O s s e r v a z i o n i a s t r o n o m i c h e d a g r a n d e a l t e z z a M . C I M I N O R i c e v u t o il 15 Giugno 1961 1. - Il problema delle osservazioni astronomiche da grande altezza si distingue da quello dell'osservazione dell'alta atmosfera t r a t t a t o dal collega Broglio perché, mentre per quest'ultimo problema l'oggetto di studio è l'ambiente che circonda il veicolo (sia esso un pallone, un razzo o un satellite artificiale), oggetto del primo è invece t u t t o ciò che si trova al di fuori dell'atmosfera, e per la. cui osservazione quest'ultima rappre- senta soltanto un ostacolo. All'atto pratico i due tipi di ricerca non pos- sono però essere nettamente separati; anzi, direi che vi sono casi e con- dizioni particolari in cui l'abbinamento delle due direzioni di ricerca si rende non solo conveniente, ma addirittura necessario. Su questo punto avremo però occasione di ritornare. 2. - Ho (letto che l'atmosfera terrestre rappresenta un ostacolo alle osservazioni astronomiche. Si t r a t t a , in verità di un ostacolo vera- mente notevole, che si manifesta in due modi: 1) con l'assorbimento parziale o totale delle radiazioni elettromagnetiche e corpuscolari, che arrivano sulla terra dai corpi celesti e dallo spazio interstellare; 2) con la deformazione delle immagini, sia stellari, che del sole e dei pianeti. Analizziamo brevemente queste due cause, cominciando dalla prima. L'assorbimento delle radiazioni elettromagnetiche ha luogo per di- verse cause: a) assorbimento della radiazione nel campo ultravioletto per la fotoionizzazione di atomi dell'alta atmosfera, o per la scissione di alcune molecole. I n conseguenza di questo assorbimento, in cui l'ener- gia dei fotoni assorbiti va a tramutarsi in energia di ionizzazione ed ener- gia cinetica dei ioni e degli elettroni risultanti, si determinano nell'alta atmosfera i noti strati ionizzati (ionosfera) e le note dissociazioni delle molecole biatomiche dell'azoto e dell'ossigeno in molecole monoatomiche; b) diffusione della radiazione nel campo visuale da p a r t e delle molecole 7 0 M . C I M I N O atmosferiche secondo la n o t a legge diReileigli, ovvero da p a r t e di polveri 0 di particelle d ' a c q u a allo stato liquido o solido; c) assorbimento di larghe b a n d e dell'infrarosso da p a r t e specialmente del vapore d'acqua e delle molecole dell'ossigeno e dell'anidride carbonica; d) diffusione delle onde radio di lunghezza d'onda inferiore ai t r e centimetri, per opera dello stesso vapore d ' a c q u a ; e) riflessione verso l'esterno delle onde radio cosmiche di lunghezza d'onda superiore agli 80-100 metri, per opera degli strati ionizzati. I n conclusione, se veniamo a f a r e un bilancio delle radiazioni che liberamente, o quasi, possono raggiungere il suolo avremo il seguente risultato, in verità alquanto scoraggiante: ad eccezione delle radiazioni comprese t r a 4000 e 8000 A circa (radiazioni visibili) e delle onde radio con lunghezza d'onda compresa t r a i 3 cm e gli 80-100 m , t u t t e le altre radiazioni non riescono, praticamente, a raggiungere il suolo. Eppure, sono proprio le radiazioni provenienti dalle estremità dello spettro, che presentano il massimo interesse scientifico, come ora vedremo. 3) Volendo fare u n a classifica sintetica delle osservazioni astro- nomiche da grande altezza, si potrebbe così catalogarle: Osservazioni solari Osservazioni lunari » planetarie Osservazioni stellari » di nebulose e galassie Campi magnetici ed elettrici spaziali Onde radioelettriche. Ma, forse, più che u n a classifica per problemi, la cui analisi detta- gliata ci porterebbe molto lontano, converrà effettuare u n a classifica che potremmo chiamare per veicolo, cercando di vedere cioè che cosa è possibile ottenere con l'impiego dei diversi veicoli allo stato attuale della tecnica, e, in particolare, che cosa noi in Italia potremmo f a r e con 1 mezzi che, ragionevolmente, potremmo