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Spettroscopia (lista principale)

SPETTRI

Da STARS di Jim Kaler

Tradotto in italiano su permesso dell'autore

Sorgente originale: http://stars.astro.illinois.edu/sow/spectra.html

Siamo in grado di conoscere ciò di cui le stelle sono fatte, la loro struttura e le loro vita, solo perchè possiamo osservare ed analizzare i loro spettri. La luce integra ci permette di ammirare le caratteristiche esterne di una stella; il suo spettro ci permette di vedere in profondità nella sua vera anima.

Questo sito, strettamente legato a The nature of the stars e The Hertzsprung-Russell (HR) Diagram, fornisce un'introduzione agli spettri delle stelle e di altri oggetti celesti. Qui esaminiamo le vie principali con cui gli astronomi hanno imparato così tanto sulle stelle. "Spettri" è incorporato con dei link che riportano a relative parti dei due siti citati sopra.

Lo spettro elettromagnetico

Se facciamo passare luce del Sole attraverso un prisma traingolare o la facciamo incidere sulla superficie finemente lavorata di un compact disc, la vediamo spezzarsi vivacemente in una fascia di puri colori brillanti - il suo "spettro". Ci è famigliare nei colori dell'arcobaleno, nella luce che scintilla dalla neve caduta da poco, negli anelli e negli aloni attorno al Sole o alla Luna quando sono parzialmente coperti dalle nuvole, nei bagliori di un diamante intagliato, e in molti altre sfacettature presenti in natura. Il classici colori rosso, arancio, verde, blu e violetto si fondono in ciò che sembra un'infinita gamma di sfumature, l'una che si trasforma dolcemente nell'altra. Assieme esse costituiscono lo "spettro visuale" (o "ottico"), chiamato così perchè è la parte dell'intero spettro che è visibile all'occhio umano.

L'arcobaleno è lo spettro naturale causato dalla rifrazione e dalla riflessione della luce solare attraverso gocce di pioggia, e mostra come la luce del Sole consista in una continuità di colori dal rosso al violetto. Si nota l'arcobaleno esterno più debole causato da una doppia riflessione all'interno della goccia di pioggia. Fotografia di J.B.Kaler.

Estendere la luce: lo spettro elettromagnetico

Fermiamoci all'esterno per vedere e percepire la radiazione che ci arriva dal Sole. La maggior parte dell'energia dell'Universo è trasportata in questo modo, attraverso la radiazione. Lo spettro visuale della luce, comunque, non è altro che una minuscola porzione dell'intera figura, di un vasto spettro di radiazione che si estende in entrambe le direzioni, da entrambi i bordi dell'arcobaleno. Se potessimo osservare con un super-occhio oltre il rosso, si incontrerebbe l'"infrarosso" - che si sente come calore sulla pelle - che si fonderebbe gradualmende nella famigliare parte "radio" dello spettro. Prima del violetto vedremmo l'ultravioletto, che ci procura l'abbronzatura e le scottature, si incontrerebbe poi la molto più pericolosa radiazione X e infine i mortali raggi gamma.

Lo spettro elettromagnetico dai corti raggi gamma alle lunghe onde radio verso destra. La stretta banda visuale, suddivisa nei vari colori, si trova nel centro. Da "Astronomy! A Brief Edition", J.B. Kaler, Addison-Wesley, 1997.

Onde elettromagnetiche

Tranne che per l'energia che trasportano, tutte le prozioni dello spettro -luce ordinaria, infrarosso, radio, ultravioletto - sono fondamentalmente la stessa cosa. Sono unificate persandole come "onde elettromagnetiche", onde in cui si alterna l'intensità di un campo elettrico e di un campo magnetico e che si muovono nello spazio alla "velocità della luce" (detta "c") di 300.000 chilometri al secondo (186.000 miglia al secondo), otto volte attorno alla Terra in uno scatto di lanchetta d'orologio. Le diverse forme di radiazione hanno semplicemente diversa lunghezza d'onda, ovvero diversa separazione tra le creste di due onde successive.

Fotoni ed energia

Anche se la luce nelle sue varie forme può comportarsi come un'onda, allo stesso tempo può comportarsi come un flusso di particelle. In modo intuitivo, queste particelle, chiamate "fotoni", trasportano le onde. Più piccola è la lunghezza d'onda del fotone, più grande è l'energia che trasporta e quindi la capacità del fotone di interagire con qualche sostanza fisica. Le lunghe onde radio sono generalmente benigne. Si può vivere vicino ad un trasmettitore radio di grande potenza senza che questo abbia effetti su di noi e non ci si accorge molto di tutti i fotoni radio che costantemente ci circondano e ci passano attraverso. Fotoni con lunghezza d'onda via via più corta hanno sempre maggiori effetti. L'infrarosso è percepito come calore, la radiazione visibile eccita la chimica dell'occhio, l'ultravioletto brucia, e nessuno vorrebbe rimanere davanti ad una macchina per raggi X in funzione troppo a lungo. Un singolo fotone gamma trasporta l'energia di più di un milione di milioni di milioni di fotoni radio.

Riflessione, rifrazione e dispersione

La luce nelle sue varie forme può essere manipolata in molti modi. Quello più famigliare è la riflessione, in cui viene rimandata indietro da una superficie con stesso angolo con cui l'ha colpita, con il risutato che il viso che che ricambia lo sguardo allo specchio non appare distorto. La radiazione viaggia a "c" sono nel vuoto. Quando attraversa una sostanza, rallenta e può essere piegata, un fenomeno comune chiamato "rifrazione". Questo effetto si vede facilmente osservando qualcosa attraverso l'acqua. La rifrazione da una lente curva focalizza la radiazione per formare un'immagine. Puntata verso il cielo e unita ad un rilevatore, la lente divente un telescopio astronomico. (Uno specchio curvo può creare un'immagine simile per riflessione). La velocità di un'onda elettromagnetica in un mezzo dipende dalla sua lunghezza d'onda. La luce viola è più lenta in un bicchiere d'acqua rispetto alla luce rossa. Di conseguenza, le lunghezze d'onda visibili più corte sono rifratte di più di quelle lunghe. La luce rifratta è quindi "dispersa" o sparpagliata nel suo spettro creando un arcobaleno - o lo spettro di una stella. Gli spettri possono anche essere creati con l'interferenza di onde luminose, il fenomeno che produce la trama dai colori brillanti che si vede riflessa dalla superficie dei compact disc e le aureole che spesso si possono osservare vicino alla Luna quando è parzialmente coperta dalle nuvole.

