Cenni di teoria

Noi astrofili sappiamo bene come il nostro primo istinto, una volta osservato il primo oggetto:pianeta galassia, nebulosa, stella o quant’altro,sia quello di percepirne i colori, e normalmente effettuiamo, con le camere CCD, più riprese con filtri distinti (cd. LRGB) in modo da ottenere immagini che riproducano con sufficiente fedeltà la gamma cromatica degli oggetti stessi.L’emissione della luce visibile, come quella di tutte le altre radiazioni, avviene in determinate lunghezze d’onda,alle quali sono associati i colori percepiti dai nostri occhi, dal violetto al rosso profondo con tutte le sfumature intermedie.Chiamamo normalmente “spettro” una successione di onde dello stesso tipo, quindi la gamma di onde del visibile sarà chiamata “spettro visibile”.Lo spettro visibile è, naturalmente, soltanto una parte della radiazione elettromagnetica che va dalle lunghezze d’onda cortissime (Raggi gamma) a quelle lunghissime (onde radio) (BOX).Più precisamente potremo chiamare spettro la rappresentazione del modo in cui l’intensità della radiazione emessa da una sorgente dipende dalla sua lunghezza d’onda.Tale assunto costituisce il primo approccio dell’analisi spettrale, uno dei fondamenti della moderna astrofisica che ha permesso e che continua a permettere scoperte importantissime sulla conoscenza dell’universo che ci circonda.Tenuto conto che ciascun elemento chimico emette od assorbe particolari frequenze, la luce proveniente dal sole e dalle stelle porta con sé preziose notizie sulla loro composizione chimica e sulla loro natura.La luce che osserviamo reca quindi un messaggio, scritto in modo abbastanza chiaro al suo interno;noi astrofili normalmente leggiamo l’intestazione , ma le novità più interessanti sono nel corpo del messaggio stesso: lo spettro,messaggio che raramente approfondiamo nell’erronea convinzione che sia un lavoro destinato ai professionisti.Nessuno di noi, tuttavia, si accontenterebbe di leggere solo la copertina di un libro trascurandone il contenuto, ed allo stesso modo l’analisi spettrale apre all’appassionato di astronomia un mondo nuovo ed un nuovo modo di realizzare la sua passione, in un contesto di indubbia scientificità

La radiazione elettromagnetica

Radiazione Lunghezza d’onda

Onde radio > 10 cm

Microonde 10 cm – 1 mm

Infrarossi 1 mm – 700 nm

Luce visibile 700 nm – 400 nm

Ultravioletti 400 nm – 10 nm

Raggi X 10 nm – 1 pm

Raggi gamma < 1 pm

L’occhio umano riesce a percepire la radiazione visibile da 400 a 700 nm circa (1nm = 1/1.000.000 mm = 10 Angstrom

I sensori CCD vanno ben oltre, essendo in grado di registrare la radiazione incidente da 350 nm (UV) a 1000 nm (IR) seppure con diverse intensità a seconda dei sensori.

Poc’anzi si è detto che gli spettri del sole e delle altre stelle sono spettri continui che , passando attraverso le relative atmosfere presentano righe in assorbimento.L’informazione spettrale è quindi duplice; da un lato l’esame dello spettro continuo, dall’altro quello in assorbimento.

Lo spettro continuo in una data regione è l’emissione a tutte le lunghezze d’onda di quella regione, anche se non con la medesima intensità.Tale definizione comporta un’importante conseguenza; che lo spettro continuo delle stelle può avere maggiore intensità nella parte blu dello spettro visibile, nella parte rossa,in quella gialla etc..specificando il colore della stella.Ora, potendo con sufficiente approssimazione dire che le stelle si comportano in modo non troppo diverso da un corpo nero perfetto, utilizzando le leggi del corpo nero che legano la sua emissione di onde elettromagnetiche alla sua temperatura,possiamo ricavare la temperatura della superficie di una stella (BOX).

Siccome, poi, le righe sovrapposte allo spettro continuo sono dovute alla presenza di un’atmosfera più fredda che assorbe selettivamente il continuo emesso dalla stella, in modo che ciascun elemento ivi presente assorba le proprie, siamo in grado di riconoscere, sulla base della presenza delle righe di assorbimento alle varie lunghezze d’onda, gli elementi chimici presenti e quindi analizzare chimicamente l’atmosfera della stella.Il profilo e l’intensità delle righe ci fanno conoscere, inoltre, l’abbondanza relativa degli elementi presenti nella sorgente,mentre lo spostamento delle loro lunghezze d’onda fornisce informazioni sul moto della sorgente stessa rispetto all’osservatore (effetto Doppler).

La spettroscopia costituisce quindi un potentissimo e, per certi versi semplice strumento d’indagine sulle proprietà fisico-chimiche delle stelle, che usa la luce da esse emessa quale veicolo d’informazione.Ecco allora che la luce, con la quale abbiamo comunemente a che fare nelle nostre serate astronomiche o nelle belle giornate solari assume un altro aspetto, molto più completo ed appagante dal punto di vista scientifico.

Il Corpo Nero

l corpo nero è per definizione un corpo capace di assorbire tutta la radiazione elettromagnetica, sia nel visibile che nelle altre regioni dello spettro (IR, UV ).il suo nome deriva dalla circostanza che, ove illuminato con una luce di qualsiasi lunghezza d’onda esso la assorbe tutta.

