Fig. 1 - La stazione astronomica del Gornergrat. A 3150 m nelle Alpi svizzere, nelle due torri laterali dell'albergo rifugio del Gornergrat sono installati il telescopio infrarosso TIRGO del CNR ed il radiotelescopio KOSMA dell'Universitá di Colonia (D).

La banda infrarossa dello spettro elettromagnetico occupa un intervallo di lunghezze d'onda assai esteso in confronto alla banda del visibile, la sola radiazione a cui é sensibile l'occhio umano. Per lungo tempo questa banda é stata di difficile accesso per gli astrofisici sebbene fosse nota fino dall'inizio dell'Ottocento quando Sir William Herschel notó che un termometro, posto vicino ma oltre la parte rossa dello spettro solare, segnalava una temperatura maggiore dovuta ad una radiazione invisibile ma "calorica".

Occorre dire subito che, malgrado questa conoscenza precoce, addirittura in anticipo rispetto alla definizione di onde elettromagnetiche da parte di James Clerk Maxwell, le possibilitá di utilizzo di questa banda, soprattutto per misure nel campo astrofisico, sono state molto ridotte fino a pochi decenni orsono per le difficoltá tecnologiche che si sono incontrate nella realizzazione di sensori opportuni. Solo con l'avvento dell'elettronica dei semiconduttori anche i rivelatori per le bande infrarosse sono passati attraverso quegli sviluppi necessari alle moderne tecniche osservative.

L'interesse degli astronomi per la banda infrarossa nasce soprattutto dal fatto che le onde elettromagnetiche generate a queste lunghezze d'onda passano non attenuate attraverso le nubi di polvere interstellare che rappresentano invece un mezzo assorbente per la radiazione nel visibile. Inoltre tutta quella varietá di corpi piú freddi delle stelle, quali nubi di molecole o grani di polvere cosmica riscaldati dalla radiazione stellare, irradia principalmente in questa banda. La banda infrarossa é popolata, soprattutto ma non solo, da righe spettroscopiche prodotte dalle transizioni vibrazionali e rotazionali di numerose molecole. Infine l'espansione dell'Universo causa lo spostamento nella banda infrarossa di alcune importanti righe prodotte a lunghezze d'onda ottiche nelle galassie piú distanti da noi, in accordo al ben noto effetto Doppler.
 

Fig. 2 - Veduta del telescopio all'interno della cupola ruotante. Il telescopio ha montatura equatoriale e configurazione ottica Cassegrain con secondario oscillante. Sul retro dello specchio primario nella posizione del secondo fuoco ottico, una montatura a piú facce permette l'uso quasi simultaneo di piú strumenti di piano focale.

Osservare nelle bande infrarosse é intrinsecamente impresa non semplice; l'atmosfera della terra é il primo elemento ostile che si interpone fra la radiazione proveniente dagli oggetti astronomici e l'osservatore. La sua trasparenza varia, soprattutto in funzione degli elementi chimici e della loro quantitá, per cui il primo fattore elementare nella scelta di un luogo osservativo é la trasparenza del cielo. Se si esclude, per ragioni di costo e complessitá, strumenti in volo (aerei, palloni o satelliti), solo ad alte quote, dove l'atmosfera si fa rarefatta, é possibile osservare nelle bande infrarosse; in piú, climi asciutti, cieli sereni e basse temperature sono i fattori ideali di un osservatorio astronomico per l'infrarosso. Da ormai piú di dieci anni il Consiglio Nazionale delle Ricerche si é dotato di un telescopio operante nell'infrarosso, la cui gestione é assicurata dal Centro per l'Astronomia Infrarossa e lo Studio del Mezzo Interstellare, in convenzione con l'Osservatorio Astrofisico di Arcetri in Firenze. Il telescopio TIRGO (Telescopio InfraRosso del GOrnergrat) é situato sulla cima del Gornergrat nelle Alpi svizzere vicino a Zermatt alla quota di 3150 m (fig. 1.Posto in mezzo a ghiacciai perenni offre le migliori condizioni climatiche durante il periodo invernale quando, con le basse temperature ed il cielo sereno, si raggiungono le migliori condizioni di clima secco (meno di 0.1 mm di acqua precipitabile).