Lo spettrografo

Gli astronomi producono gli spettri utilizzando uno "spettrografo" affisso al telescopio. La forma più antica di questo strumento era di tipo visuale (uno spettroSCOPIO), e consisteva in poco più che un prisma in un tubo fissato all'estremità del telescopio, con la luce rifratta che veniva focalizzata dall'oculare in cui si osservava. Dal 20esimo secolo, gli spettri sono stati raccolti fotograficamente. A metà del secolo, i prismi sono stati sostituiti con "reticoli di diffrazione", superfici finemente lavorate che producono spettri tramite l'interferenza delle onde luminose. Nello spettrografo moderno, la luce è mandata dal telescopio in un "collimatore", uno specchio curvo che raddrizza il fascio di luce convergente. Il collimatore manda il fascio di luce su un reticolo a riflessione che produce lo spettro, e infine la luce colorata viene focalizzata da una camera su un detector, solitamente un "dispositivo ad accoppiamento di carica" ("charge-coupled device") o "CCD", che raccoglie lo spettro digitalmente. Gli spettri sono comunemente riprodotti sia fotograficamente che graficamente.

Lo spettrografo, affisso alla base di un telescopio (in cima alla fotografia), separa la luce nei suoi colori componenti e raccoglie lo spettro. La luce proveninete da una stella va dritta al collimatore nella parte inferiore dello strumento ed è riflessa indietro al reticolo di diffrazione, nel centro. È poi riflessa ancora giù e poi a sinistra sul detector digitale che memorizza lo spettro e lo mostra su un terminale video. Spettrografo della University of Arizona Steward Observatory.

Atomi ed elementi chimici

L'energia elettromagnetica non può essere separata dalla materia. Infatti, la materia sia crea radiazione, sia la distrugge. Tutta la materia che ci circonda è composta essenzialmente di minuscole particelle, di "atomi" di differente tipo. Questi a loro volta sono composti da particelle ancora più fondamentali. L'atomo, concettualmente, può essere pensato come formato da un nucleo di uno o più protoni (particelle che possiedono carica elettrica positiva) e neutroni (particelle neutre con massa circa pari a quella dei protoni). Il tipo di atomo - o "elemento chimico" -, che sia idrogeno, ossigeno o ferro, dipende solamente dal numero di protoni nel nucleo (per i precedenti, rispettivamente 1, 8 e 26). Il nucleo è circondato da una nube di elettroni, molto più leggeri, che possiedono carica negativa, carica esattamente uguale in valore assoluto a quella posseduta dai protoni. Gli elettroni sono legati al nucleo dalla "forza elettromagnetica", forza responsabile anche della produzione di energia elettromagnetica. I protoni sono tenuti assieme nonostante abbiano la stessa carica dalla "forza forte", a corto range e ancora più intensa. Il ruolo dei neutroni è di aggiungere forza forte per contribuire a tenere insieme il nucleo.

Ioni

Un tipico atomo, con uguale numero di protoni ed elettroni, è elettricamente neutro. Non si prende la scossa toccando della materia che si trova in uno stato ordinario. È semplice, invece, rimuovere degli elettroni da un atomo e renderlo elettricamente sbilanciato. Il risultato della perdia di elettroni è uno "ione" di carica positiva. In realtà, è possibile rimuovere tutti gli elettroni di un atomo e lasciare solo il nucleo spoglio. L'idrogeno, con un protone e un elettrone, ha solo uno "stato" di ionizzazione (il singolo protone). Il ferro, con 26 elettroni, ha 26 stati di ionizzazione, ognuno di essi sempre più caricato positivamente man mano che sempre più elettroni vengono sottratti.

Molecole

Gli elettroni di due o più atomi posso legarsi assieme per formare legami chimici e costruire molecole dagli elemeti chimici. Gli atomi possono essere dello stesso tipo o differenti. Esempi ben conosciuti di questi "composti chimici" sono l'ossigeno molecolare (due atomi di ossigeno legati assieme), l'acqua (due atomi di idrogeno accoppiati ad un atomo di ossigeno) e il diossido di carbonio (due ossigeno e un carbonio). Le molecole hanno caratterisciche completamente differenti da quelle degli atomi di cui sono composte. Non esiste un limite agli atomi che possono essere legati assieme, e come risultato esiste un numero infinito di tipologie di molecole, l'insieme delle quali ci ha dato tutta la varietà nel mondo naturale, tra cui la vita.

Isotopi

Il numero di neutroni presenti in ogni tipo di atomo non è fisso. Ogni atomo presenta una serie di varianti chiamate "isotopi", nei quali il numero di protoni è lo stesso ma è diverso il numero di neutroni. Per esempio, la tipologia di idrogeno più comune ha solo un protone. Ma si può attaccare un neutrone al protone e avere ancora l'idrogeno. Questa forma più pesante, chiamata "deuterio", è presente in natura. Circa lo 0,001% dell'acqua che beviamo è ossido di deuterio invece che normale acqua, ma poichè i differenti isotopi di un atomo possiedono le stesse proprietà chimiche, il deuterio non ha effetti particolari su di noi. La maggior parte del ferro (il 92%) ha 30 neutroni accoppiati con 26 protoni, ma il 6% ha 28 neutroni, il 2% 31 neutroni e una piccola rimanenza 32 neutroni. Alcuni elementi, come il berillio e lo scandio, presentano un solo isotopo stabile (vedi sotto).

