La spettroscopia - danielegasparri.com

Lo spettro di una stella (Beta Lyrae)
così come viene registrato da una
camera digitale alla quale è collegato
uno spettroscopio a reticolo (sopra) e
dopo un’analisi quantitativa (e
calibrazione) attraverso il computer.
Per studiare quantitativamente
l’andamento dell’intensità luminosa in
funzione della lunghezza d’onda è
fondamentale calibrare la
strumentazione ed analizzare lo spettro
mediante un grafico, come quello a
sinistra.
Spettro reale di una stella (linea blu)
sovrapposto a quello di un corpo nero
ideale (linea rossa). Le stelle possono
essere considerate con u po’ di
approssimazione dei corpi neri, ma in
realtà il loro spettro è ricco di
caratteristiche di “ordine superiore”,
come le linee spettrali (in
assorbimento), impronte uniche degli
elementi presenti nelle loro atmosfere.
Oltre alla temperatura, nello spettro stellare possiamo individuare molte altre caratteristiche, che lo
rendono piuttosto irregolare.
Classi spettrali stellari. Un tipico spettro stellare, sebbene abbia una forma complessiva
approssimabile a quella di un corpo nero ideale, mostra moltissime irregolarità, in particolare delle
sottili linee meno brillanti delle zone circostanti, dette linee di assorbimento (molto raramente in
emissione).
Un gas freddo posto di fronte ad una superficie più calda assorbe luce a determinate lunghezze
d’onda, producendo uno spettro a linee in assorbimento. Se il gas invece è molto caldo (e non c’è
uno sfondo più brillante) allora diventa luminoso e le stesse righe che prima erano in assorbimento
appaiono in emissione. Affinché lo spettro di un gas sia visibile occorre che la sua densità sia
ridotta. Quando la densità aumenta, le interazioni tra i singoli atomi producono distorsioni nello
spettro che tende ad assumere una forma continua; si parla in questi casi di spettro continuo.