La luce in astronomia

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Categoria:Astronomia

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Testo

GREGORIO VITTUARI – V N -
LA SPETTROSCOPIA E LA FOTOMETRIA ASTRONOMICA
Lo spettro della radiazione
Quando un fascio di luce viene fatto passare attraverso un prisma o un altro mezzo dispersivo, viene scomposta nelle varie lunghezze d'onda che la costituiscono, formando una striscia colorata: essa prende il nome di spettro della sorgente di luce. Lo spettro della luce fornisce molte informazioni sulla composizione chimica della sorgente e sul suo stato fisico (temperatura, densità e grado di ionizzazione). Esistono in natura vari tipi di spettri: quello continuo, quello a righe di emissione e quello a righe di assorbimento.
Uno spettro continuo contiene tutte le lunghezze d'onda della radiazione, almeno quelle comprese in un certo intervallo, senza interruzioni. Esso viene emesso da gas compressi, solidi e liquidi ad alte temperature.
Uno spettro a righe di emissione è uno spettro nel quale soltanto certe righe (o lunghezze d'onda) sono presenti. Questo tipo di spettro viene emesso da gas rarefatti e caldi, e le righe che vi appaiono sono caratteristiche degli elementi chimici che compongono il gas.
Uno spettro a righe di assorbimento è uno spettro continuo nel quale mancano però alcune lunghezze d'onda. Queste vengono dette righe di assorbimento. Esso viene prodotto quando la luce di una sorgente continua passa attraverso un gas più freddo, il quale ne assorbe determinate lunghezze d'onda, a seconda di quali elementi contiene.
Un tipo particolare di spettro continuo è quello emesso dal corpo nero.
Si definisce corpo nero un corpo ipotetico che quando è freddo assorbe la radiazione di ogni lunghezza d'onda e perciò appare completamente oscuro, e quando viene riscaldato emette radiazione di tutte le lunghezze d'onda. Si tratta quindi di un ipotetico emettitore e assorbitore perfetto.
Un corpo nero emette uno spettro la cui "forma", cioè l'intensità della radiazione alle varie lunghezze d'onda, è fissata e dipende solo dalla temperatura del corpo. Il punto di massima intensità della radiazione si trova ad una lunghezza d'onda inversamente proporzionale alla temperatura.
La fotometria astronomica
La fotometria astronomica è la misura della luce emessa da una sorgente celeste. Essa fa uso di un insieme di procedimenti ottici, fotografici ed elettronici, per misurare il flusso luminoso (cioè l'energia che investe un rivelatore nell'unità di tempo). Già gli astronomi dell'antichità avevano suddiviso le stelle in classi a seconda della loro brillantezza apparente, ma soltanto sulla base di osservazioni compiute ad occhio nudo. Con l'avvento degli strumenti astronomici, delle pellicole fotografiche e in seguito dei rivelatori fotoelettrici e poi elettronici, è stato possibile ottenere delle misure quantitative.
La fotometria astronomica si basa sul concetto di magnitudine, che è la misura dell'intensità della luce emessa da un astro. Essa deriva il suo nome dal termine latino "grandezza", perchè anticamente si pensava che le stelle più luminose fossero anche le più grandi. Per questo motivo, gli antichi astronomi avevano suddiviso le stelle in 6 classi di grandezza: le stelle di 1a grandezza erano le più luminose, quelle di 6a le più deboli.
La scala delle magnitudini odierna rispecchia questa terminologia, così il numero che indica la magnitudine cresce col diminuire dello splendore. La magnitudine dei corpi celesti più luminosi (come il Sole, Venere o Giove) viene indicata addirittura con un numero negativo. La scala delle magnitudini non è lineare, ma geometrica: due stelle il cui rapporto di intensità luminosa è 100 differiscono di 5 magnitudini, mentre differiscono di una magnitudine quando il loro rapporto di luminosità è pari a 2,512. Ad occhio nudo si possono osservare solo astri fino alla sesta magnitudine, mentre al telescopio si vedono oggetti di intensità molto minore, cioè di magnitudine maggiore, fino ad oltre 23.
Queste considerazioni si riferiscono all'energia luminosa di un astro che giunge a Terra, cioè alla sua magnitudine apparente: se due stelle uguali sono poste a distanze diverse da noi, la più vicina ci appare più luminosa. A parità di luminosità intrinseca, la magnitudine apparente di un oggetto è inversamente proporzionale al quadrato della distanza dell'oggetto stesso. Per stabilire una scala di luminosità reale, indipendente dalla distanza, si pongono idealmente tutti gli astri ad una stessa distanza, pari a 10 parsec (32.6 anni luce), e si definisce magnitudine assoluta di tali astri la magnitudine apparente che avrebbero a quella distanza. Per esempio, il Sole ha una magnitudine apparente di -26.5, a causa della sua vicinanza, ma se fosse posto a 10 parsec da noi, ci apparirebbe una stella di magnitudine 4.8, che è infatti la sua magnitudine assoluta. La magnitudine assoluta di un astro (che viene indicata con M) e quella apparente (indicata con m) sono legate alla sua distanza d dalla relazione
M = m - 5 Log (d/10)
dove d è espressa in parsec.
La magnitudine, inoltre, dipende dallo strumento con il quale viene misurata: un astro emette a tutte le lunghezze d'onda, anche se più intensamente in certe bande spettrali e meno in altre. I rivelatori, invece, sono sensibili solo in un determinato intervallo: certi sono sensibili alla luce rossa, altri nel blu, altri nell'infrarosso, ecc.. Spesso in astrofisica ci si riferisce alla magnitudine di una stella in una data banda spettrale, piuttosto che a quella totale. Per misurare la magnitudine di una stella in una banda, occorrono un rivelatore e dei filtri che blocchino la radiazione al di fuori di quell'intervallo di lunghezze d'onda.
La spettroscopia astronomica
Lo sviluppo della spettroscopia, cioè dello studio dello spettro delle sorgenti luminose, è cominciato nel XIX secolo, con la messa a punto del primo spettroscopio. Lo spettroscopio è uno strumento che permette di separare le varie componenti di un fascio di luce, cioè le diverse lunghezze d'onda. Se ad esso è 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 è 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 è 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 è determinato dalla regione dello spettro nella quale l'intensità della luce è 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 è stata stabilita in 5780 gradi Kelvin.
Come abbiamo detto, ogni elemento chimico emette ed assorbe determinate lunghezze d'onda. Se è 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 è 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 : è 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 : è 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 è dominato dal carbonio e vengono dette perciò anche "stelle al carbonio". Sono stelle piuttosto rare.
Ognuno di questi tipi spettrali è a sua volta suddiviso in sottoclassi, contrassegnate con numeri da 0 a 9 (per esempio il Sole è 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, perchè la luminosità di una stella è proporzionale alla sua superficie. Ricordiamo infatti che la luminosità è 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 è la stessa, quindi una diversa luminosità è 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 più piccole e compatte delle stelle di sequenza principale.
Bisogna sottolineare che non c'è 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.
Il diagramma HR
Una volta catalogate un numero sufficiente di stelle, alcuni astronomi hanno pensato di collegare i vari dati raccolti per scoprire eventuali relazioni tra le grandezze che le caratterizzano. Due astronomi, il danese Hertzpung e l'americano Russel, indipendentemente l'uno dall'altro, hanno elaborato un diagramma nel quale vengono raffigurate la luminosità assoluta delle stelle e la loro temperatura superficiale. Esso prende il nome di diagramma HR ed è di fondamentale importanza per lo studio dell'evoluzione stellare. In base alla posizione di una stella nel diagramma, infatti, si possono dedurre molte delle sue proprietà fisiche e in quale stadio della sua evoluzione si trova.