Radioattività

Per ogni atomo vi è un numero massimo di neutroni permessi, che corrisponde al numero dei differenti isotopi stabili. Se ci sono troppi o troppo pochi neutroni, il nucleo diventa INstabile e si spezza con emissione di particelle (neutroni, nuclei di elio, elettroni) e radiazione elettromagnetica ad alta energia (specialmente raggi gamma). Questi isotopi "radioattivi" possono essere abbastanza pericolosi. Un isotopo radioattivo decade con un tasso di tempo costante definito dal suo "tempo di dimezzamento", il tempo necessario perchè metà della sostanza si trasformi nei suoi prodotti più leggeri. Più breve il tempo di dimezzamento, più pericoloso è l'isotopo. Alcuni isotopi radioattivi possono esistere per miliardi di anni, altri per frazioni di secondo. Alcuni elementi chimici non hanno isotopi stabili e sono di conseguenza molto rari. Tutti gli elementi più pesanti del bismuto (83 protoni) sono radioattivi. Questo insieme include i famigliari radio e uranio. L'uranio (92 protoni) ha un tempo di dimezzamento molto lungo, e mentre decade nel piombo produce il radio terrestre (88 protoni). La maggior parte dell'elio presente sulla Terra è un sottoprodotto di questo decadimento. Poichè i tassi di decadimento per differenti elementi radioattivi sono conosciuti da esperiementi di laboratorio, l'abbondanza relativa dell'elemento genitore (ad esempio l'uranio) e dell'elemento figlio (per l'uranio, un specifico isotopo del piombo) nella roccia ci dice l'età della roccia stessa - il tempo da quando si è solidificata. Possiamo quindi datare la nascita del Sistema Solare e del Sole a 4,5 miliardi di anni fa dalle rocce più antiche (meteoriti e rocce della Luna).

Radiazione dalla materia

Normale materia non radioattiva può emettere radiazione - non per decadimento nucleare, ma come risultato del calore che contiene. Questo tipo di radiazione emessa dipende dalla temperatura. Se accendiamo un tostapane nel buio, possiamo vederlo brillare di rosso, lo spettro nel visibile emesso dai metalli caldi. Più calda è quella parte di tostapane che si scalda, più alta è l'energia della radiazione che emette. A basse temperature, si vede solo il rosso, ma se si potesse elevare ancora di più la temperatura, il tostapane emetterebbe luce blu e poi viola oltre alla luce rossa. Ad un milione di gradi Kelvin (gradi centrigradi dallo zero assoluto, -273 gradi C) emetterà raggi gamma (e il toast sarà ben carbonizzato). Continuerà ad emettere anche a temperature molto basse. A poche centinaia di gradi - la temperatura dell cucina - irradia nell'infrarosso. Anche nel gelo dello spazio interstellare, il tostapane produrrebbe fotoni nelle frequenze radio (un toast spaziale?). Come regola generale, incrementando la temperatura, un corpo produce sempre più radiazione a tutte le lunghezze d'onda, verso quelle sempre più corte (un corpo freddo irradia luce radio, uno più caldo infrarossa e radio, uno più caldo ancora luce visibile, infrarossa e radio, e così via, tutte presenti e in quantità che aumentano con la temperatura). Un gas ad alta pressione irradia come un solido caldo. I colori delle stelle quindi riflettono la loro temperatura, le stelle rosse più fredde (3000-4000 K), quelle blu più calde (oltre 20.000 K). Di conseguenza, si può determinare la temperatura di una stella dal suo colore - o più specificatamente dai dettagli di come la radiazione si distribuisce lungo tutto lo spettro.

"Linee" di assorbimento

Andiamo ora nel cuore di questo discorso - a come la radiazione libera interagisce con gli atomi per darci informazioni dettagliate sulle stelle e altri oggetti celesti. Mandiamo la radiazione di un corpo incandescente attraverso un gas a bassa intensità e guardiamo cosa succede. Gli elettroni che circondano un atomo possiedono un'energia minima sotto la quale non possono andare (una scoperta della "meccanica quantistica" fatta nella prima parte del ventesimo secolo). Gli elettroni cercheranno spontaneamente questo livello di energia più basso. Se spostiamo un elettrone verso livelli più alti, lontano dal nucleo, gli conferiamo più energia. Ad ogni modo, gli elettroni sono molto specifichi circa le energie che possono assumere. Per ogni dato atomo o ione, solo certe speficiche energie elettroniche - ovvero specifichi livelli di energia - sono permessi. Gli elettroni possono essere spostati da un livello ad un altro dalla collisione con altri atomi o dall'assorbimento di fotoni. Un elettrone ad un certo livello non può assorbire una parte di fotone, ma ne può assorbire uno tutto intero oppure nessuno. Come risultato, solo fotoni con particolare energia - quelle che corrispondono alle differenze tra vari livelli energetici - possono essere assorbiti dal flusso di radiazione che arriva. Poichè l'energia dei fotoni corrisponde ad una lunghezza d'onda, solo specifiche lunghezze d'onda (o colori) possono essere assorbiti. E poichè la struttura eletronica è diversa per ogni tipo di atomo e ione, le energie dei fotoni che ognuno di essi assorbirà sono a loro volta differenti. Quando noi osserviamo lo spettro prodotto da una sorgente calda dopo che è passata attraverso un gas a bassa densità, vediamo pertando degli stretti buchi scuri a particolari lunghezze d'onda dove la luce è dimuita o completamente assente. Per il modo in cui appaiono, questi buchi sono chiamati "linee di assorbimento". Ogni atomo o ione ha un univoco schema di linee di assorbimento. L'idrogeno ha solo quattro linee nello spettro visuale: le lunghezze d'onda di 6563 Å nel rosso (chiamata H-alfa), di 4861 Å nel blu (H-beta), e di 4340 Å (H-gamma) e 4110 Å (H-delta) nel violetto, mentre il ferro ne presenta centinaia.

Le linee di assorbimento dell'idrogeno appaiono sul continuo dello spettro visuale. Sono la luce dello spettro assorbita dagli atomi di idrogeno presenti. Da "Astronomy! A Brief Edition", J.B. Kaler, Addison -Wesley, 1997.

