La spettroscopia astronomica

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La spettroscopia astronomica

Lo sviluppo della spettroscopia, cioè dello studio dello spettro delle sorgenti luminose, e' cominciato nel XIX secolo, con la messa a punto del primo spettroscopio. Lo spettroscopio e' uno strumento che permette di separare le varie componenti di un fascio di luce, cioè le diverse lunghezze d'onda. Se ad esso e' abbinato un dispositivo di misura dell'intensità' della luce alle varie lunghezze d'onda, si dice spettrometro.
Ogni elemento chimico emette ed assorbe particolari frequenze, cioè particolari righe. Il suo spettro può essere studiato in laboratorio in diverse condizioni di temperatura, densità e pressione. Studiando la luce emessa da varie sostanze chimiche e analizzando la luce proveniente dal Sole e da alcune stelle, gli astronomi del secolo scorso furono in grado di scoprire la loro composizione chimica.
Una scoperta fondamentale fu che gli spettri stellari possono essere suddivisi in gruppi, detti tipi spettrali, in base a delle affinità, come il colore o la presenza di certe righe spettrali. In particolare, ci si accorse che il tipo e l'aspetto delle righe spettrali variava al variare del colore della stella.

Lo spettro di una stella e' a righe di assorbimento. Sotto certe ipotesi, la parte continua di questo spettro può essere approssimata con quello di un corpo nero di temperatura pari a quella della superficie della stella, anche se a rigore una stella non e' un emettitore perfetto e anche se non possiede una superficie fisica ben definita. In astrofisica una stella viene caratterizzata da un "colore" e da una "temperatura superficiale" a seconda della forma del suo spettro: questo viene confrontato con uno spettro di corpo nero, e una volta trovato quello che più si avvicina a quello della stella, si attribuisce a questa la stessa temperatura del corpo nero. Il colore e' determinato dalla regione dello spettro nella quale l'intensità' della luce e' massima; le stelle hanno temperature superficiali di qualche migliaio o poche decine di migliaia di gradi, ed emettono la massima potenza nella regione ottica dello spettro. Il Sole emette al massimo di intensità nella regione gialla della banda ottica, perciò la sua temperatura superficiale e' stata stabilita in 5780 gradi Kelvin.

Come abbiamo detto, ogni elemento chimico emette ed assorbe determinate lunghezze d'onda. Se e' presente negli strati esterni di una stella, un elemento produce una riga in assorbimento, cioè assorbe quella lunghezza d'onda dalla luce che proviene dalla stella, lasciando una riga oscura nel suo spettro.
Solo le stelle giovani e massicce hanno una temperatura superficiale abbastanza alta (qualche decina di migliaia di gradi) da poter ionizzare il gas che le circonda. Questo gas, caldo e rarefatto, assorbe l'energia proveniente dalla stella e la riemette sotto forma di righe spettrali; per questo motivo, sovrapposto allo spettro stellare con le sue righe di assorbimento, queste stelle hanno anche uno spettro a righe di emissione, quello del gas.

Alcune righe spettrali sono molto importanti in astrofisica. Tra queste, le righe dell'idrogeno, in particolare la riga detta H alpha, con lunghezza d'onda di 6563 Angstrom. Altre righe importanti sono quelle del sodio, del calcio ionizzato, ecc...

I tipi spettrali sono i seguenti:

Classe O : hanno temperature superficiali superiori ai 30mila gradi, in grado di ionizzare perfino l'elio. Presentano quindi nel loro spettro le righe dell'elio ionizzato. Sono stelle relativamente rare.

Classe B : la loro temperatura superficiale e' compresa tra circa 15mila e 25mila gradi. Sono più comuni di quelle di classe O, ma ancora piuttosto rare.

Classe A : sono stelle di temperatura compresa tra 8 e 12mila gradi circa, e sono molto numerose. Nel loro spettro dominano le righe dell'idrogeno. A questo tipo spettrale appartengono per esempio Sirio, Vega e Altair.

Classe F : sono le stelle con temperature comprese tra 6 e 8mila gradi, nel cui spettro dominano le righe del calcio ionizzato. La Stella Polare appartiene a questo tipo spettrale.

Classe G : e' la classe alla quale appartiene il Sole, quella delle stelle con temperature superficiali di 4-6mila gradi e caratterizzate dalle righe dei metalli e del calcio ionizzato nel loro spettro.

Classe K : hanno temperature comprese tra 3500 e 5000 gradi e uno spettro caratterizzato dalle righe dei metalli e del calcio neutro.

Classe M : e' la classe alla quale appartengono per esempio Betelgeuse e Antares. Hanno temperature superficiali di 2-3mila gradi e sono caratterizzate dalle righe dell'ossido di titanio.

Classe S : hanno le stesse temperature della classe M, ma possiedono le righe dell'ossido di zirconio nel loro spettro. Sono molto rare.

Classi R e N : hanno anch'esse le temperature delle stelle di classe M, ma il loro spettro e' dominato dal carbonio e vengono dette perciò anche "stelle al carbonio". Sono stelle piuttosto rare.

Ognuno di questi tipi spettrali e' a sua volta suddiviso in sottoclassi, contrassegnate con numeri da 0 a 9 (per esempio il Sole e' una stella di tipo spettrale G5).
A parità di temperatura superficiale e quindi di colore, le stelle possono avere una diversa luminosità. Gli astronomi hanno quindi introdotto anche alcune classi di luminosità per catalogarle. Per esempio, due stelle che abbiano la stessa temperatura superficiale ma diversa luminosità, devono avere una diversa superficie irradiante e un diverso volume, perché la luminosità di una stella e' proporzionale alla sua superficie. Ricordiamo infatti che la luminosità e' l'energia emessa in un secondo dall'intera superficie della stella; a parità di temperatura, la quantità di energia emessa per unità di tempo e di superficie e' la stessa, quindi una diversa luminosità e' dovuta ad una diversa estensione della superficie irradiante.
Le stelle si dividono quindi in supergiganti, giganti e nane. Esse differiscono non soltanto per le loro dimensioni, ma anche per la densità: le stelle giganti e supergiganti sono molto rarefatte ed "espanse", mentre le nane sono più dense, piccole e compatte. Le nane bianche costituiscono in un certo senso un prolungamento di questa scala, essendo pi piccole e compatte delle stelle di sequenza principale.
Bisogna sottolineare che non c'e' necessariamente una relazione tra le dimensioni e la massa di una stella: Antares, che ha un diametro di 480 volte quello del Sole, ha una massa soltanto 20 volte più grande, mentre esistono nane bianche con massa pari a quella del Sole ma diametro pari a 1/200 di quello solare.

Fonte: http://www.liceocanova.it/contini/schede/spettro.doc

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