Interferenza
L'emissione di un'onda luminosa da parte di una sorgente, per esempio una lampadina a incandescenza, non è un fenomeno semplice come sembra; diciamo che la luce viene emessa con una successione rapidissima di impulsi — chiamati treni d'onda — ciascuno dei quali è dotato di piani di vibrazione casuali. Per farla breve: combinando due raggi luminosi provenienti da sorgenti differenti questi daranno luogo semplicemente a una maggior intensità luminosa (come del resto è ovvio), ma senza interferire tra loro. Ma se a un raggio di luce proveniente da una singola sorgente vengono fatti compiere due percorsi differenti e successivamente ricombinati, allora interferiscono e danno luogo a una risultante che può essere quadrupla o nulla a seconda che si incontrino in concordanza od opposizione di fase.
Ma vediamo di spiegarci un po' meglio.
Un'onda viene di solito schematizzata come nella figura a fianco, ossia come una sinusoide. Sia chiaro che un'onda non si comporta necessariamente in questo modo: si tratta soltanto di un sistema comodo e intuitivo per raffigurare l'intensità di un segnale in funzione del tempo. Dalla figura si vede che questo segnale ha dei massimi e dei minimi: l'intervallo tra due massimi (o tra due minimi) si chiama lunghezza d'onda (λ) ed è direttamente proporzionale al periodo dell'onda stessa; il numero di periodi contenuti in un secondo rappresenta quindi la frequenza del segnale che si esprime in Hertz (Hz).
Quando le due onde interferenti si trovano come nell'esempio qua sotto a destra (ingrandisci), ossia coi picchi coincidenti, si dicono in concordanza di fase e si sommano con un'intensità risultante quadrupla; se invece a coincidere sono le creste con le valli il loro effetto si annulla a vicenda e pertanto si dice che le onde sono in opposizione di fase.
L'interferometria sta assumendo un'importanza sempre maggiore in astronomia, anche se sino a pochi decenni fa era per lo più confinata nel campo della radioastronomia. Il motivo è semplice. Un'onda radio è fisicamente identica a un'onda luminosa, ma è dotata di una λ molto maggiore; ad esempio, la stazione a onde medie di Milano Uno, che emette a 900 KHz, impiega onde radio con una λ di circa 333 metri (basta dividere la velocità della luce per la frequenza). Anche considerando l'emittente del 5° canale della filodiffusione, che irradia a ben 102 Mhz, troviamo comunque una λ poco inferiore ai 3 metri. Ricordiamo che le onde luminose hanno invece una λ mediamente di mezzo micron!
Ora, proviamo a riprendere ciò che abbiamo detto nella precedente pagina a proposito del Potere Risolutivo; immaginiamo che una civiltà aliena stia trasmettendo da migliaia di anni della bellissima musica alla frequenza, per l'appunto, di 102 Mhz e supponiamo di disporre di radiotelescopio da 3.6 metri in grado di intercettarla. Se applichiamo la nota formuletta ( 1.22 × λ / Ø ) e sviluppiamo i conti, troviamo per questo radiotelescopio un potere risolutivo uguale a 1. Ma attenzione: non 1 secondo d'arco, bensì un radiante, ossia 57.3 gradi. In pratica il nostro radioastronomo ci dice di aver captato una sorgente localizzata in un cerchio di cielo del diametro di oltre 57 gradi (circa 3 spanne osservate col braccio teso). E chi andrà a controllare una per una le decine o centinaia di migliaia di stelle contenute in una zona così ampia per tentar di scoprire l'eventuale controparte ottica della radiosorgente? Non essendo nemmeno lontanamente immaginabile la costruzione di un paraboloide con diametro di oltre 600 chilometri — onde ottenere un potere risolutivo di 1", dell'ordine di grandezza dei telescopi ottici — ecco che ci viene in aiuto l'interferometria.
Consideriamo una situazione come quella nella figura a sinistra. Essa rappresenta un fronte d'onda emesso da una sorgente — che per comodità supporremo situata esattamente allo zenit — il quale viene intercettato da due radiotelescopi posti a una certa distanza. È evidente che in questo caso arriva lo stesso identico segnale a entrambi i telescopi, per cui, dopo la ricombinazione, il segnale ne esce rinforzato. Dopo qualche istante la sorgente si è spostata e ci troviamo nella situazione seguente (vedi). Vedete che il fronte d'onda intercetta stavolta prima il telescopio di destra e dopo un brevissimo intervallo quello di sinistra. Se supponiamo che i due segnali giungano sfasati di mezza λ significa che arriveranno all'elaboratore in opposizione di fase e quindi si elideranno. Nel 3° caso la sorgente si è spostata di un altro po' (vedi); ancora il fronte d'onda intercetta dapprima il telescopio di destra, ma quando arriva a quello di sinistra lo sfasamento è di una λ intera; i due segnali sono daccapo in concordanza di fase e quindi si sommano.
Cosa vede dunque il nostro radiotelescopio? Se la sorgente si sposta da est a ovest l'immagine elaborata dall'interferometro apparirà più o meno come nella figura a destra: come vedete non è cambiato granché rispetto all'immagine fornita dal telescopio singolo; l'unico miglioramento consiste nel fatto che la sorgente sicuramente non si trova nelle zone scure...ma è un po' poco!
Per avere risultati più precisi sarebbe opportuno combinare 4 radiotelescopi posti a 90 gradi. In questo caso l'immagine prodotta dall'elaboratore centrale dividerà la figura di diffrazione non a strisce ma in tanti piccoli scacchi luminosi, aumentando grandemente la probabilità di successo nell'identificazione della sorgente.
Mettiamoci allora in una situazione molto esemplificata e supponiamo che una delle parabole radio abbia captato un segnale radio nel cui cerchio d'errore sia presente un piccolo ammasso stellare (vedi); se questo fosse emesso da una civiltà intelligente quale potrebbe essere la stella dal cui pianeta proviene il segnale? Se prendiamo un'immagine interferometrica del disco d'errore otterremmo quanto segue (vedi). A questo punto possiamo notare che sono solo 3 le possibili candidate e le abbiamo indicate con A, B, C; tuttavia la stella A è da escludere perché si tratta di una gigante rossa la quale, giunta nello stadio finale della sua esistenza, avrebbe o inglobato o sterilizzato col suo calore una presunta Terra in orbita attorno a essa; similmente è da escludere anche la stella B, perché è azzurra e le stelle azzurre sono instabili, hanno una durata molto breve (pochi milioni di anni) e pertanto in tale lasso una civiltà tecnologica non avrebbe tempo materiale per svilupparsi. Resta la stella C, di spettro simile al Sole che sarà pertanto la controparte ottica su cui indirizzare successive ricerche.