Linee di assorbimento negli spettri stellari

Più si va in profondità all'interno di una stella, più il gas diventa denso e caldo. Gli stati inferiori tendono ad irradiare tutti i colori proprio come un solido incandescente, mentre gli stati più superficiali si comoprtano come il gas a bassa densità attraversato dalla radiazione del paragrafo precedente. Le stelle sono fatte delle stessa materia che si trovano sulla Terra (anche se non nelle stesse proporzioni), e contengono tutti gli elementi chimici. Di conseguenza, lo spettro di una stella mostra una straordinaria miscela di linee di assorbimento. Più di 100 mila linee sono visibili nello spettro del Sole.

Lo spettro solare è ricco di linee di assorbimento a particolari colori o lunghezze d'onda, ogni linea scura associata ad un particolare atomo o ione. La coppia di linee nell'arancio, ad esempio, sono create dal sodio neutro, il trio nel giallo dal magnesio. Kitt Peak National Observatory.

Analisi delle linee di assorbimento

Le linee di assorbimento nel Sole e nelle stelle possono essere identificate nei singoli elementi chimici o composti molecolari comparando la loro posizione nello spettro (la loro lunghezza d'onda) con quella osservata da sorgenti pure in laboratorio. Alcuni assorbimenti sono molto deboli, solo delle attenuazioni nello spettro, mentre altre sono completamente nere. L'"intensità" di una linea di assorbimennto - la quantità di energia rimossa dallo spettro - dipende dalla quantità presente nella stella di un dato elemento chimico che può causare la linea e dall'efficienza dell'assorbimento. L'efficienza è cruciale. L'idrogeno è predominante nel Sole, ma le linee di assorbimento del calcio ionizzato sono quelle che dominano anche se l'idrogeno è 440 mila volte più abbondante del calcio. L'idrogeno ha una minore efficienza di assorbimento, mentre quella del calcio ionizzato è molto alta. L'efficienza dipende dalla disponibilità di elettroni di spostarsi ad energie più elevate e nella struttura atomica, ovvero nella probabilità di assorbimento al passaggio di un fotone. Le efficienze dipendono in modo critico dalla temperatura e possono essere calcolate tramite la teoria o misurate in laboratorio. Una volta che queste sono conosciute, si può calcolare l'abbondanza degli atomi dall'intensità delle righe di assorbimento e di conseguenza calcolare la composizione chimica dello strato esterno della stella. Le intensità relative delle righe di assorbimento possono essere usate anche per trovare termperature e densità.

Il sole mostra un numero enorme di linee spettrali. Più di tre dozzine appaiono qui in un porzione ampia 20 Angstrom nella parte gialla dello spettro. Il numero romano "I" indica lo ione neutro di un elemento, "II" la versione ionizzata una volta. Linee differenti hanno differente intensità. Il ferro ionizzato è praticamente nero, mentre quelle propdotte dai più rari elementi ittrio (Y), neodimio (Nd) e lantanio (La) sono molto deboli. E.C. Olson, Mt. Wilson Observatory.

Linee di emissione

Ciò che va in alto deve tornare giù. Gli elettroni, come qualsiasi altra cosa, cercheranno di rimanere alla loro minor energia. Se gli elettroni acquisiscono energia dall'assorbimento di un fotone, o magari per collisione, devono alla fine perderla nuovamente. Possono perderla in una collisione o possono, invece che assorbire fotoni, irradiarli. Poichè le lunghezze d'onda per l'assorbimento sono strettamente definite, allo stesso modo lo sono le lunghezze di emissione. Se guardiamo un gas a bassa densità riscaldato SENZA guardare direttamente la sorgente dietro di esso, noi vedremo linee di colore LUMINOSE alle stesse lunghezze spettrali alle quali prima abbiamo visto gli assorbimenti scuri. Per ogni dato atomo o ione, lo spettro di emissione è semplicemente l'inverso dello spettro di assorbimento. Le linee di emissione sono facilmente producibili in laboratorio riscaldando semplicemente un gas a bassa densità, permettendo alla collisione di portare gli elettroni a più alte energie. Le emissioni sono prodotte quando gli elettroni ricadono ad energie più basse. Le linee di emissione sono radiate dai lampioni (quelle arancio emettono linee del sodio, quelle blu del mercurio), segnali al neon e bulbi fluorescenti. Possono essere prodotte anche da nubi di gas interstellare (nebulose) che sono riscaldate e ionizzate da calde stelle vicine. In alcune circostanze, anche le stelle possono radiare linee di emissione. Per esempio, le variabili di tipo Mira presentano linee dell'idrogeno in emissione che sono causate da potenti onde d'urto - boom sonici - originate dalle pulsazioni della stella.

Linee di emissione dell'idrogeno sono radiate da un gas rarefatto e caldo, e appaiono alle stelle lunghezze d'onda delle linee di assorbimennto dell'idrogeno. Da "Astronomy! A Brief Edition", J.B. Kaler, Addison -Wesley

Nebulose a emissione

Le nebulose a emissione, nubi di gas interstellare che producono linee di emissione, esistono in tre forme principali: come nebulose diffuse (come la Grande Nebulosa di Orione mostrata sotto), nebulose planetarie (come la Nebulosa Anello nella Lira, anch'essa mostrata sotto), e residui di supernova. Le nebulose diffuse sono ciò che resta della formazione stellare, nubi di "polveroso" gas interstellare ionizzate dalla radiazione ultravioletta dalle massive, calde stelle che si trovano vicine o al lor interno. Le nebulose planetarie sono lo strato espulso da una stella morente e sono illuminate da ancora più caldi, semiesposti nuclei stellari che si stanno trasformando in nane bianche. I resti di supernova sono una combinazione di calda materia espulsa da una stella in esplosione (supernova) e del gas interstellare colpito e riscaldato dalle onde d'urto dell'esplosione.