Il corpo nero è quindi un’astrazione , un modello di riferimento, che non esiste in realtà e che ha senso solo se esistono corpi reali (tra cui le stelle) ad esso assimilabili.Il concetto che esso sottende è necessario in quanto, sussistendo un legame diretto tra lo spettro emesso da un corpo e la sua temperatura sulla base delle leggi di Planck, di Stefan- Boltzman e di Wien, e potendosi quindi determinare la sua temperatura attraverso lo spettro, è possibile applicare lo stesso principio anche alle stelle.

Dopo gli studi sistematici di padre Angelo Secchi nel campo della spettroscopia stellare che portarono ad una prima classificazione degli spettri in 5 categorie in base al colore ed alla abbondanza e tipologia delle righe, gli strumenti professionali per la spettroscopia migliorarono notevolmente ed alla fine dell’ottocento i dettagli visibili negli spettri stellari erano talmente ricchi da richiedere una classificazione adeguata alle nuove scoperte.L’osservatorio del College di Harvard divenne in quell’epoca il centro di una monumentale attività di classificazione che, ad opera del suo direttore, Edward Pickering ,e delle sue collaboratrici, portò nel 1890 ad una nuova complessa classificazione in ben 16 classi, contraddistinte da altrettante lettere dell’alfabeto.Più tardi(1901) una delle collaboratrici di Pickering, Annie Cannon, rivisitò e semplificò notevolmente la classificazione precedentemente effettuata portandola a quella familiare e tuttora (seppur con alcune modifiche) adottata di 7 lettere, OBAFGKM.Celebre è la filastrocca inventata per rammentare l’ordine delle lettere e delle classi (Oh Be A Fine Girl Kiss Me).

La classificazione di Miss Cannon costituì un vero capolavoro di semplicità ed efficienza, in quanto l’ordine delle classi era contemporaneamente un ordine cromatico, ovvero di temperatura, e di complessità degli spettri e delle righe.Esso passa quindi da stelle bianco blu e bianche di elevatissima temperatura e spettri relativamente semplici, con poche righe, a stelle gialle e poi rosse , di temperatura superficiale più bassa e spettri più complessi, con molte righe o con bande.La classificazione fu inoltre affinata con una sottoclassificazione decimale all’interno delle classi , anche se non completa per tutte le classi stesse: si ebbero quindi le sottoclassi B0 B1..B2.. A0…A1…A2…etc.All’interno delle classi la temperatura diminuisce passando dalla prima all’ultima delle sottoclassi .

Il ciclopico lavoro culminò nel magnifico “Henry Draper Catalogue” pubblicato tra il 1918 ed il 1924 da Pickering e dalla Cannon che mostrava la classificazione operata da quest’ultima su 225.300 stelle.Più tardi ulteriori modifiche furono effettuate, ed una classificazione in parte parallela si affiancò a quella principale, tra le integrazioni ricordiamo la classe S con caratteristiche simili alle M e K e con abbondanza di ossido di zirconio , le classi R e N, comprendenti le stelle ad alta presenza di carbonio, ed il gruppo W che alcuni considerano una variante della classe O, ma che costituisce una vera classe a sé stante,cui appartengono le stelle cd. di Wolf –Rayet caldissime, con ampie righe in emissione.

Il periodo intenso e affascinante di ricerche che, tra la fine dell’ottocento e gli inizi del novecento, posero le basi dell’astrofisica moderna fu poi completato dall’opera di Hertzsprung e Russell, che, per vie diverse, scoprirono che per un gran numero di stelle l’ordine cromatico era anche quello di luminosità, nel senso che le stelle blu erano più luminose di quelle gialle, a loro volta più luminose di quelle rosse, con l’eccezione di alcune stelle dei tipi spettrali G-K-M, di dimensioni molto più grandi (giganti e supergiganti) ed alcune stelle molto calde , ma di piccole dimensioni (nane bianche) che non seguivano questo trend, differendo così da quelle del primo tipo della cd. “sequenza principale”.Le scoperte dei due astronomi diedero il via alla costruzione di quello che costituisce una pietra miliare dell’astronomia moderna ed un indispensabile strumento di indagine : il diagramma chiamato HR,dalle iniziali dei suoi ideatori, che lega la magnitudine assoluta alla temperatura effettiva delle stelle ed alla classe spettrale.

Uno dei risultati più famosi ed eclatanti dell’indagine spettroscopica applicata alla cosmologia , diretta conseguenza delle ricerche in precedenza effettuate, è stata la scoperta epocale di E. Hubble sul redshift degli spettri delle galassie e sulla espansione dell’universo, ma un numero notevolissimo di scoperte è stato possibile ed è ancora oggi possibile solo con l’esame e l’analisi spettrale, che si estende sempre più a lunghezze d’onda oltre il visibile, nell’IR e nell’UV.Questi ultimi domini, seppure con qualche limitazione, grazie ai progressi nella tecnologia dei sensori allo stato solido e dei sistemi di filtratura e di isolamento delle lunghezze d'onda, sono oggi a disposizione degli appassionati di astronomia che intendano estendere in maniera significativa la valenza della loro ricerca al di là del semplice hobby , approfondendo significativamente le conoscenze dei principali oggetti celesti e di quelli più esotici e lontani.

Un sunto di alcuni cenni teorici può trovarsi al link del Gruppo Omega di Palermo, a cura di Pio Passalacqua: