On-sky demonstration of dual-field interferometry at the CHARA Array

Per vedere i dettagli più fini dell'universo, gli astronomi devono spesso collegare i telescopi tra loro, creando uno strumento virtuale largo quanto la distanza che li separa. Questa tecnica, nota come interferometria, consente agli scienziati di risolvere strutture minuscole su stelle distanti che altrimenti apparirebbero come meri punti di luce. Tuttavia, l'atmosfera terrestre è una coperta turbolenta che distorce costantemente la luce stellare in entrata, causando l'imbrunimento e la scomparsa in una frazione di secondo dei delicati pattern di interferenza necessari per queste misurazioni. Tradizionalmente, ciò significava che gli astronomi potevano osservare stelle luminose solo per brevissimi impulsi, limitando la loro capacità di studiare oggetti più deboli ed elusivi, come compagni distanti o esopianeti. La sfida è sempre stata come mantenere la "visione" del telescopio stabile abbastanza a lungo da raccogliere abbastanza luce da questi obiettivi fiaci senza che il rumore atmosferico annulli il segnale.

Un team di ricercatori presso il CHARA Array, una collezione di sei telescopi situati sul Mount Wilson in California, ha ora dimostrato con successo un nuovo modo per superare questa barriera. Utilizzando una stella vicina e luminosa come guida in tempo reale, hanno dimostrato che è possibile tracciare le distorsioni atmosferiche su una stella mentre si osserva simultaneamente, in modo lungo e costante, una stella compagna molto più debole. Questo approccio a "doppio campo" scinde efficacemente la necessità di un bersaglio luminoso dalla necessità di un'osservazione prolungata, aprendo la porta allo studio di sistemi che prima erano troppo fiaci per essere visti con tale dettaglio.

Il team ha messo alla prova questa nuova capacità nell'estate del 2025 utilizzando un sistema triplo composto da tre stelle noto come alpha Piscium. Questo sistema è una disposizione gerarchica, il che significa che contiene una coppia di stelle ampia, una delle quali è a sua volta una stretta coppia binaria. I ricercatori hanno utilizzato due strumenti diversi collegati agli stessi sei telescopi. Uno strumento, MIRC-X, si è agganciato alla stella primaria più luminosa per fungere da riferimento, misurando le oscillazioni atmosferiche migliaia di volte al secondo. Queste misurazioni sono state utilizzate per correggere il percorso della luce in tempo reale. Nel frattempo, un secondo strumento, MYSTIC, ha utilizzato le stesse correzioni per osservare la stella compagna più debole nella parte dello spettro infrarosso. Poiché la stella di riferimento manteneva il sistema stabile, il secondo strumento poteva integrare la luce della compagna debole per un tempo molto più lungo rispetto al solito, permettendogli di risolvere dettagli che altrimenti andrebbero perduti.

I risultati di questo primo test sono stati immediati e precisi. Il team è riuscito a risolvere la coppia binaria interna della stella compagna, separando due stelle che distano solo sette millesimi di arcosecondo l'una dall'altra. Per dare un contesto a questa distanza, è approssimativamente la dimensione di una moneta vista da centinaia di migliaia di chilometri di distanza. Inoltre, confrontando le posizioni delle due stelle principali del sistema, il team ha misurato la loro separazione con un'incertezza di soli 234 microarcosecondi. Questo livello di precisione conferma che l'intera catena di operazioni — dal catturare la luce di due stelle contemporaneamente alla stabilizzazione delle frange e alla registrazione dei dati — funziona come previsto.

Sebbene il successo iniziale abbia utilizzato due stelle di luminosità comparabile, il vero obiettivo di questa tecnologia è osservare oggetti significativamente più deboli delle loro stelle di riferimento. I ricercatori stanno ora lavorando per spingere i limiti di questa sensibilità. Hanno sviluppato un software in grado di tracciare la fase della luce in diverse colorazioni della luce infrarossa, garantendo che il sistema rimanga stabile anche quando l'atmosfera muta. I primi test mostrano che il sistema può mantenere un blocco stabile con errori molto piccoli, un passaggio crucialo per l'osservazione di bersagli deboli. Tuttavia, la configurazione attuale è ancora limitata dalla luminosità delle stelle che può acquisire e dal rumore termico generato dagli strumenti stessi durante le lunghe esposizioni.

Per raggiungere bersagli ancora più deboli, il team sta pianificando diversi aggiornamenti hardware. Intendono sostituire la telecamera utilizzata per trovare e tracciare le stelle con un modello più sensibile che possa rilevare oggetti molto più deboli, estendendo potenzialmente l'intervallo di stelle osservabili dall'attuale limite a magnitudini molto più deboli. Prevedono anche di raffreddare i detector e rimuovere le finestre calde dallo strumento per ridurre il calore di fondo che attualmente annebbia i segnali deboli. Inoltre, mirano a migliorare i sistemi di ottica adattiva sui telescopi, che correggono l'imbrunimento atmosferico, per garantire che più luce dalla compagna debole entri nello strumento.

Le simulazioni al computer suggeriscono che, con questi aggiornamenti, il sistema potrebbe eventualmente osservare stelle fino alla magnitudine 13 nella banda K, un salto significativo rispetto al limite attuale di circa magnitudine 8 o 9. Ciò consentirebbe agli astronomi di cercare compagni deboli, come nane brune o esopianeti, che orbitano attorno a stelle troppo deboli per essere studiate con i metodi attuali. Il team ha già iniziato a raccogliere dati per testare questi limiti di sensibilità e, sebbene l'analisi completa sia ancora in corso, la strada da seguire è chiara. Trasformando una stella luminosa in un faro che guida la vista di un vicino più debole, il CHARA Array sta trasformando il modo in cui possiamo vedere i componenti nascosti e deboli del nostro vicinato cosmico.