La Nebulosa di Orione (a sinistra), una grande nube di gas interstellare ionizzato da calde stelle giovani nel suo centro, e la Nebulosa Anello (M 57, a destra), mostrano entrambe linee di emissione, incluse quelle dell'idrogeno mostrate sopra e un elevato numero di altre. Le stelle ionizzantoi nella Nebulosa di Orione (Theta-1 Orionis) sono perse nella luce della nebulosa, mentre il nucleo ionizzante della Nebulosa Anello è visibile al suo centro. University of Illinois Praire Observatory

Spettri nebulari

Le linee delle nebulose a emissione si suddividono in due tipologie fondamentali: linee di ricombinazione permesse(permitted recombination lines) e linee proibite (forbidden). Le linee di ricombinazione sono prodotte quando gli atomi in una nebulosa si ionizzano assorbendo energia dalla luce ultravioletta emessa dalle stelle vicine o al loro interno. Quando gli elettroni liberi sono ri-catturati dai vari ioni, possono ritrovarsi a qualunque livello di energia. Gli elettroni allora balzano giù, emanando linee di emissione nella caduta. Idrogeno ed elio producono solo linee di ricombinazione, come gli atomi di ossigeno, azoto, carbonio, neon e altri. Le linee proibite non sono realmente proibite, solo difficili da produrre da livelli di energia che non interagiscano facilmente gli uni con gli altri (rendendo la transizione elettronica tra loro difficile). Sono indicate da parentesi quadre e sono prodotte quando elettroni molto energeti liberi collidono con atomi o ioni i cui elettroni sono ai livelli più bassi ed eccitano questi elettroni legati a più alti livelli, dai quali infine cadranno irradiando linee di emissione. Le analisi dell'intensità delle linee permette di determinare la temperatura, la densità e la composizione chimica della nebulosa.

La nebulosa planetaria BV-1 mostra una varietà di linee di emissione. Lo ione che li ha prodotte è indicato dalla numerazione romana, "I" per quello neutro, "II" per la ionizzazione singola (un elettrone perso), "III" per la doppia ionizzazione (due persi), e così via. Lo spettro completo è sul fondo. Il riquadro sopra di esso mostra una visione espansa in verticale. Idrogeno ed elio producono linee di ricombinazione. Le parentesi quadre indicano linee collisionali (proibite), che comprendono quelle dell'azoto, ossigeno, neon, argon e zolfo.

La sequenza spettrale delle stelle

Poichè l'efficienza nell'assorbimento dipende dalla temperatura, così cambia l'aspetto dello spettro di una stella. Gli spettri stellari furono osservati per la prima volta a metà del 19esimo secolo. Con grande perplessità degli astronomi del tempo, la maggior parte degli spettri assomigliava allo spettro solare. Altri, come quello di Vega, presentava fortissime linee dell'idrogeno, mentre altre non ne mostrava nessuna e prentava invece quelle che successivamente furono comprese essere di molecole di ossido di titanio. Sembrava che stelle diverse fossero formate di elementi differenti. Per aiutarsi nella comprensione, gli astronomi iniziarono a classificare gli spettri, e questi schemi culminarono attorno al 1890 in uno ancora in uso adesso quando E.C. Pickering con la collaborazione delle sue assistenti Annie Cannon, Antonia Maury e Willelmina Fleming, assegnò delle lettere alle stelle in funzione dell'intensità delle linee dell'idrogeno. Come le osservazioni migliorarono, abbandonarono alcune lettere, riarrangiarono le altre in accordo con diversi criteri spettrali, e aggiunsero una decimalizzazione. Il risultato fu la classica sequenza di sette lettere OBAFGKM. Poco più di un secolo dopo, grazie a nuove tecnologie, gli astronomi aggiunsero altre due classi spettrali i cui spettri contenevano molecole, L e T. La prima cosa che ogni astronomo vuole conoscere di una stella è la sua classe spettrale. Il sole è di classe G.

Caratteristiche delle classi spettrali

Nella moderna sequenza spettrale, OBAFGKMLT, le linee dell'idrogeno si indeboliscono in entrambe le direzioni partendo dalla classe A. Altri vari assorbimenti definiscono lo schema. È stato notato molto presto che la sequenza spettrale correla con il colore, andando da un colore blu per le stelle O e B al rosso per quelle di classe M. Poichè il colore dipende dalla temperatura, così deve essere per la classe spettrale. Le stelle di classe T e la fredda L emettono solo nell'infrarosso e sono invisibili ad occhio nudo. La classe T contiene solo nane brune, mentre la classe L (e anche le fredde M) è una miscela di nane brune e vere stelle nane in cui brucia l'idrogeno. (La temperatura nella tabella sottostante si riferisce a stelle nane di sequenza principale.)

LA SEQUENZA SPETTRALE
Classe Spettro Colore Temperatura
O Elio neutro e ionizzato, idrogeno debole Blu 31.500-49.000 K
B Elio neutro, idrogeno si intensifica Blu-bianco 10.000-31.500 K
A Forte idrogeno, metalli ionizzati Bianco 7500-10.000 K
F Idrogeno si indebolisce, metalli ionizzati Giallo-bianco 6000-7500 K
G Idrogeno ancora più debole, metalli neutri e ionizzati Giallo 5300-6000 K
K Idrogeno debole, metalli neutri Arancio 3800-5300 K
M Poco idrogeno o assente, metalli neutri, molecole Rosso 2100-3800 K
L Idrogeno assente, idruri metallici, metalli alcalini Rosso-infrarosso 1200-2100 K
T Bande del metano Infrarosso Sotto 1200 K

I colori sono in realtà subdoli e per la maggior parte riflettono dove si trova nello spettro la maggior parte della luce che una persona effettivamente vede. Le classi dalla A fino alla G appaiono bianche all'occhio, Le suddivisioni decimali delle classi spettrali si muovono verso temperature più basse - per esempio, A0 si trova nell'estremo più caldo della classe A, attorno ad una temperatura di circa 10.000 K, mentre A9 è situata nell'estremo freddo attorno a 7200 K. Il Sole, con una temperatura di 5800 K, è di classe G2. Le temperature mostrate sopra sono riferite a nane di sequenza principale. Quelle di altre luminosità possono essere diverse, specialmente nelle classi G e K, dove le temperature delle giganti sono fino a qualche centinaia di gradi inferori e quelle delle supergiganti ancora più basse.

