Spettro (astronomia)

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Per approfondire, vedi la voce Spettro elettromagnetico.

Lo spettro in astronomia è la figura di diffrazione creata dalla luce bianca proveniente da una stella. Esso viene utilizzato per scoprire la composizione chimica delle atmosfere stellari. Dal modello atomico di Bohr, è previsto che un atomo possa assorbire o emettere radiazione elettromagnetica, diversa per ogni elemento o ione.

Per ottenere uno spettro si utilizza il seguente sistema. La luce emessa dalla stella (o più in generale da una qualsiasi sorgente luminosa) passa attraverso una sottile fenditura posta nel piano focale di una lente. L'insieme fenditura-lente costituisce il collimatore. Dalla lente emerge un fascio di raggi paralleli che incide ortogonalmente sul reticolo. I raggi trasmessi dal reticolo secondo una certa direzione θ sono focalizzati da un sistema di due lenti, che costituiscono il telescopio, e possono essere osservati direttamente con l'occhio. Muovendo il telescopio non si osserva nulla a meno che esso non sia posizionato secondo una direzione data da:

Dove d rappresenta il passo del reticolo, ovvero la distanza tra due fenditure, m è un qualsiasi numero intero, λ è la lunghezza d'onda e θ l'angolo formato dal telescopio. In corrispondenza di θ_λ si osserva una riga colorata, caratteristica della lunghezza d'onda, che è l'immagine della fenditura data dallo spettroscopio; a questa riga si dà il nome di riga spettrale. L'insieme delle righe spettrali forma lo spettro di emissione della sostanza che costituisce la sorgente, ovvero la nostra stella. Gli spettri di emissione si distinguono in:

• spettri a righe: corrispondenti ad una successione discreta di lunghezze d'onda e quindi di righe spettrali
• spettri a bande: nei quali le righe sono addensate con continuità nell'intorno di certe lunghezze d'onda, formando delle bande tra loro separate
• spettri continui: consistenti in una successione continua di lunghezze d'onda all'interno di un intervallo relativamente largo.

Gli spettri a righe e gli spettri a bande sono emessi da gas e vapori a pressione non troppo elevate. I primi sono dovuti ad atomi isolati, i secondi a molecole biatomiche o pluriatomiche. Essi sono caratteristici degli elementi che li emettono; non vi sono spettri comuni a due elementi e neppure singole righe. Questo è dovuto alle differenze energetiche tra gli orbitali dei vari atomi. Quando un elettrone eccitato scende di uno o più orbitali, emette un fotone la cui energia è data da:

dove h è la costante di Planck e ν la frequenza della radiazione. Nell'atomo di idrogeno, i salti quantici di un elettrone tra gli orbitali sono descritti dall'equazione di Rydberg:

con n_i>n_f che rappresentano i livelli energetici iniziale e finale, m_e ed e rispettivemente la massa e la carica dell'elettrone, c la velocità della luce, h la costante di Planck ed ε₀ la costante dielettrica nel vuoto. Nello spettro dell'idrogeno questa relazione rende conto perfettamente della presenza di alcune serie di righe, chiamate di Lyman, di Balmer e di Paschen. La serie di Balmer è l'unica a cadere nel visibile, e corrisponde alla transizione dai livelli più energetici al livello 2; la riga più importante di questa serie è chiamata H_α, la sua lunghezza d'onda è circa 6563 Å, che corrisponde a radiazione rossa, ed è data dalla transizione dell'elettrone tra i livelli 3 e 2. Il fatto che non esistano atomi con spettri uguali è alla base della spettroscopia. Gli spettri continui sono invece emessi da solidi e liquidi portati a temperatura elevata, è il caso di una lampadina, o dal plasma di cui sono composte le stelle. Le caratteristiche degli spettri di emissione dipendono dalla temperatura di equilibrio, e si può dire che con buona approssimazione alla stessa temperatura tutti i corpi hanno lo stesso spettro di emissione. Spettri ad emissione sono quelli provenienti dalle nebulose o dalle nubi di gas interstellare.

Lo spettro di una stella, come detto in precedenza, appare continuo. Tuttavia nel 1814 l'astronomo tedesco Fraunhofer individuò parecchie righe nere a diverse lunghezze d'onda nello spettro del Sole. Esse rappresentano lo spettro di assorbimento dell'insieme degli elementi presenti nell'atmosfera della stella. Ogni atomo assorbe la stessa radiazione che è in grado di emettere, perciò, come per l'emissione, non esistono due spettri di assorbimento uguali. Il meccanismo è speculare a quello dell'emissione: un elettrone non eccitato dell'atomo assorbe un fotone di data energia e "salta" in un orbitale più energetico. Dalla lunghezza d'onda delle righe è possibile riconoscere l'elemento che le ha generate. Con questo metodo è stato possibile comprendere quale sia la composizione delle atmosfere stellari.