Il cielo a tutte le frequenze
I rivelatori di raggi X - I contatori proporzionali
I primi strumenti sviluppati per l'osservazione in raggi x del cielo derivavano da quelli originalmente utilizzati per rilevare particelle e raggi gamma da sorgenti radioattive. Questi strumenti sono i contatori proporzionali. Si tratta di apparati molto simili ai contatori Geiger che hanno costituito il cavallo di battaglia dell'astronomia X ai suoi primordi.
Un contatore proporzionale è una camera riempita di gas con una parete trasparente ai raggi X. Costruire un rivelatore per raggi X da inserire nello spazio è tutt'altro che semplice. Anzitutto occorre saper costruire una finestra sufficientemente sottile da consentire ai fotoni X di penetrare nello strumento, ma di spessore sufficiente da impedire l'uscita di gas dal rivelatore. Ma come funziona un contatore proporzionale? Un fotone X che penetra attraverso la finestra provoca una ionizza il gas contenuto all'interno della camera. Gli elettroni prodotti vengono attratti verso un filo centrale che, con un potenziale elettrico di circa 2000 Volts, si comporta da anodo. Durante il loro tragitto verso l'anodo gli elettroni favoriscono un'ulteriore produzione di ioni. Nei pressi dell'anodo si produce così una cascata elettronica che si manifesta sotto forma di corrente elettrica e può essere agevolmente misurata. Nei contatori proporzionali l'anodo è mantenuto ad un elevato voltaggio in modo da garantire un numero di elettroni liberati sia proporzionale all'energia del fotone X incidente, in tal modo è possibile ricostruire in maniera approssimata l'energia di ogni fotone dalla quale si risale allo spettro della sorgente che si sta osservando.
Operare nello spazio
La maggior parte dei problemi riscontrati nell'utilizzo di questi rivelatori sono legati all'ambiente dove erano costretti ad operare. Poiché la nostra atmosfera è totalmente opaca ai raggi X è necessario portare questa strumentazione in orbita. La presenza di particelle cariche nello spazio purtroppo è fonte di un notevole disturbo per gli strumenti X. Si rende necessario escogitare un sistema per distinguere la ionizzazione prodotta da un raggio cosmico da quella prodotta da un fotone x.
Per massimizzare il ritorno scientifico di una missione X occorre operare una scelta accurata dell'orbita della navicella e soprattutto disporre di un buon sistema di anticoincidenza. La scelta dell'orbita dipende da una serie di considerazioni di carattere scientifico (schermaggio dai raggi cosmici, tentativo di evitare l'attraversamento delle fasce di Van Allen) e pratico (disponibilità di stazioni a Terra). Sono due le possibili orbite adatte a navicelle che operano in astronomia X, l'orbita bassa con quota compresa tra 400 e 600 km, e l'orbita molto eccentrica con perigeo a 500 km e apogeo a circa 100000 km dalla Terra. Mentre l'orbita equatoriale bassa offre maggiore schermaggio dai raggi cosmici ha lo svantaggio di avere molto spesso la Terra nel campo di vista e di non avere sempre il satellite in contatto con la stazione a Terra ( a meno che non si utilizzano diverse stazioni all'equatore). L'orbita eccentrica invece attraversa le fasce di Van Allen per un breve periodo (poche ore) mentre per il resto del tempo il satellite può operare senza interferenze dalla Terra restando in continuo contatto con un'unica stazione di ricezione. Quest'orbita ha però lo svantaggio di esporre la strumentazione ad un flusso maggiore di raggi cosmici che non sono più deviati dal campo magnetico della Terra.
Rimane ora da risolvere il problema come distinguere un fotone x da una particella carica penetrata all'interno del rivelatore. Un fotone X può entrare soltanto nella camera rivelatrice dalla finestra appositamente costruita e viene invece assorbito dalle pareti metalliche della camera; invece un raggio cosmico di alta energia può attraversare la camera riempita di gas da parte a parte.
Poiché la particella che costituisce il raggio cosmico è carica si produce una ionizzazione del gas identica a quella prodotta dal fotone x. Ci sono due metodi per distinguere un raggio cosmico da un fotone X incidente:
- Realizzare un sistema di anticoincidenza che sfrutta il maggior potere penetrante dei raggi cosmici rispetto ai raggi X. In questo caso, una parte del contatore proporzionale viene circondata da metallo in modo da impedire ai fotoni x di raggiungerla, questa parte del rivelatore risulta sensibile solo ai raggi cosmici. Vengono considerati buoni soltanto quegli eventi che non presentano una coincidenza tra le due parti del rivelatore.