La sequenza spettrale classica è illustrata dagli spettri di stelle reali in una storica immagine pubblicata nel 1901. Le forti linee nella classe A (qui, la stella è Sirio) sono l'idrogeno. L'elio neutro appare assieme all'idrogeno nella classe B (Alnilam, Epsilon Orionis), mentre l'elio ionizzato è intenso nella classe O (Naos, Zeta Puppis), dove non ci sono più quasi linee di idrogeno. L'idrogeno si indebolisce andando anche verso il basso, verso temperature più basse, e quasi scompare nella classe M2 (Betelgeuse). Le forti linee sulla destra nella classe F (Canopo), G (Capella) e K (Arturo) sono quelle del calcio ionizzato. Le altre linee in queste classi più fredde sono di altri metalli. Nell'ultimo spettro, nella classe M7 (la variabile di lungo periodo Mira) vediamo le bande di assorbimento prodotte dalle molecole di ossido di titanio. Annals of the Harvard College Observatory, vol 23, 1901.

Interpretare la sequenza spettrale

Le analisi degli spettri mostrano che tutte le stelle di sequenza principale, quelle che bruciano idrogeno nei loro nuclei, presentano simili composizioni chimiche. Tutte sono composte da circa (per numero di atomi) 90% idrogeno, 10% elio e 0,1% tutto il resto. Lo 0,1% rimanente ha una distribuzione tra gli elementi che è piuttosto simile a quella che si trova sulla Terra o nel Sole. Le differenze nei tipi spettrali, almeno per stelle di sequenza principale, sono causate quasi interamente da differenze nella ionizzazione (dopo tutto, se il sodio è completamente ionizzato, gli assorbimenti del sodio neutro non saranno presenti) e dal modo con cui l'efficienza di assorbimento cambia con la temperatura.

Classificare le stelle

Classificare le stelle è come un'arte che si raffina con la pratica. Ogni classe spettrale si definisce dallo spettro di una stella standard con la quale tutte le altre stelle sono confrontate. Colui che classifica alla fine memorizza gli spettri di riferimento e può classificare lo spettro di una stella qualsiasi molto in fretta. Annie Cannon classificò ben oltre 300.000 stelle nel corso della sua vita, una dopo l'altra. Moderni classificatori utilizzano ora sistemi automatici che usano computer e software complessi per simulare ciò che possono fare l'occhio e la mente umana.

Classi di luminosità: classificazione bidimensionale

Anche se la temperatura regna suprema quando si tratta di definire lo spettro di una stella, la densità del gas nella regione in cui le linee di assorbimento si formano gioca anch'essa un suo ruolo. Stelle giganti e supergiganti sono così grandi che le densità dei loro strati più esterni sono molto basse, fatto che cambia subdulamente l'aspetto dello spettro stellare. Per esempio, le righe dell'idrogeno sono piuttosto larghe nelle stelle di sequenza principale (nane), come risultato dell'eccitazione degli atomi di idrogeno causato dalle collisioni. Nella molto più rarefatte supergiganti, invece, le basse densità portano ad una minore frequenza di collisione, e ciò risulta in linee dell'idrogeno sottili. Nelle giganti di tipo K, le bande scure delle molecole di CN (cianogeno) sono più intense che nelle stelle di classe K di sequenza principale. Ogni classe spettrale infatti al suo proprio insieme di criteri. Se conosciamo quali sono questi criteri, quindi, possiamo dire se una stella è una gigante, una supergigante, o di un'altra categoria, dal suo solo spettro. Per indicare dimensioni e luminosità vengono usati numeri romani, "I" pe le supergiganti, "II" per le giganti luminose, "III" per le giganti, "IV" per le sottogiganti (stelle che si stanno trasformando in giganti) e "V" per quelle di sequenza principale. Il risultato è la "classe MKK" di una stella, chiamata così dai costruttori di questo sistema nel 1940, W. W. Morgan, P. C. Keenan e E. Kellman. Vega è una stella A0V, Polaris è F7I o II, e Aldebaran K5III. Il Sole è una stella G2V. Le nane bianche sono semplicemente chiamate "nane bianche" o "D". Tutte queste classi sono arrangiate in un diagramma di luminosità (espressa attraverso la magnitudine visuale assoluta) in funzione di classe spettrale, chiamato diagramma di Hertzsprung-Russel. Solo la sequenza principale si muove attraverso tutte le classi spettrali, OBAFGKMLT. Con una eccezione stravagante conosciuta (la strana variabile supergigante V 838 Monocerotis) non ci sono giganti, supergiganti o subgiganti di classe L e T. Entrambe contengono solo nane di piccola massa e nane brune che non sonoo abbastanza massive (sotto 0,075 masse solari) e troppo fredde nel loro inerno per innescare una vera e propria fusione dell'idrogeno.

Distanze dallo spettro

La magnitudine apparente di una stella nel cielo dipende dalla lumosità reale della stella e dalla sua distanza. Se conosciamo la distanza dalla parallasse o da un altro sistema, possiamo calcolare la sua magnitudine assoluta. Questo calcolo ci ha permesso di conoscere la magnitudine assoluta di tutti i tipi di stelle e di costruire il diagramma H-R. Ora operiamo al contrario: determiniamo dallo spettro la classe di una stella e troviamo quindi la sua magnitudine assoluta. Possiamo anche distingue, all'interno di una classe, ad esempio, giganti luminose da quelle meno lumonose. Una comparazione con la magnitudine apparente osservata quindi ci fornisce la distanza. Questa "distanza spettroscopica" ci permette di continuare a costruire una nostra via attraverso l'Universo, perchè la nostra abilità di misurare le distanze con la parallasse è limitata a stelle entro le migliaia di anni luce.