Il diagramma HR e i vari tipi di stelle

Nel diagramma HR la luminosità o la magnitudine assoluta della stella viene riportata sull'asse delle ordinate, con valori crescenti, mentre la temperatura lungo l'asse delle ascisse, con valori decrescenti. Si è scoperto che le stelle non si distribuiscono in modo casuale in questo diagramma, ma la maggior parte di esse è raggruppata lungo una fascia che attraversa il piano in diagonale, dalle alte alle basse temperature e luminosità.
Questa fascia viene detta sequenza principale ed è caratterizzata dal fatto che lo splendore e la temperatura delle stelle decresce regolarmente dall'alto verso il basso. La luminosità delle stelle della sequenza principale dipende dalla loro massa, quindi essa è anche una sequenza di masse, che decrescono dall'alto verso il basso. La sequenza è composta di stelle nane e di giganti blu; queste ultime si trovano nella regione in alto a sinistra del diagramma HR.
Altre stelle sono concentrate in alto a destra nel diagramma, cioè nella regione delle alte luminosità e delle basse temperature; questa è la regione delle giganti rosse. Gli strati esterni di queste stelle sono molto espansi e quindi, pur non avendo alte temperature, hanno una superficie irradiante grandissima e un'alta luminosità.
Altre stelle ancora si raggruppano in basso a sinistra, ad alte temperature e basse luminosità: si tratta delle nane bianche, stelle molto piccole, calde e compatte. Esse emettono grandi quantità di energia per unità di superficie, essendo caldissime come le stelle bianche di sequenza principale, ma dato che hanno dimensioni ridotte, la superficie irradiante e quindi la luminosità totale è bassa.
La regione sulla destra del diagramma, a temperature inferiori ai 2000 gradi circa, è quella delle cosiddette stelle di pre-sequenza, quelle cioè che non hanno ancora temperature centrali sufficienti a provocare la fusione dell'idrogeno in elio. Esse si distribuiscono all'incirca lungo una linea verticale sulla destra, e quando il loro nucleo si riscalda e incomincia la fusione nucleare, si spostano verso la sequenza principale, ciascuna nel punto che corrisponde alla propria massa. Infine, ci sono stelle che popolano una regione detta ramo orizzontale, cioè una striscia orizzontale corrispondente a magnitudini assolute intorno a circa 0.5. Queste sono stelle di piccola massa, che bruciano elio nel nucleo; si tratta di una fase successiva alla sequenza principale.
Notiamo che la probabilità che una stella popoli una regione del diagramma è proporzionale alla durata della fase corrispondente. Le stelle che si trovano in sequenza sono quelle che bruciano idrogeno nel loro nucleo, trasformandolo in elio. Dato che l'idrogeno è un elemento molto abbondante nelle stelle, questa fase dura molto a lungo e perciò è più probabile osservare una stella in questa regione del diagramma. Le altre fasi evolutive, corrispondenti alle regioni delle giganti rosse, o del ramo orizzontale, sono molto più rapide e quindi è meno probabile osservarvi delle stelle.
I metodi di indagine della spettroscopia e della fotometria astronomica vengono applicati non soltanto alle stelle, ma anche agli ammassi stellari e alle galassie; si possono definire i colori di una galassia, o il suo spettro, esattamente come per una stella singola. Essi risulteranno dalla sovrapposizione dell'emissione delle varie stelle che compongono la galassia.
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