Il telescopio (fig. 2) é costituito da uno specchio riflettore di diametro 1.5 m con una montatura ottica particolarmente adattata alle osservazioni nelle bande infrarosse. Infatti un ulteriore ostacolo a queste lunghezze d'onda é costituito dall'emissione naturale dei corpi a temperatura ambiente, intense fonti naturali di radiazione infrarossa. Le stesse strutture del telescopio sono quindi progettate in modo tale da fornire il minimo contributo a questa radiazione spuria. Il telescopio é attrezzato con una complessa strumentazione di controllo e di misura della radiazione incidente sul telescopio. Fra i diversi tipi di sensori che sono disponibili, un cenno particolare meritano le camere per immagini, ovvero quei dispositivi a semiconduttori che forniscono direttamente un'immagine del cielo osservato dal telescopio. Per lungo tempo il tipico telescopio per infrarosso ha avuto a disposizione solo sensori capaci di dare il segnale corrispondente ad un singolo punto del cielo e le immagini erano ricostruibili solo attraverso un'esplorazione punto dopo punto, con un grande dispendio di tempo; solo nell'ultimo decennio si sono sviluppati quei sistemi a matrici di sensori, il cui esempio piú comune sono i CCD (Charge Coupled Device) ottici che hanno ormai una diffusione commerciale nelle moderne cineprese e nei sistemi televisivi.
I corrispondenti sistemi per le bande infrarosse sono basati sulla produzione, da parte di un fotone, di una carica elettrica in un strato semiconduttore (fig. 3) cui é applicato un campo elettrico. Lo strato sottile é formato da un grande numero di rivelatori (o pixels, oggi si possono creare matrici di 256x256 pixels ciascuno di poche decine di micron di dimensione) a contatto con una matrice di semiconduttori attivi (amplificatori Field Effect Transistor) che attraverso un controllo di indirizzo trasferisce il segnale in forma seriale ad una elettronica di controllo.

Diversi tipi di semiconduttori (Si, Ge, InSb, HgCdTe) sono disponibili per un ampio intervallo di lunghezze d'onda; quasi tutti hanno condizioni di operativitá ottimali a temperature criogeniche (2-77 K) e pertanto sono necessarie tecnologie criogeniche assai sofisticate che costituiscono una delle problematiche piú complesse dell'astronomia infrarossa.

Fig. 3 - Descrizione schematica di un rivelatore per infrarosso. Lo strato sottile di rivelatori é composto di una matrice di elementi (pixels, corrispondenti alla rete di quadri sottostanti, costituenti a loro volta gli amplificatori elettronici del segnale.

Al TIRGO sono operanti alcune camere in diverse bande infrarosse ed un sistema spettroscopico per un'analisi dettagliata dello spettro della radiazione. Tutti questi strumenti sono a disposizione della comunitá astronomica nazionale ed internazionale che due volte l'anno invia proposte ad un'apposita commissione di assegnazione tempo. Numerosi ricercatori italiani e stranieri si recano all'Osservatorio del Gornergrat per svolgere i propri programmi osservativi. Vari Istituti del CNR (IAS, IFSI, ITESRE), Osservatori astronomici (Torino, Milano, Roma) ed Universitá provvedono allo sviluppo di strumentazione di piano focale nelle varie bande infrarosse.

Le ricerche che si basano su queste osservazioni coprono diversi settori della moderna astrofisica. Si va dall'osservazione delle comete fino alle galassie e ai piú distanti quasars. Un importante settore dove l'osservazione nelle bande infrarosse offre immagini anche spettacolari é quello della formazione stellare. E' ormai accertato che nubi di gas molecolare e minuscoli grani di polvere formano una larga parte della massa della Galassia.

In questi ambienti, oscuri per la loro bassa temperatura ed opacitá alla radiazione ottica, diverse forme di instabilitá provocano condensazioni che possono arrivare alla formazione di una o piú stelle. In quali condizioni, quante e quali tipi di stelle di piccola o grande massa si producono, sono ancora quesiti aperti dell'indagine astrofisica.Un esempio viene dalla recente osservazione fatta al TIRGO di una regione "di formazione stellare" la nebulosa IC1396 nella costellazione del Cefeo.

Fig. 4 - Immagini della regione di formazione stellare IC1396 in Cefeo. A sinistra l'immagine nel visibile (banda rossa) della Palomar Sky Survey, a destra l'immagine osservata al TIRGO con la camera infrarossa nella banda K (2.2 µ).

Le due immagini di fig. 4 sono ottenute nella banda del visibile rosso (a sinistra fotografia dalla Palomar Sky Survey, in negativo per aumentare il contrasto) e nella banda infrarossa K (lunghezza d'onda 2.2 µ). La regione é costituita da una grande nube oscura (parte chiara al centro dell'immagine di sinistra) dove osservazioni radiospettroscopiche hanno individuato una densa nube di gas molecolare e polvere. Al centro della nube l'immagine infrarossa rivela la presenza di un consistente numero di stelle, delle quali, attraverso l'analisi dell'intensitá nelle diverse bande spettrali, é possibile stabilire un'etá evolutiva. Molte di esse appartengono ai primi tipi spettrali, ovvero sono stelle di recente formazione. Si é formulata l'ipotesi che la radiazione di altre stelle giovani, vicine alla nube oscura ma nate in precedenza, abbia prodotto il riscaldamento esterno (visibile nell'arco scuro dell'immagine ottica di sinistra) e la successiva compressione del gas molecolare fino alle densitá critiche per la formazione di protostelle. Si sta quindi assistendo ad una nascita guidata o "sequenziale" di stelle nella nostra Galassia.