Astronomia gamma
Telescopi fotoelettrici Telescopi Compton Telescopi a produzione di coppia Telescopi Cerenkov
Telescopi gamma basati sull’assorbimento fotoelettrico - Principi di funzionamento
Tra 50 keV e qualche MeV, la tecnica di rivelazione più utilizzata si basa sulla proprietà di scintillazione dei cristalli di ioduro di sodio (NaI). Gli elettroni liberati nel corso dell’interazione tra i fotoni gamma e lo scintillatore eccitano i fononi del reticolo cristallino trasparente . Questi si diseccitano molto rapidamente, con una costante di tempo i 230 ns, emettendo luce visibile raccolta da uno e più fotomoltiplicatori accoppiati otticamente al cristallo. A bassa energia, l’interazione dominante è l’assorbimento fotoelettrico e l’energia del fotone incidente è depositata interamente nello scintillatore. L’ampiezza dell’impulso elettrico prodotto dai fotomoltiplicatori è direttamente proporzionale all’energia del fotone.
Spettroscopi gamma
I semiconduttori costituiscono un’alternativa attraente, soprattutto se si vuole ottenere una buona risoluzione spettrale. Gli elettroni liberati nel corso dell’interazione dei fotoni gamma con il semiconduttore creano una grande quantità di coppie elettroni-buchi, in numero proporzionale all’energia depositata. La coppie elettroni-buchi sono rapidamente raccolte per mezzo di un campo elettrico applicato al rivelatore. Come nel caso degli scintillatori, l’ampiezza dell’impulso elettrico è proporzionale all’energia del fotone, nella misura in cui l’energia del fotone incidente è stata interamente depositata nel rivelatore. I rivelatori semiconduttori al germanio (Ge) raggiungono un’ottima risoluzione spettrale (0.3% a 662 keV); sfortunatamente, questo risultato è ottenuto grazie ad un notevole raffreddamento del semiconduttore (80 °K), come avviene nel telescopio SPI di INTEGRAL.
Tecniche di rivelazione
Per portare a buon fine delle osservazioni astronomiche nel campo dei raggi gamma, non è sufficiente rivelare i fotoni, bisogna determinare la loro direzione d’arrivo. Alle alte energie, nell’intervallo dove domina la produzione di coppie, e, anche se in minor misura, alle energie più basse, dove domina l’effetto Compton, le tecniche di rivelazione possono essere utilizzate per stimare la direzione d’arrivo di ciascun fotone. Questo non è possibile alle basse energie, soprattutto dove domina l’assorbimento fotoelettrico. In questo intervallo di energia, qualora non si vogliano realizzare rivelatori omnidirezionali, la soluzione più semplice consiste nell’usare un collimatore montato davanti al rivelatore. Questo dispositivo, una specie di schermo opaco alla radiazione gamma, permette di restringere, a piacere, il campo di vista del rivelatore. Il collimatore può essere sia passivo, ossia capace semplicemente di bloccare i raggi gamma come il piombo o il tungsteno, sia attivo, esso stesso uno scintillatore dello stesso tipo del rivelatore utilizzato. Quest’ultima soluzione tecnica permette di proteggere con efficacia il rivelatore, minimizzando l’emissione parassita causata dalla presenza stessa del collimatore.
Con gli strumenti collimati, le osservazioni astronomiche sono fatte con il metodo detto ON/OFF: si punta lo strumento prima la sorgente in esame (posizione ON), poi verso una regione vicina che si suppone essere vuota (posizione OFF). Dopo aver ripetuto la precedura numerose volte, si sottraggono le misure effettuate in posizione ON da quelle effettuate in posizione OFF. La sorgente si considera rivelata se il risultato della differenza è positivo. Questa tecnica, praticata dai primordi dell’astronomia gamma, ha prodotto le prime scoperte nell’intervallo dei fotoni gamma di bassa energia.
Gli strumenti collimati hanno due grandi difetti. Da un lato la risoluzione angolare, determinata dal collimatore, è mediocre, dell’ordine di qualche grado. Questo introduce il rischio di confondere le sorgenti vicine nel cielo e dunque limita la possibilità di identificare le sorgenti nuove eventualmente scoperte. D’altro lato, l’impossibilità di misurare simultaneamente il segnale ed il rumore è sovente sfociata in misure imprecise quando non del tutto sbagliate, soprattutto nel caso delle osservazioni gamma, caratterizzate da un rumore di fondo molto superiore al segnale.
Partendo da queste constatazioni, all’inizio degli anni 80, divenne evidente la necessità di progettare una nuova generazione di telescopi con una risoluzione angolare migliorata di almeno un fattore 10, adattando le tecniche ottiche ai raggi gamma. Anche se i raggi gamma non possono essere riflessi, è possibile sviluppare un’ottica gamma sfruttando il principio alla base dei più elementari apparecchi fotografici. Un piccolo forellino sulla parete opaca di una scatola, accoppiato ad una lastra sensibile sulla parete opposta sono tutto ciò che è richiesto per avere una semplicissima macchina fotografica molto poco luminosa la cui definizione è tanto migliore quanto più è piccolo il foro d’entrata. Questo principio si applica pari pari ai raggi gamma: la parete anteriore sarà di materiale opaco ai raggi gamma (il tungsteno, per esempio), mentre la lastra sensibile sarà rimpiazzata da un rivelatore gamma sensibile alla posizione dove ha avuto luogo l’interazione del fotone. Per aumentare la luminosità dello strumento senza perdere in definizione, si usa un’ottica d’ingresso composta da un gran numero di fori, disposti secondo uno schema preciso. Ogni foro produrrà un’immagine e, uno speciale algoritmo matematico permetterà di deconvolvere le immagini sovrapposte per riformare l’immagine di partenza: è la tecnica delle immagini ottenute con una maschera codificata, rappresentata schematicamente in figura.
La maschera codificata, un insieme di elementi opachi e trasparenti, agisce modulando l’irraggiamento ricevuto dal rivelatore. Il telescopio SIGMA (Système d’Imagerie Gamma à Masque Aléatoire), frutto di una collaborazione tra due laboratori francesi, è il primo strumento gamma in orbita basato sulla tecnica delle maschere codificate. Il potere risolutore (la capacità di distinguere due sorgenti vicine) del telescopio è 13’, mentre la precisione del posizionamento delle sorgenti può raggiungere 1’, un risultato mai prima raggiunto alle energie di SIGMA (da 35 keV a 1.3 MeV). Realizzato sotto il controllo del CNES, l’agenzia spaziale francese. L’ultimo grande strumento lanciato facente uso di maschere codificate è stato Integral dell’Agenzia Spaziale Europea.
Telescopi omnidirezionali
