Astrosismologia con fotometri

La scoperta della propagazione di onde sonore (modi -p-) all’ interno degli astri ed il successivo studio si è rivelato essere un importante strumento per la comprensione della struttura interna stellare e la messa a punto di un modello teorico .

Questo campo di ricerca ,detto astrosismologia, si basa sul fatto che l’ampiezza e la frequenza di ciascun oscillazione sono strettamente legate alle condizioni fisiche degli strati interni (costituenti la cavità risonante) che l’ onda ha attraversato. Sinora esistono due tecniche di osservazione : quella fotometrica e quella spettroscopica .

Nonostante quest’ultima sia in pieno sviluppo il nostro interesse è volto a rendere efficace la prima tecnica; infatti le misure effettuate dal suolo hanno diverse limitazioni (tra cui il rumore dei fotometri e l’ infinitesima ampiezza delle oscillazioni (qualche parte per milione)).

Il nostro obiettivo è determinare e quantificare l’ effetto doppler del segnale elettromagnetico che la stella ci invia causato dal periodico moto di contrazione ed espansione che l’ astro subisce (stella variabile, parametri interni).

L’ origine di tale moto (che costituisce una sorta di ciclo termodinamico, mediante il quale l’ energia meccanica si dissipa in calore, en. e-m , onde gravitazionali , …) risiede nel trasporto dell’ energia all’ interno della stella, in particolare nel guscio sottostante la sua superficie, comportando un conseguente:

· Aumento della temperatura interna T_e durante la contrazione

e quindi della frequenza n del segnale emesso ( BLU-SHIFT )

· Diminuzione di T_e e di n durante l’ espansione ( RED-SHIFT )

Assumendo che l’astro sia in equilibrio termodinamico,cosicché la radiazione elettromagnetica emessa sia termica (subisce un gran numero di interazioni con la materia costituente la stella prima di disperdersi nello spazio) riteniamo che lo spettro del segnale abbia forma planchiana (emissione di corpo nero) e ci si aspetta di osservare una sua variazione nel tempo in fase con le variazioni di frequenza di cui sopra; così, se un’ opportuno divisore di fascio separa tali componenti della luce dell’ astro, le sue variazioni sono osservabili dal conteggio dei fotoni; così, misurando le variazioni di intensità della planchiana si risale ai moti della stella.

Ci siamo ricondotti a selezionare stelle variabili giganti e sub-giganti di classe F-G (colore giallo – giallo chiaro), presenti nell’ emisfero boreale, per avere un segnale di ampiezza sufficiente ad esser successivamente elaborato; inoltre un siffatto astro può esser approssimativamente descritto dal modello teorico applicato al sole.

Il nostro apparato sperimentale è riassunto nel seguente schema a blocchi:

Schema a blocchi del lavoro

Telescopio

Divisore di fascio polarizzatore

Fotocatodi e fotomoltiplicatori

Interfaccia/computer

Marco Iacobelli

Roberto Guida