Classi chimiche

Stelle di sequenza principale hanno composizione chimica simile. Ma quando una stella incomincia a morire ed evolve, le regole possono cambiare. Atomi nuovi di zecca creati nella profondità della stella dalle reazioni nucleari posso raggiungere la superficie e cambiare la composizione chimica apparente della stella e, di conseguenza, il suo spettro. L'esempio più famoso sono le stelle di carbonio, che mostrano bande di molecole di carbonio. Quasi tutte sono giganti. Erano originariamente chiamate classe "N" nel vecchio sistema di Pickering. Le stelle N hanno circa la stessa temperatura delle giganti di classe M, se non leggermente più bassa. La classe R, che consiste di stelle al carbonio più calde (più simili alla G e alla K), fu aggiunta successivamente. R e N sono ora raggruppate insieme sotto la classe "C" per "carbonio". La classe "S" è usate per stelle che hanno un'abbondanza intermedia di carbonio, e il contributo in carbonio è circa uguale a quello dell'ossigeno. I loro spettri mostrano forte bande di ossido di zirconio invece che l'ossido di titanio delle giganti di classe M, ricche di ossigeno. L'eccezione alla "regola delle giganti" è una rara classe di stelle al carbonio di sequenza principale che sono state contaminate da una compagne che sono evolute. Altre variazioni nella composizione chimica possono essere indicate aggiungendo una lettera alla designazione della classe spettrale: ad esempio "Ba" indica intense linee del bario nelle stelle al bario.

Stelle subnane

Il termine "nana" è usato nell'astronomia stellare in diversi modi. Le stelle di sequenza principale sono comunemente chiamate "nane". "Nane bianche", d'altro canto, sono una serie di stelle morte che hanno perduto gli strati esterni e consistono in non molto più che antichi e fermi nuclei stellari. Ci sono anche delle tipologie di stelle che sono simili alla nane ordinarie tranne per il fatto che, comparate con le altre nane, sono in quelche modo troppo deboli per la loro temperatura (o troppo calde per la loro luminosità, a seconda di come le si guardi). Queste sono di conseguenza chiamate "subnane". Nel diagramma H-R loro corrono subito a sinistra della sequenza principale, più o meno dalla classe G verso stelle più fredde. Come ordinarie nane di sequenza principale, le subnane producono enercia dalle reazioni nucleari, specialmente nella fusione dell'idrogeno nell'elio. Ciò che le distingue è dato da una severa carenza di metalli. Una minore abbandanza di metalli rende il gas più trasparente, fatto che modifica la struttura della stella e le caratteristiche della radiazione che emette. Tipicamente, le subnane contengo solamente un centesimo del ferro presente nel Sole (relativamente all'idrogeno), ma al loro estremo l'abbondanza del ferro (così come l'abbondanza di altri elementi pesanti) crolla a solo dici millesimi di quella solare. Le subnane evolvono in giganti e nane bianche come nane ordinarie.

Età e Galassia

Mentre diventano sempre più antiche, le stelle della Galassia rilasciano i sotto-prodotti della fusione nucleare nei gas interstellari attraverso i venti stellari o le esplosioni di supernova. Stelle nuove si formano successivamente dai gas che sono stati arricchiti di elementi chimici da una precedente evoluzione stellare. Di conseguenza, le stelle più giovani contengono una gran parte del lascito delle vecchie stelle, ovvero contengono più atomi pesanti, inclusi i metalli. Per via del loro basso contenuto metallico, le subnane devo essere tra le stelle più antiche che si conoscono. Con un contenuto metallico relativamente alto, il Sole, di 4,5 miliardi di anni, è una stella relativamente giovane. La maggior parte delle stelle nella nostra galassia sono distrubuite in un grande disco dal diametro di almeno 100.000 anni luce. Le subnane e le stelle simili ad esse fanno parte di un vasto alone quasi sferico che circonda il disco, indicando che l'alone è stata la prima parte della galassia a formarsi. Le subnane sono dunque molto antiche. Dalla durata della vita delle stelle più vecchie, calcoliamo che l'età Galassia è di almeno 15 miliardi di anni.

Velocità ed effetto Doppler

Tutte le stelle orbitano nella Galassia lungo percorsi leggermente (o a volte grandemente) differenti tra loro, e di conseguenza si muovo le une relativamente alle altre. Se si potesse osservare una constellazione per milioni di anni, si vedrebbero le stelle cambiare lentamente le loro posizioni, e i loro moto distruggere la figura e crearne una nuova. Le stelle si muovono anche lungo la linea di vista, alcune allontanandosi da noi, altre avvicinandosi. Se una stella si muove verso di noi, le sue onde luminose sembrano arrivarci con frequenza più alta e la sua lunghezza d'onda sembra accorciarsi; se la stella si allontana da noi, osserviamo il contrario, la lughezza d'onda sembra allungarsi. L'effetto Doppler è facile da osservare nelle onde create dall'acqua e sentire nelle onde sonore - in quest'ultime modifica il tono di un'auto o di un'aereo che passa, più alto mentre si avvicina, più basso mentre si allontana. Il grado dello spostamento (shift) dipende dalla velocità lungo la linea di vista (velocità radiale), comparato con la velocità dell'onda. Se la velocità fosse abbastanza elevata, una buona frazione della velocità della luce, una stella in effetti cambierebbe colore, apparendo più blu se si avvicina a noi, più rossa se si allontana. Le velocità stellari, ad ogni modo, sono generalmente sono al massimo solo poche decinee di chilometri al secondo, molto inferiori alla velocità della luce, così che il cambiamento di colore non è percepibile visivamente (le eccezioni sono galassie con alti spostamenti verso il rosso (redshift) spettrali). Però l'effetto Doppler causa anche delle modifiche nelle lunghezze d'onda delle linee spettrali che SONO facilmente osservabili. Al limite moderno, gli astronomi sono in grado di distinguere shift prodotti da moti lungo la direzione dell'osservatore che sono piccoli come pochi metri al secondo, minori della velocità di un corridore. Combinando i dati sulle volocità lungo la linea di vista con quelli determinati trasversalmente alla linea di vista (dallo spostamento angolare e dalla distanza) possiamo trovare la reale velocità della stella relativa al Sole e costruirci una raffigurazione dei moti interni nella Galassia. L'effetto Doppler è visibile anche negli spettri nebulari, dove può essere utilizzato per stimare sia la velocità che il tasso di espansione. Svolge un ruolo cruciale nella ricerca di pianeti, la cui gravità può portare la stella madre a muoversi leggermente avanti e indietro la linea di vista, effetto da cui possiamo derivare le dimensioni delle orbite e un limite inferiore per le masse planetarie.

