1951: La prima radiazione di spin flip dell'idrogeno nella nostra galassia
La radioastronomia cominciava ad essere considerata una vera e propria scienza astronomica, che coinvolge gli astrofisici sperimentali e teorici.Dai risultati di Reber era evidente che le radioonde potevano penetrare gli strati di polvere interstellare che invece assorbono la luce visibile.
L'olandese Jan Oort aveva cercato di studiare la struttura della nostra galassia osservando la distribuzione delle stelle ma era limitato dal fatto di non poter studiare la zona più interessante, quella intorno al centro della galassia, perchè la grande quantità di nubi di polveri presenti tra noi e il centro galattico assorbe completamente la luce emessa dalle stelle delle regioni più centrali. Quando Oort nel 1941 lesse delle onde radio provenienti dal centro della galassia, capì l'importanza delle radioonde per lo studio della sua struttura, e assegnò a Henk van de Hulst, all'epoca studente, il compito di identificare le migliori radiofrequanze per effettuare questo studio.
Van del Hulst cominciò a studiare l'elmento più comune nella galassia, l'idorgeno, e nel 1944 stimò che il processo di spin flip ha l'energia giusta per emettere onde radio.
Vediamo in cosa consiste questo processo: l'idrogeno neutro (non ionizzato) consiste di un solo protone attorno a cui ruota un solo elettrone Ciascuna delle due particelle ha un proprio spin, che può essere orario o antiorario. Quando il protone e l'elettrone hanno lo spin parallelo l'atomo ha un'energia leggermente superiore al caso in cui lo spin è anti-parallelo. Questo a causa di interazioni magnetiche tra le due particelle. La transizione da spin parallelo ad anti-parallelo causa l'emissione di fotoni alla lunghezza d'onda di 21,1 cm. Questo avviene per ogni atomo mediamente ogni 107 anni, per cui è praticamente impossibile osservare tale fenomeno in laboratorio. Essendo però il numero di atomi di idrogeno del mezzo interstellare estremamente alto, la riga di emissione di 21 cm può essere osservabile tramite i radiotelescopi.
Lo studio della radiazione a 21,1 cm è tutt'ora un utilissimo strumento d'indagine che permette di determinare sia la quantità d'idrogeno presente nel cosmo sia il moto delle galassie. Infatti se una nube di idrogeno che emette questa radiazione si sta spostando rispetto a noi, la frequanza che riceviamo è un pò spostata da quella di laboratorio per effetto Doppler. Quindi se in una certa direzione abbiamo allineate sulla line a di vista diverse nubi di idrogeno, tutte in movimento a causa della rotazione della nostra galassia, potremmo distinguere ka radiazione di spin-flip proveniente dalle diverse nubi , perchè la riceveremo a lunghezze d'onda leggermente diverse. Dallo spettro potremo quindi ricavare la densità e la velocità delle diverse nubi di gas che orbitani insieme alle stelle della nostra galassia.
Ci vollero 10 anni per costruire un ricevitore sensibile alle lunghezze d'onda intorno ai 21 cm ma nel 1951 Edward Mills Purcell ed il suo studente di dottorato Harold Irving Ewen ad Harvard riuscirono a rivelare per la prima volta la radiazione di spin-flip dell'idrogeno nella nostra galassia.
Qui a fianco l'Antenna Horn utilizzata da Harold L. Ewen e Purcell Edward M. Lyman presso il Laboratorio di Fisica all'Università di Harvard, ora al National Radio Astronomy Observatory a Green Bank.
Le osservazioni dimostrarono che l'idrogeno nella galassia è contenuto in un disco sottile , alto circa 1.000 anni luce, lungo le braccia a spirale. Questa attività che come dicevamo rappresenta ancora oggi un metodo fondamentale di studio della struttura e dei moti delle galassie, dimostra la necessità da una parte di una profonda conoscenza della fisica della materia per ìnnovare la ricerca astrofisica teorica , dall'altra, di tecniche sperimentali più aggiornate per innovare le osservazioni e confermare ( o a volte anticipare) la teoria.
Da "Osservare l'Universo" di Paolo de Bernardis ed. Il Mulino