disporre, nel giro dei prossimi anni. I veicoli a d a t t i alle osservazioni astronomiche, da grande altezza possono essere di t r e speci: i satelliti, i razzi ed i palloni. Escludo l'aereo, perchè i nostri aviogetti difficilmente possono superare la quota di 10- 12.000 metri, e questa è u n a quota ancora troppo bassa. L'Osservatorio Astronomico di R o m a , in occasione dell'eclisse totale di Sole del 15 ( I ) ( I I ) (III) (IV) (V) O S S E R V A Z I O N I A S T R O N O M I C H E D A G R A N D E A L T E Z Z A 7 1 Febbraio 1961, ha organizzato, col concorso dell'Aeronautica Militare e dell'Istituto Nazionale di Geofisica, osservazioni solari sia con aviogetti, sia con palloni sonda. A quanto mi risulta, sono stati questi i primi t e n t a t i v i effettuati in Italia di osservazioni celesti da a l t a quota. Delle osservazioni e f f e t t u a t e dai palloni diremo in seguito; per quanto riguarda quelle da bordo degli aviogetti, abbiamo ottenuto un buon numero di fotografie della corona, adoperando le camere di p r u a p u n t a t e verso il Sole, che, al momento della totalità, era piuttosto basso sull'orizzonte. Il cielo, molto puro a quell'altezza, ci ha consentito di ottenere fotografie completamente prive di fondo, cosicché esse si prestano assai bene per uno studio fotometrico della corona. Ma, per la relativa instabilità del- l'aereo, si son p o t u t e scattare soltanto delle istantanee, cosa che ha im- pedito di fotografare le estreme propaggini della corona solare (Figg. 1 e 2). L'instabilità, assieme alla limitata altitudine, sono i f a t t o r i che limitano fortemente l'impiego degli aerei per le osservazioni astronomiche a grande altezza, p u r senza escludere che, con particolari accorgimenti e, sopratutto, per particolari osservazioni, non si possa raggiungere qualche risultato di grande interesse. Degli altri tre tipi di veicoli (satelliti, razzi, palloni), certamente il più idoneo alle osservazioni astronomiche è il satellite; esso, i n f a t t i , si muove quasi completamente al di f u o r i dell'atmosfera ed è possibile inoltre ottenere, con dispositivi di non difficile realizzazione, u n a suf- ficiente stabilità per gli s t r u m e n t i astronomici. Fino ad oggi però, l'im- piego dei satelliti a scopo p u r a m e n t e astronomico ò stato assai limitato, sia per la difficoltà di p o r t a r e pesi considerevoli, sia perché problemi più urgenti hanno completamente assorbito il cosidetto carico pagante. Lasciando da p a r t e il Lunik sovietico, che ci ha dato una prima, seppure grossolana, immagine dell'altra faccia della Luna, nessun altro satellite ha p o r t a t o telescopi, ed essi si sono piuttosto limitati allo studio del- l'ambiente locale (per esempio delle fascie di radiazioni di Van Alien) e dei raggi cosmici. P i ù sostanziale è stato l'apporto dei razzi, dei quali si può disporre con maggiore frequenza e con minore spesa. P u r t r o p p o il razzo, p u r potendo raggiungere quote sufficientemente elevate, presenta il grave inconveniente della brevità del tempo disponibile in quota e della dif- ficoltà dell'orientamento in tempo utile del sistema ricettore (ottico o fotoelettrico) verso l'oggetto da studiare. Osservazioni astronomiche lin'ora effettuate da razzi, — con tecniche diverse, che non mi è material- m e n t e possibile descrivere in questa relazione — riguardano principal- mente il Sole, e più precisamente: la misura della costante solare; l'os- 7 2 M . C I M I N O servazione dolio spettro U . Y . ; alcuni riusciti t e n t a t i v i di fotografìa so- lare nella luce della prima riga della serie di L y m a n dell'idrogeno, che ci ha permesso di vedere alcune formazioni coronali sul disco; osservazioni Fig. 1 - Corona solare f o t o g r a f a t a eia u n a v i o g e t t o . T e m p o di esposizione: 1/25 di secondo. nell'infrarosso; osservazioni della radiazione corpuscolare. I n occasione dell'ultima eclissi totale di Sole, i russi hanno lanciato dei razzi per la fotografìa della corona solare in luce U . V . , assicurandosi in tal modo un bel primato di primaria importanza scientifica. Nel campo stellare è stato compiuto un esame preliminare del cielo boreale nella b a n d a ultra- O S S E R V A Z I O N I A S T R O N O M I C H E D A G R A N D E A L T E Z Z A 7 3 violetta intorno ai 1500 A. Si è t r o v a t o clie alcune regioni del cielo appaiono più luminose in questa luce ultravioletta, che non nella luce visibile, ponendo così nuovi problemi. L'Osservatorio Astronomico di Roma ha studiato, con la collaborazione di un Osservatorio estero, alcuni sistemi originali per la fotografia U . V . solare a bordo di razzi. Io ri- tengo che i razzi lanciati per lo studio dell'alta atmosfera, p o r t a n t i anche attrezzature per studi astronomici, aumenterebbero certamente assai il rendimento scientifico del lancio. Più problematico appare il trasporto di un vero e proprio telescopio; cosa, invece, assai più facile utilizzando i palloni. Sufficientemente avanzato è, infine, il problema del recupero degli strumenti trasportati in quota dai razzi. 4. - L'impiego di palloni per l'osservazione astronomica da a l t a quota d a t a da alcuni anni; t u t t i conoscono i riusciti t e n t a t i v i di M. Schwarzschild negli S t a t i Uniti e di A. Dollfuss in Francia, che sono riusciti a darci pregevoli fotografie della granulazione solare e interessanti osserva- zioni delle superfici planetarie. In particolare sono assai interessanti i lanci di M. Schwarzschild di telescopi comandati da terra, mentre nei lanci francesi il pallone p o r t a v a anche l'uomo. Nei lanci del 1959 f u raggiunta u n a quota di 80.000 piedi (circa 27.000 m) portando un tele- scopio di 30 cm di a p e r t u r a . N s F i g . 3 f s o f o t e coronali d e d o t t e d a u n a foto- g r a f i a della c o r o n a eseguita sul Monte Cimone con a s t r o g r a f o di 80 cm di focale ( D o t t . Cr. Caprioli). 7 4 M . C I M I N O Come ho d e t t o al principio di questa relazione, due sono i f a t t o r i negativi dell'atmosfera terrestre con riguardo alle osservazioni astrono- miche: l'assorbimento delle radiazioni di cui abbiamo parlato, e la defor- mazione delle immagini, causata dalla agitazione degli strati d'aria. È questo secondo f a t t o r e a p p u n t o quello che impedisce di vedere i dettagli più fini delle superfici dei corpi celesti. P e r osservare questi stessi dettagli non basta però la sola tranquillità atmosferica (che già si trova in misura sufficiente al di sopra dei 20.000 metri), m a occorre anche che il sistema ottico abbia u n sufficiente potere risolutivo, il che significa, sostanzialmente, che la lente o specchio principale deve avere u n a sufficiente a p e r t u r a . Si t r a t t a perciò di u n a a t t r e z z a t u r a di note- vole ingombro, che solo u n pallone può portare, in attesa, naturalmente, della disponibilità di un satellite. Negli S t a t i Uniti c'è un progetto, in stato di a v a n z a t a esecuzione, che prevede di p o r t a r e in quota un tele- scopio con uno specchio parabolico di 92 cm di diametro. Ma anche con piccoli telescopi e camere fotografiche è possibile ottenere risultati assai interessanti; per esempio per l'osservazione della corona solare. Si pensi che già a 10.000 m la brillanza residua del cielo è 50 volte più piccola di quella dei pennacchi coronali. Il trasporto di un piccolo coronografo con un pallone sarebbe cosa relativamente assai semplice. N a t u r a l m e n t e , i palloni p o r t a n t i attrezzature come quelle adoperate dal Dollfus o dallo Schwarzschikl sono molto grandi e costosi. Però un notevole campo di ricerche si apre anche con l'impiego di mezzi più modesti. Come ho accennato, questo impiego è stato iniziato in Italia, per la prima volta in occasione della eclisse solare, da un gruppo di lavoro che, oltre a chi