Introduzione

Le osservazioni astronomiche a lunghezze d'onda nell'infrarosso ( $\lambda \geq 2.4\mu m$) ci permettono di studiare corpi celesti nelle prime fasi del loro sviluppo (quando, cioè, sono ancora troppo ``freddi'' per emettere energia nel ``visibile''). Nel cielo, infatti, ci sono corpi che emettono energia in diverse lunghezze d'onda, possiamo suddividere i possibili spettri in due gruppi: frequenze nel visibile (corrispondenti a corpi caldi) e frequenze oltre il visibile (che corrispondono a oggetti più freddi). Quelle nel primo gruppo (fino a 0.8$\mu m$) indicano che la sorgente è visibile nell'ottico: se l'oggetto in questione è abbastanza grande e vicino sarà possibile vederlo a occhio nudo in una notte serena, altrimenti sarà necessario l'ausilio di un telescopio ottico (cioè che opera nel visibile). Gli oggetti che emettono energia nell'infrarosso, invisibili all'occhio umano, corrispondono a corpi celesti abbastanza freddi, come stelle ai primi stadi dello sviluppo; per vederli è necessario l'uso di appositi rivelatori di segnale nell'infrarosso. Purtroppo a queste frequenze il segnale dei corpi celesti si somma e confonde con il flusso del background. In altre parole è come se l'osservatore si mettesse degli occhiali speciali sensibili solo a particolari fonti di energia, guardando il cielo in questo modo egli vede alcune stelle che senza occhiali non vedrebbe e non ne vede altre visibili a occhio nudo. Ha però un grosso problema: l'intero cielo, visto attraverso queste lenti speciali, appare come fosse pieno giorno e ci fosse il sole: luminosissimo. Perciò, anche se gli occhiali gli permettono di vedere stelle particolari, egli non potrà vedere nulla a meno di escludere in qualche modo la luce accecante del sole. Per fare questo l'osservatore deve usare una tecnica particolare: osservare il cielo in un punto dove non ci siano stelle e poi guardare una stella, fotografare queste due ``viste'' e poi sottrarle. In questo modo è come se la prima immagine servisse da filtro alla seconda e così  a tutte le successive ``foto'' di altre stelle. Questo procedimento, però, funziona sotto forti ipotesi: la luminosità del cielo è assunta costante nel tempo e nello spazio ed è perciò possibile rilevarla e ``fotografarla'' in un punto del cielo sgombro di stelle e ritrovarla identica nella ``foto'' fatta alle stelle. Purtroppo, come vedremo nei capitoli successivi, queste ipotesi non sono realistiche e bisognerà perciò raffinare questa tecnica di osservazione.

Nel nostro caso il tipo di luce non è nello spettro visibile, l'infrarosso è infatti oltre la frequenza che l'occhio umano riesce a cogliere (da $0.4\mu m$ a $0.8\mu m$), ma resta il fatto che il cielo è molto ``luminoso'' visto a tale frequenza e quindi disturba l'osservazione di oggetti che emettono energia nella lunghezza d'onda dell'infrarosso.

Nel Capitolo 1 saranno introdotti i concetti base utilizzati in tutto il lavoro successivo. Vedremo cos'è l'infrarosso termico e cosa si intende per background e noise; capiremo il motivo per cui è importante osservare corpi celesti a basse frequenze e quali tecniche sono necessarie per ottenere risultati apprezzabili (tecnica di chopping and nodding). Descriveremo, infine, tali risultati e i principali problemi affrontati.

Nel Capitolo 2 verrà esposto l'algoritmo che ci permette di ricostruire le immagini chopped and nodded, ne verrà studiata la struttura e le proprietà.

Nel Capitolo 3 vedremo in dettaglio il lavoro svolto. Dopo una descrizione dei dati di input introdurremo le metodologie usate per comporre una mappa attendibile della nebulosa di Orione a $10\mu m$ e il software MOSAIC adoperato. Inoltre vedremo la tecnica di ricostruzione applicata al nostro caso. Da ultimo analizzeremo i criteri di composizione dei risultati parziali fin qui ottenuti.

Nel Capitolo 4 capiremo l'importanza del lavoro svolto, vedremo i confronti tra i risultati precedenti e quelli da noi ottenuti e metteremo in evidenza le principali differenze. Esporremo poi alcune importanti considerazioni sulle metodologie usate e le tecniche adottate, una sorta di riepilogo di tutta la tesi arricchito con una panoramica del contesto in cui tale lavoro si inserisce.

Nel Capitolo 5 vedremo quali sono le prospettive per il futuro: descriveremo le principali novità nel campo dell' infrared imaging. Infine faremo cenno degli ultimi sviluppi delle tecnologie usate per osservazioni all'infrarosso da terra e dallo spazio evidenziando come il lavoro svolto sia in sintonia con le ricerche portate avanti da gruppi europei e statunitensi.