico e' solo effetto di prospettiva.
Una chiusura in bellezza
Il valore del risultato appena descritto e' fortemente rafforzato dalla
riacquistata perfetta efficienza di HST. In queste stesse condizioni sono
state effettuate anche le ultime due osservazioni concesse agli astrofili
(la seconda del 4° ciclo e l'unica del 6° ciclo). Non a caso da
esse sono venuti, in assoluto, i migliori risultati scientifici.
La seconda osservazione del 4° ciclo e' stata eseguita da William
ALEXANDER un chimico di Huntington, in West Virginia riguarda la misura
della quantita' di Deuterio (rispetto all' Idrogeno) presente nel vicino
ambiente interstellare dall'epoca del Big Bang. La misura precisa del rapporto
D/H e' molto importante perche' da essa si puo' risalire al destino futuro
dell'Universo (aperto o chiuso). Ebbene, Alexander ha puntato lo strumento
GHRS a bordo di HST nei pressi delle stelle EPSILON Indi e LAMDA And rispettivamente
il 31 Agosto e il 28 Sett.'94 per 50 minuti, riuscendo a separare in maniera
eccellente il debole assorbimento del Deuterio dal vicinissimo grande assorbimento
dell'Idrogeno (le due righe si trovano a 1212,84 e 1219,29 A!). Ne e' risultato
un rapporto D/H=1,65.10-5: un risultato che va confermato ma che, al momento
e'perfettamente compatibile con un universo APERTO, quindi in perpetua
espansione. A corollario di questa gia' cosi' importante misura, W. Alexander
ha potuto aggiungere anche un'altra scoperta di prima mano: quella dell'esistenza
attorno alle stelle indagate di un grande guscio emisferico di idrogeno
freddo e compresso che traccia il confine tra le rispettive eliosfere e
lo spazio interstellare.
La 13° (ed unica del 6° ciclo) osservazione di un astrofilo con
HST e' toccata a James Flood, chimico di professione del New Jersey ma
anche accanito osservatore di galassie presso lo Sperry Observatory, una
struttura privata gestita dall'Union College. J.Flood era affascinato dalla
morfologia peculiare della galassia NGC 1808, una spirale barrata
situata a 40 milioni di anni luce di distanza nella costellazione della
Colomba. Quello che e' strano, in NGC 1808 e' il fatto che le parti esterne
dei bracci spiraliformi siano distorti in maniera innaturale da grandi
getti di gas e polvere uscenti dal nucleo della galassia. Il 14 Agosto
1997, per capire le ragioni di queste anomalie J.Flood ha osservato NGC
1808 con la camera WFPC2, in varie lunghezze d'onda, sia lungo i primi
35.000 a.l. di barra sia entro i 3.000 a.l. piu' prossimi al nucleo. I
dati, pubblicati la scorsa primavera, sono stati molto chiari: nel nucleo
interno di NGC 1808 e' apparsa infatti presente una furibonda formazione
stellare, resa evidente da centinaia di grandi ammassi blu (50-100 a.l.)
di stelle giovanissime. Noduli blu dello stesso tipo disseminano anche
la barra della galassia. Un comportamento di questo tipo e' assolutamente
innaturale per un nucleo galattico: da qui l'idea che il nucleo di NGC
1808 sia stato prima alimentato di materiale e poi 'acceso' dall'onda d'urto
del passaggio ravvicinato con la galassia NGC 1792, visibile in prossimita'
di NGC 1808.
Purtroppo, sembra che questa splendida osservazione sia stata anche
l'ultima possibilita' di utilizzare HST da parte degli astrofili. Il fatto
e' che, in questi ultimi anni, sono andate via via dissolvendosi alcune
condizioni estremamente favorevoli. Intanto, alla fine del 1994 Riccardo
Giacconi, l' ideatore del programma per gli astrofili, lascio' lo Space
Telescope Institute per diventare direttore generale dell'ESO. Quasi contemporaneamente
il suo successore a Baltimora, Robert Williams si trovo' impegolato in
gravi problemi di bilancio che lo costrinsero a ridurre di ben 60 persone
il suo staff di tecnici e scienziati (tra questi due dei professionisti
in forza all' A.A.W.G.). Da qui una decisione molto dolorosa: quella di
chiudere definitivamente agli astrofili l'accesso all'HST.