vi parla, comprendeva il Prof. R . Cialdea ed i Colonnelli F e a e Pisoni dell'Aeronatuica Militare. Il campo di ricerca era misto, geofisico ed astronomico. Da u n a p a r t e si mirava a misurare la luce diffusa del cielo a quelle altezze, dall'altra a fotografare la corona solare nelle sue propagini più esterne e, possibilmente, collegarla con la luce zodiacale. Il Prof. R . Cialdea vi darà, in u n a relazione particolare, i risultati ottenuti, che possono considerarsi soddisfacenti se si pensa che il primo lancio di prova completa coincideva con il lancio definitivo d u r a n t e l'eclisse. Questo è dipeso da quella non mai abbastanza depre- cata mancanza di mezzi finanziari contro cui u r t a n o da noi t u t t e le ini- ziative. Lasciando, come dicevo, al Prof. Cialdea il compito di informarvi dei risultati del lancio, io desidero invece approfondire u n poco questo i m p o r t a n t e problema, dello studio della corona esterna e della luce zo- diacale, in vista di ulteriori ricerche in questo campo. O S S E R V A Z I O N I A S T R O N O M I C H E D A G R A N D E A L T E Z Z A 7 5 5. - Quali siano i limiti della corona solare noi astronomi ancora non sappiamo precisarlo. La corona si estende certamente assai al di là di quanto è dato osservare nei rari momenti dell'eclisse totale. Certa- mente una p a r t e di questa immensa aureola r u o t a assieme al Sole; però oltre un certo limite, che non conosciamo, le singole particelle formano uno sciame che gravita a t t o r n o al Sole e che si estende fino a limiti irn- Fig. 3 - Come si p r e s e n t a il f e n o m e n o della luce zodiacale dopo il t r a m o n t o del Sole. precisati, forse fino all'orbita di Venere ed anche della Terra ed oltre. N e abbiamo u n a d i r e t t a conoscenza attraverso la cosidetta luce zo- diacale. Questo fenomeno si osserva generalmente nelle serate prima- verili o a u t u n n a l i , quando il Sole è ben sotto l'orizzonte, una fascia lu- minosa assai tenue, copre il cielo quasi fino allo zenit (Fig. 3), e la sua spiegazione è immediata osservando la figura successiva (Fig. 4). Questa enorme corona, dalla forma sensibilmente schiacciata, è cer- t a m e n t e variabile, così come lo è la vera e propria corona solare che osserviamo d u r a n t e le eclissi totali. Essa costituisce quella materia in- terplanetaria che interessa direttamente la fisica dello spazio. I fenomeni che costituiscono l ' a t t i v i t à solare alimentano continuamente di materia questa corona, lanciando in esso getti di particelle ionizzate, come enormi fusi, che, raggiungendo la Terra, danno lnogo a t u t t i i fenomeni di varia- 7 6 M . C I M I N O zione della ionosfera, del campo magnetico terrestre, delle aurore, delle fasce di radiazione, ecc. ecc.. Non c'è dubbio perciò che lo studio di questa corona esterna sia di primaria i m p o r t a n z a per la fisica solare, così come per la fisica terrestre. % - - i— - — . • •• • . • •1 " e-, • s,, ' r * " V - U . - • * v • % • v \ V V •. \ x \ \ v \ * \ \ \ \ \ \ \ \ . V V • v ^ V • > Fig. 4- - Spiegazione s c h e m a t i c a (lei f e n o m e n o della luce zodiacale. L ' a m - masso di m a t e r i a l e d i f f o n d e n t e , che c i r c o n d a il Sole S, è visibile dopo il t r a m o n t o o p r i m a del sorgere, e si m u o v e a p p a r e n t e m e n t e sulla v o l t a e,eleste assieme al Sole. Io ritengo che uno studio sistematico della luce zodiacale, così come quella della vera e propria corona solare esterna, possa essere f a t t o utilizzando i palloni sonda. Inoltre, questo studio può essere e f f e t t u a t o anche in luce U . V . come dimostra la Fig. 5. Si vede come, con palloni a 25.000 m e t r i è certamente possibile fotografare su u n a lunghezza d'onda fino a 2000 A. Recentemente (1958) studi sulla luce zodiacale da alte altitudini sono s t a t i effettuati per opera dei due astronomi inglesi 1). E . Blackwell e M. F . Ingliam, da u n a stazione a circa 6000 m e t r i sulla mon- t a g n a del Chacaltaya in Bolivia. Questi Autori si sono posti la questione della composizione di quest'immensa aureola solare, se cioè f o r m a t a da polveri o da elettroni. Mediante osservazioni spettroscopiche e polari- metriche essi sarebbero arrivati alla conclusione che, alla distanza di u n a u n i t à astronomica (distanza media Terra-Sole) la densità elettronica O S S E R V A Z I O N I A S T R O N O M I C H E D A G R A N D E A L T E Z Z A 7 7 dovrebbe risultare notevolmente inferiore ai 100 elettroni per cm3, con- t r a r i a m e n t e ad altre ipotesi e precedenti osservazioni, che propendereb- bero per u n a densità di almeno 600 elettroni per cm3, confermata, que- st'ultima, da osservazioni radioelettriche dell'esosfera. P e r il resto, la grande corona solare sarebbe costituita da polveri. Fig. 5 - A l t e z z a n e l l ' a t m o s f e r a alla q u a l e l ' i n t e n - sità, dei raggi U . V . è r i d o t t a del r a p p o r t o 1/2.7. X = raggi X . N a t u r a l m e n t e , l ' a t t i v i t à solare sembrerebbe influenzare la luce zo- diacale, e ciò è logico perchè l ' a t t i v i t à solare crea fasci di elettroni che a t t r a v e r s a n o lo spazio interplanetario e diventano centro di diffusione della luce solare; m a le correlazioni sono molto incerte, e molte nuove misure sono necessarie. Ricordiamo anche le misure della luce zodiacale effettuate dagli scienziati russi d u r a n t e l'anno Geofisico Internazionale, da stazioni poste a latitudini di circa 44°, all'epoca del solistizio di estate, per la misura della luce zodiacale nella direzione normale all'eclittica. Non mi risulta che siano state effettuate ricerche nell'ultravioletto. Ora basti pensare che è proprio in questa radiazione che il Sole si com- porta come u n a stella variabile; è logico quindi pensare che in questo campo d'onde le variazioni della luce zodiacale in relazione all'attività solare dovrebbero dimostrarsi assai più cospicue e dovrebbero essere facilmente rilevabili dai palloni. 6. - I n conclusione, le osservazioni astronomiche da grandi altezze costituiscono uno dei fondamentali campi di ricerca del prossimo f u t u r o . Se per il momento noi italiani non possiamo accedere ai satelliti artificiali, possiamo però impiegare i razzi e i palloni. I primi per osservazioni nel lontano ultravioletto, i secondi per t u t t e le osservazioni che richiedono maggiore disponibilità di tempo in quota e strumenti più stabili ed ingombranti. 7 8 M . C I M I N O Gli esperimenti da noi iniziati coi palloni, in collaborazione con l'Aeronautica Militare e l ' I s t i t u t o Nazionale di Geofisica, continueranno in questo senso e voglio a u g u r a r m i che la nostra iniziativa possa trovare quell'appòggio che la semplicità dei mezzi e l'importanza dei risultati consigliano di concedere. RIASSUNTO Si esamina il •problema delle osservazioni astronomiche da grande altezza per mezzo di aerei, satelliti, razzi e palloni. Utilizzando questi attimi è possibile effettuare osservazioni solari di grande interesse, legate alla fisica dello spazio, specialmente in relazione alla luce zodiacale, con mezzi rela- tivamente assai modesti. Il primo tentativo in Italia in questa direzione è stato effettuato durante Veclisse totale di Sole del 15 Febbraio 1961, ed i risultati ottenuti consigliano di continuare le ricerche in questa direzione. SU M MARY The problem of astronomical observations from airplanes, satellites, rockets and ballons is considered. Solar observations from balloons look to be very interesting, as related to Space Physics, expecially in connections with the problem of the zodiaeal light. A first attempi in Italy in this fichi was successfully accomplished in the occasion of the total solar eclipse of February 15, 1961, and the promising results have induced us to con- tinue the researches in this direction.