Quando una sorgente di onde si avvicina all'osservatore, la lunghezza d'onda sembra accorciarsi in modo proporzionale alla velocità dell'onda;
quando la sorgente retrocede, si allarga in proporzione. Non è importante se sia la sorgente o l'osservatore a muoversi: ciò che conta è il moto relativo lungo la linea di vista. L'effetto Doppler è qui volutamente esagerato. Si incontra più comunemente con le molto più lente onde sonore. Nelle stelle e nelle nebulose questo effetto è misurato attraverso gli spostamenti nelle lunghezze d'onda associate a linee di assorbimento o di emissione. Da "Stars", J. B. Kaler, Scientific American Library, New York, Freeman, 1992, copyright J. B. Kaler.

Stelle doppie spettroscopiche

Moltissime stelle si rivelano facilmente come doppie attraverso un telescopio. Se però le stelle sono troppo vicine tra loro, l'osservatore le vedrà sempre come una singola, le due immagini sempre confuse assieme. Possiamo però ancora separarle dallo spettro. Se le due stelle che formano la doppia sono di luminosità comparabile, lo spettro sarò composto di entrambi i due spettri singoli. A meno di non stare guardando direttamente lungo l'asse orbitale (l'orbita perpendicolare alla linea di vista), mentre le due stelle orbita l'una attorno all'altra si muovono alternativamente verso e lontano dall'osservatore. Di conseguenza, lo spettro di ognuna delle due stelle è spostato per effetto Doppler prima in una direzione e poi nell'altra. Quando uno dei due spettri è spostato verso il blu (a lunghezze d'onda più corte), l'altro è spostato verso il rosso (a lunghezze d'onda più lunghe). Dalle doppie linee che si spostano avanti e indietro, sappiamo che stiamo osservando un sistema di due stelle. Dal grado dello spostamento, possiamo ricavare le velocità di avanzamento-recessione delle stelle. Poichè le orbite sono più comunemente inclinate rispetto alla linea di vista, queste velocità osservate rappresentano un limite inferiore per le reali velocità orbitali, dalle quali possiamo derivare dei limiti inferiori per le masse delle stelle tramite la teoria della gravitazione. Se la stella è una doppia a eclisse, allora dalla forma della curva di luce (il grafico dell magnitudine rispetto al tempo) possiamo trovare l'angolo di inclinazione dell'orbita e quinidi ricavare le masse reali.

Stelle doppie con spettro singolo (single-line double stars)

Se le componenti di un sistema binario molto stretto possiedono luminosità molto diverse, allora sarà visibile solo una serie di linee di assorbimento. Vedremo però ancora questa singola serie spostarsi avanti e indietro durante l'orbita della stella, e possiamo di nuovo capire che la stella è doppia. Queste stelle "single-line" (così chiamate perchè c'è una sola SERIE di linee, ovvero le linee osservate non sono raddoppiate) ci fornisce informazioni limitate sulle masse, ma se possiamo stimare la massa della stella che vediamo dalla sua natura e luminosità, possiamo allora derivare un limite inferiore per la massa della compagna invisibile.

Stelle doppie in interazione

Due stelle di un sistema doppio davvero stretto possono scambiare materia attraverso effetti gravitazionali di marea, con il materiale che solitamente fluisce dalla stella più grande alla più piccola. Questo gas che si trasferisce possiede una densità molto bassa ed emette linee di emissione che risultano sovrapposte allo spettro della doppia e rivelano che le stelle sono in interazione. Dal tipo e dalla natura delle linee di emissione dai loro spostamenti Doppler possiamo conoscere le masse e le velocità dei flussi di materia per costruirci una rappresentazione di come l'interazione avvenga realmente.

Scoperta di pianeti

Il concetto di "single line" trova una potente applicazione nella scoperta di pianeti che orbitano attorno altre stelle. In un sistema stellare doppio, ognuna delle due stelle ha un effetto sull'altra ed entrambe orbitano attorno al comune centro di massa. Entrambe quindi si muovono avanti e indietro lungo la linea di vista. Perfino un pianeta orbitante farà si che la sua stella si muova di un poco avanti e indietro. Il Sole si muove con una veolocità di circa tre metri al secondo come risultato dell'interazione gravitazionale con Giove. La quantità di cui un pienetà sposterà lo spettro di una stella è facilmente entro il range delle misurazioni moderne. Da questi subdoli movimenti riflessi, deduciamo le masse di piccoli corpi - di pianeti. Ne sono stati scoperti centinaia, con masse che vanno da quelle delle nane brune a comparabili con quella della Terra. I pianeti vengono scoperti anche attraverso i transiti davanti alla loro stella, che causano una caduta di luminosità. Se un pianeta può essere rivelato con entrambe le tecniche, possiamo trovarne la massa, il raggio, la densità. I transiti permettono potenzialmente anche di esaminare lo spettro delle atmosfere dei pianeti.

Comprendere le stelle

Nell'esaminare gli spettri, abbiamo viaggiato dal molto piccolo, da piccole onde e atomi, al molto grande, alle stelle, e poi di nuovo giù a scale più ridotte, ai pianeti. Ma il nostro Sole e il nostro sistema planetario provengono da "là fuori", tra le stelle. Per comprendere noi stessi, quindi, dobbiamo capire le stelle e le loro nature. Ma il solo modo per effettivamente comprenderle è comprendere e riconoscere i loro spettri, l'arcobaleno colorato che ci porta nel loro interno. Senza gli spettri, si sarebbe compreso poco della natura delle stelle e ancora guarderemmo il cielo con l'ignoranza invece che con la moderna meraviglia della scoperta.

Copyright: James B. Kaler

Sorgente originale: SPECTRA

Alessia Rabaioli - alexstargazing.net