Spettro stellare: cos'è e come si misura

In questo appunto viene descritto lo spettro delle stelle. Di seguito sono riportate informazioni dettagliate su cos’è uno spettro stellare, cos’è uno spettro lineare, qual è lo spettro della luce delle stelle, una descrizione dell’analisi spettrale e la classificazione delle varie tipologie di spettri.

Cos’è uno spettro stellare

Lo spettro di una stella permette di avere notizie sulla sua temperatura, luminosità tipica e la composizione chimica. Gli spettrogrammi fissati con uno spettrografo a fenditura sono costituiti da una sequenza di immagini della fenditura alla luce della stella a lunghezze d'onda successive. Una proporzionata risoluzione spettrale potrebbe mostrare che la stella può avere un'atmosfera estesa. In questo modo diventa possibile la determinazione quantitativa della sua composizione chimica.
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Descrizione dello spettro di linea

Le righe spettrali sono prodotte da transizioni di elettroni all'interno di atomi o ioni. Quando gli elettroni si avvicinano o si allontanano dal nucleo di un atomo, viene emessa o assorbita energia sotto forma di luce o altra radiazione. Le righe visibili dell’idrogeno sono ottenute da transizioni di elettroni che si verificano dentro gli atomi nel secondo livello di energia. A temperature superficiali inferiori, pochi elettroni si trovano nel secondo livello di idrogeno e quindi le linee dell'idrogeno sono deboli. Contrariamente, a temperature molto elevate, gli atomi di idrogeno sono quasi tutti ionizzati e quindi non possono assorbire o emettere alcuna radiazione lineare. Le proprietà dei metalli ionizzati come il ferro si riducono in stelle con temperature elevate perché le transizioni elettroniche adatte comportano livelli di energia più alti che tendono ad essere meno presenti rispetto ai livelli inferiori.

Spettro della luce delle stelle

Un comune spettro stellare è quello a righe di assorbimento. Questo spettro possiede uno sfondo continuo che viene intervallato da righe scure sottili. Per esempio, nel sole lo spettro di assorbimento possiede uno sfondo continuo che deriva dall'energia rilasciata dal centro della stella; invece, le righe scure, sono ottenute dall'assorbimento dell'energia ad opera degli strati di gas posizionati nella parte esterna. L'energia che viene assorbita, a sua volta viene tolta alla stella. Quindi le righe scure corrispondono a lunghezze d'onda perse. Studiando gli spettri stellari e le lunghezze d'onda mancanti si può capire quali sono gli elementi chimici presenti negli strati gassosi delle stelle.

Lo spettro delle stelle nello studio della loro composizione

La maggior parte della materia che forma una stella è composta da idrogeno ed elio ed altri elementi chimici. La composizione chimica delle stelle può essere determinata grazie all’uso dello spettroscopio. Questo apparecchio viene utilizzato per studiare la composizione della luce rilasciata da una stella, attraverso la separazione delle radiazioni che la compongono in base alle differenti lunghezze d’onda. Si ottiene così lo spettro stellare. Lo spettroscopio più utilizzato fin dai primi studi è stato il prisma di vetro che, non appena viene attraversato dalla luce, ha la capacità di scomporla nei colori che formano l’arcobaleno. Ogni colore viene emesso in modo graduale ed è proprio per questo che lo spettro della luce bianca ha un tipico spettro continuo.

Descrizione dell’analisi spettrale

I processi fisici utili per la formazione degli spettri stellari sono utili per consentire la determinazione di temperature, densità e composizioni chimiche delle atmosfere stellari. La stella maggiormente studiata è il Sole ma anche molte altre sono state studiate nel dettaglio. Le caratteristiche generali degli spettri delle stelle derivano più dalle variazioni di temperatura tra le stelle che dalle loro differenze chimiche. Le caratteristiche spettrali dipendono anche dalla densità della materia atmosferica assorbente e la densità a sua volta è collegata alla gravità superficiale di una stella. Le stelle nane, che presentano una grande forza di gravità sulla superficie, tendono ad avere densità atmosferiche elevate. Invece le stelle giganti e supergiganti, che presentano una minor gravità superficiale, hanno densità più basse.

Classificazione delle varie tipologie di spettri

La maggior parte delle stelle è raggruppata in un piccolo numero di tipi spettrali. Nell’Henry Draper Catalog e il Bright Star Catalog sono elencati varie tipologie di spettri stellari, partendo dalle stelle con una temperatura maggiore, quindi più calde, a quelle con una temperatura minore, quindi più fredde. Queste tipologie sono indicate in ordine di temperatura decrescente utilizzando le lettere O, B, A, F, G, K e M. Le stelle di tipo R, N e S si distinguono dalle altre in base alla loro composizione chimica. Per di più, sono costantemente stelle giganti o supergiganti. Poi, con la scoperta delle nane brune, il sistema di classificazione stellare è stato esteso per comprendere i tipi spettrali L, T e Y. La sequenza spettrale da O a M rappresenta stelle che hanno la stessa composizione chimica ma presentano differenti temperature e pressioni atmosferiche. Inoltre, la sequenza spettrale è correlata anche ai colori: infatti le stelle di tipo O e B sono hanno un colore che tende molto al blu e sono considerate le più calde; invece le stelle di tipo M, R, N e S hanno un colore che tende più al rosso e sono considerale le più belle.