- Utilizzando la diversa durata dell'impulso elettrico, un fotone X produce un impulso elettrico della durata di 10 ns mentre gli impulsi prodotti dai raggi cosmici sono sempre più lunghi di 100 nm. Questa tecnica è detta a discriminazione temporale dell'impulso.
Gli scintillatori
I contatori proporzionali non sono in grado di rilevare fotoni X con energia superiore a 20 keV, infatti l'elemento sensibile è gas che non è sufficientemente denso da assorbire i fotoni X di maggiore energia. Ad energie superiori alla soglia di 20 keV si rende necessario un rivelatore a stato solido, e scintillatore.
Vengono utilizzati cristalli di ioduro di Cesio o ioduro si Sodio che assorbono efficientemente fotoni fino ad energie di qualche MeV. I fotoni vengono assorbiti da un atomo del cristallo e successivamente viene emesso un impulso luminoso. Un semplice tubo fotomoltiplicatore può facilmente rilevare l'impulso luminoso e convertirlo in un segnale elettrico. Questo impulso luminoso è proporzionale all'energia del fotone X che lo ha prodotto.
Per eliminare tutti quegli eventi prodotti dai raggi cosmici, il materiale sensibile viene circondato di un altro scintillatore opportunamente scelto per produrre un 'impulso di durata differente da quella prodotta da fotoni X . Osservando le curve caratteristiche degli impulsi prodotti da ciascun evento è possibile discriminare tra eventi prodotti da fotoni X da quelli prodotti da raggi cosmici.
La localizzazione delle sorgenti X
Agli albori dell'astronomia X i telescopi X non disponevano ancora di specchi in grado di focalizzare i raggi X, quindi le sorgenti erano localizzate all'interno di cerchi di errore piuttosto grandi. Per ridurre le dimensioni del cerchio di errore vennero proposte due soluzioni: l'utilizzo di occultazioni lunari e i collimatori a modulazione. La prima tecnica consisteva nell'accurata determinazione dei tempi di inizio e fine occultazione. Conoscendo con elevata accuratezza la posizione della Luna nel cielo (posizione ricavata con le osservazioni ottiche) era possibile risalire alla posizione della sorgente X occultata. La posizione di alcune importanti sorgenti X venne determinata con questa tecnica, tra di esse ricordiamo la pulsar nella nebulosa del Granchio e Sco X-1. Purtroppo la tecnica delle occultazioni è applicabile a sorgenti situate nelle costellazioni dello zodiaco perché disposte lungo il piano orbitale lunare.
La tecnica dei collimatori a modulazione doveva risolvere parzialmente questo inconveniente. I collimatori a modulazione consistevano di due griglie, la prima produceva una certa ombra. A seconda della direzione della sorgente quest'ombra poteva essere allineata in fase con l'ombra della seconda griglia oppure allineata in opposizione di fase. Nel primo caso si otteneva un massimo nel conteggio dei fotoni provenienti dalla sorgente mentre nel secondo caso il conteggio cadeva a zero. Effettuando una scansione del cielo con diverse orientazioni dello strumento era possibile risalire alla posizione della sorgente.
La rivoluzione dei telescopi X - Strumenti per ottenere immagini in raggi X
Come già sappiamo è possibile ottenere grandi telescopi ottici con l'uso di specchi a riflessione. Purtroppo i principi di riflessione normalmente conosciuti in ottica vengono meno per lunghezze d'onda infezioni ai 100 nm. In banda X è quindi necessario l'uso di una tecnica differente. Il principio fondamentale per focalizzare i raggi X venne sviluppato negli anni 50 dal fisico tedesco Hans Wolter per costruire un microscopio a raggi X.
