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l'universo in un raggio di luce

COME LA SPETTROSCOPIA HA CAMBIATO L'ASTRONOMIA

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8. lo studio delle righe in astronomia

In chimica lo studio degli spettri ad emissione o di assorbimento ci permette di conoscere gli ingredienti della sostanza che osserviamo. Come si formano le righe negli spettri della luce che ci proviene dal cielo?

Gli spettri di assorbimento

Le righe scure vengono generate per assorbimento o per diffusione (scattering) da parte di gas rarefatti che si trovano nello spazio tra la sorgente e l'osservatore, compresi i gas che fanno parte dell'atmosfera di una stella. Nel 1849 Foucault (proprio quello del famoso pendolo che dimostrava pubblicamente la rotazione della Terra) riconobbe la doppia riga gialla del Sodio nello spettro solare (corrispondente alla riga D di Fraunhofer).


Le righe nere dello spettro solare confrontate con gli spettri di emissione del sodio e dell'idrogeno
fonte: R.C. Brill, http://honolulu.hawaii.edu

Nel 1868 Lockyer e Janssen scoprirono nello spettro solare alcune righe che attribuirono ad un elemento sconosciuto: questo nuovo elemento venne chiamato Elio (da Ηλιος, il nome greco del Sole), e soltanto in seguito venne trovato sulla Terra. Nello stesso anno il chimico svedese Ångstrom pubblicò una mappa dello spettro solare identificando l'origine chimica di ben 1.000 righe. Non furono però trovate righe appartenenti ad altri elementi sconosciuti: nel 1869 Charles Young identificò nello spettro della corona solare una riga incognita, attribuendola ad un nuovo elemento che battezzò Coronio. Ma in seguito si scoprì che era una riga mai vista perché generata da ferro altamente ionizzato in condizioni mai create in laboratorio.


LO SPETTRO COMPLETO DEL SOLE NEL VISIBILE
si scorgono chiaramente la riga H-alfa (656 nm nel rosso) e la doppia riga del sodio nel giallo
fonte: National Optical Astronomy Observatory - NOAO /AURA /NSF

Lo spettro continuo del Sole viene generato dalla fotosfera. Tutte le righe di assorbimento che vediamo vengono generate dai gas che compongono l'atmosfera solare. Le righe principali nel visibile (e in particolare le righe di Fraunhofer) derivano da idrogeno, sodio, ferro, calcio e ossigeno molecolare. Naturalmente gli spettri del Sole e di tutte le stelle si estendono anche nelle altre regioni dello spettro elettromagnetico.

Le classi spettrali delle stelle

Le stelle sono state via via classificate in base alla morfologia del loro spettro, e uno dei pionieri fu Padre Angelo Secchi, che divise in 4 classi spettrali ben 4.000 stelle. Quella che viene usata correntemente è la classificazione di Harvard: le stelle sono catalogate nelle classi O B A F G K M, ordinate in base alla temperatura ottenuta con la legge del corpo nero. Ogni tipo è diviso in 10 sottotipi (da 0 a 9), e per memorizzare l'ordine si utilizza la frase inglese: "Oh Be A Fine Girl, Kiss Me"...

CLASSE TEMPERATURA DESCRIZIONE
O 36000 (O5)    Forti righe di assorbimento dell'elio ionizzato, presenza di idrogeno
B 28600 (B0)    Crescono le righe dell' idrogeno, calano le righe dell'elio. Sono visibili le righe del silicio ionizzato, dell'ossigeno e del magnesio
A 10000 (A0)  
8530 (A5)   
Righe della serie di Balmer dell'idrogeno, riga K del calcio ionizzato
F 7500 (F0)  
6470 (F5)   
Meno righe dell' idrogeno, crescono le righe del calcio ionizzato. Si vedono le righe dei metalli
G 5200 (G0)    Diminuisce l'idrogeno, la riga K del calcio si rafforza. Numerose righe di metalli neutri. il Sole appartiene alla classe G5
K 4320 (K0)    Crescono le righe dei metalli, spariscono le righe dell' idrogeno
M 3400 (M0)  
2590 (M8)   
Crescono le bande dell'ossido di titanio. Corrisponde al Gruppo III di Secchi


Gli spettri di stelle appartenenti a classi diverse
fonte: Osservatorio di Parigi/ASM

Esistono anche le classi W (stelle di Wolf-Rayet con bande larghe di idrogeno ed elio) con le sottoclassi Wc e Wn (che presentano carbonio e azoto); R (classe intermedia tra G ed N), N (il gruppo IV di Secchi con bande dei composti del carbonio) e S (con bande dell'ossido di zirconio).

Gli spettri ad emissione

Diversi oggetti celesti hanno forti righe di emissione, dovute a gas eccitati che a loro volta emettono fotoni a determinate frequenze. Alcune sorgenti interessanti sono le seguenti:


La nebulosa planetaria
NGC 7662, fonte HST  
  

  
Lo spettro ottico della nebulosa planetaria NGC 7662
autore: Maurice Gavin
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