Questo principio venne quindi ripreso dal team di Riccardo Giacconi e messo a punto per uso astronomico sul satellite HEAO-2 poi ribattezzato osservatorio X "Einstein". La focalizzazione dei fotoni X veniva ottenuta con l'uso di una serie di specchi parabolici prima e iperbolici dopo posizionati concentricamente tra loro. Questo sistema si basava sul principio dell'incidenza radente. Infatti i raggi X di bassa energia possono essere riflessi quando l'angolo di incidenza è prossimo ai 90° rispetto alla normale allo specchio. Quindi la struttura appena descritta permetteva la riflessione dei raggi X e la loro convergenza in un punto focale. La superficie utile è però molto piccola (si tratta di una sottile corona circolare che rappresenta la proiezione di un tronco di cono sulla sua base) è quindi necessario incastrare diverse superfici riflettenti l'una nell'altra. Poiché la superficie sensibile di ciascuno specchio è solo una sottile corona circolare, gli specchi multipli non interferiscono tra loro ma il loro operato si somma per aumentare il numero di fotoni deviati verso il fuoco.Per costruire un simile telescopio è necessario fare uso di rivelatori sensibili alla posizione. I primi rivelatori di questo tipo furono i contatori proporzionali ad immagine. Essi si basano sullo stesso principio dei contatori proporzionali. Un fotone X che penetra all'interno della camera di rivelazione produce una piccola nuvola elettronica come nei contatori proporzionali.
L'anodo di questi rivelatori è però molto più complesso del semplice filo dei contatori proporzionali. Sono stati fino ad ora utilizzati con successo due tipi di anodi: il primo costituito da fili incrociati, invece nel secondo l'amplificazione a valanga è ristretta da una griglia di schermatura.
La lastra a micro canali è invece un nuovo tipo di rivelatore, infatti un singolo tubo di vetro può essere usato per moltiplicare gli elettroni. La lastra a micro canali è costituita da un numero elevato di questi tubi di vetro, ciascuno di essi è collegato al piano focale per mezzo di fibre ottiche.
Guadagno in sensibilità dei rivelatori di immagini
La maggior parte dei rivelatori X è soggetta ad un forte rumore dovuto alle particelle cariche presenti nello spazio. Questo rumore, che è indipendente dalla direzione, è proporzionale all'area del rivelatore. È comprensibile come un telescopio X costituisca un enorme vantaggio per l'osservazione di una sorgente X, infatti i fotoni X vengono fatti convergere in una piccola area del rivelatore migliorando notevolmente il rapporto tra segnale celeste e rumore.
CCD per astronomia X
I CCD sono rivelatori a stato solido ampiamente utilizzati in astronomia ottica ed infrarossa. Essi sono costituiti da una matrice di pixels, cioè di elementi sensibili, che sfruttano l'effetto fotoelettrico. Ogni pixel è in grado di emettere un elettrone ogni volta che viene investito da un fotone, la corrente prodotta in essi consente di ricavare l'intensità luminosa della sorgente.In astronomia X ogni fotone X libera nel pixel di arrivo un elettrone, quindi il numero di elettroni è proporzionale al numero di fotoni mentre l'energia assunta da ciascun elettrone è proporzionale all'energia iniziale del fotone. Questo consente l'uso di CCD in astronomia X sia per ottenere immagini che per scopi spettroscopici.
Spettroscopia di raggi X
I contatori proporzionali godono della proprietà di produrre una cascata elettronica con un numero di elettroni proporzionale all'energia del fotone incidente. Nonostante ciò l'informazione spettrale che essi forniscono è piuttosto scarsa e per questo motivo vennero costruiti diversi dispositivi spettroscopici. I primi furono gli spettrometri a stato solido, il loro funzionamento è simile ai contatori proporzionali. Essi funzionano a 80 K permettendo di ottenere una risoluzione superiore. In seguito sono state utilizzate le griglie ad alta dispersione. Inizialmente si trattava di griglie a trasmissione. Queste griglie vengono interposte lungo il fascio di raggi X che ne esce disperso e può essere visualizzato con un rivelatore ad alta risoluzione per ricostruire lo spettro della sorgente.
Alla fine degli anni 80 un nuovo approccio strumentale ha preso piede con l'uso di griglie di riflessione, montate poi a bordo di XMM. Con esse il fascio X viene riflesso e disperso durante la riflessione. Le griglie in riflessione hanno il notevole vantaggio di essere più facili da produrre e meno costose, ma sono più difficili da installare sul satellite in quanto devono soddisfare le richieste di incidenza radente per i raggi X. In ultimo sono stati sviluppati calorimetri X. Essi sono costituiti da cristalli a temperatura di 0,1 K che assorbono fotoni X. L'assorbimento del fotone produce un aumento della temperatura del cristallo. L'accuratezza di questi calorimetri si aggira attorno a 3 eV.