I colori delle stelle…

La parte visibile dello spettro elettromagnetico è la base di partenza per l’osservazione del mondo che ci circonda. E’ qui che l’uomo ha iniziato molte migliaia di anni addietro a volgere lo sguardo al cielo ad occhio nudo, osservando le meraviglie cosmiche. Ancora oggi resta il punto di riferimento per le ricerche che vengono svolte in tutte le restanti bande dello spettro stesso. La banda visibile ospita la maggior parte delle stelle e sebbene molti scienziati ed ingegneri stiamo trovando modi ingegnosi per sfruttare le altre bande, restano ancora molti segreti da svelare nel visibile.

Nebulosa della Tarantola

Prima delle osservazioni radio fatte negli anni 30, gli scienziati non erano nemmeno a conoscenza dell’Universo nascosto oltre il limite del visibile. Per molti anni esisteva tra gli astronomi una specie di miopia che li portava ad essere definiti come gli sciovinisti della luce visibile. Comunque la componente visibile dello spettro è ricca di informazioni perchè le sue lunghezze d’onda sono visibili naturalmente grazie ai processi di evoluzione naturale che hanno forgiato le connessioni tra i nostri occhi e la luce solare. I nostri occhi sono biologicamente sintonizzati per essere sensibili la dove il sole è più brillante.

Dettaglio della banda visibile

Sebbene la banda visibile sia la più piccola tra le bande spettrali, abbiamo familiarità con le sue diverse componenti. Le conosciamo con i nomi dei colori che i nostri occhi riescono a percepire.

Componenti della banda visibile

Guardando il cielo notturno è possibile ma non facile distinguere i diversi colori delle stelle. Aldebaran, l’occhio del toro è di colore rosso, Rigel, il piede destro di Orione è blu.

Lo standard delle sette classi spettrali delle stelle contempla i colori che vanno dal blu al rosso. I colori sono pastello e non molto saturi.
Aldebaran è classificata come stella ti tipo K
Rigel è classificata come stella di tipo B

Le stelle sono sfere gassose che irradiano in un modo caratteristico che è frutto della loro temperatura vicino alla superficie. Questa peculiarità viene descritta dalla radiazione di corpo nero.

Il 14 dicembre del 1900, durante un incontro organizzato dalla Società di Fisica Tedesca, Max Planck presentò un saggio su “La teoria della distribuzione dell’energia in uno spettro normale”. Questo scritto, che all’inizio non ricevette particolari attenzioni, prefigurava, in realtà, una rivoluzione nel campo della fisica, segnando la nascita della meccanica quantistica.
Le osservazioni di Planck traggono origine dallo studio delle proprietà della radiazione termica, cioè della radiazione emessa ed assorbita da un corpo in virtù della propria temperatura; più precisamente, lo scienziato tedesco studiò la radiazione emessa da un particolare tipo di corpo, il cosiddetto “corpo nero”, che emette una radiazione con uno spettro di carattere universale, mentre, in generale, lo spettro dipende dalla composizione del corpo in questione.
Un corpo si dice “nero” quando assorbe tutta la radiazione incidente su di esso; il nome è sicuramente appropriato perchè tali oggetti non riflettono la luce ed appaiono di colore nero quando la temperatura è sufficientemente bassa per impedire che brillino di luce propria.

Il Sole ha una temperatura superficiale di circa 5500°C e il suo colore è piuttosto simile a quello di un corpo nero di 5500°C. Vi sono però piccole differenze che sorgono a causa di una varietà di processi derivanti dalla composizione chimica specifica della nostra stella. Pochi oggetti nell’universo si irradiano come un corpo nero ideale.

Il Sole osservato alla lunghezza d’onda dell’idrogeno alfa.
Spettro della radiazione solare.

Se cerchiamo di stampare il colore della temperatura di corpo nero del Sole (al netto dei problemi tecnici di stampa e dal punto di bianco scelto nella carta) esso assomiglierebbe ad un rosa pesca, diversamente dal bianco o dal giallo che vedremmo se scioccamente volessimo fissare il Sole ad occhio nudo senza utilizzare dei filtri solari.

Se i nostri occhi non fossero accecati dalla sua luce intensa, il colore del Sole apparirebbe leggermente color rosa pesca come mostrato in questo rettangolo.

Il colore di una stella dipende dalla sua temperatura, che determina la lunghezza d’onda del picco del suo spettro, secondo la legge di Wien.

Solamente pochi tipi di stelle hanno temperature del corpo nero che raggiungono il picco nell’intervallo del visibile, tuttavia la gran parte della luce proveniente da tutte le stelle risulta visibile ai nostri occhi.

Il fatto che il picco della stella cada nello spettro del visibile, significa che le osservazioni della luce visibile sono efficaci nel distinguere le stelle di diverse temperature ed altre proprietà come le dimensioni e la composizione chimica.

Poniamoci ora una domanda affascinante: perchè non vediamo nel cielo e nelle fotografie stelle di colore verde?

Poichè le curve del corpo nero sono relativamente ampie, l’emissione rientra in un range di colori che si fondono con il colore rappresentato dal picco della curva e la diluiscono. Una stella calda, ad esempio, avrà uno spettro di corpo nero che ha un picco nel blu ed avrà un aspetto bluastro. Una stella relativamente fredda avrà uno spettro di corpo nero che raggiunge il rosso ed apparirà rossastro. Il verde giace in una banda schiacciata tra il blu ed il rosso, quindi una stella con una temperatura intermedia avrà il suo picco nel verde, ma non apparirà verde. La sua emissione si estenderà fino ad includere sia i colori blu, sia i colori rossi, che si fonderanno e faranno apparire la stella biancastra. Se volete ripassare come si formano i colori, potete leggere il mio post “Il nostro è un universo di luce“.

Come mostrato nel mio precedente post “Lo spettro“, le linee spettrali sono impresse nella luce proveniente da stelle e/o galassie e sono una vera miniera d’oro d’informazioni per i ricercatori. Molte delle linee spettrali più importanti per gli atomi e le molecole si trovano nella banda del visibile e sono diventate strumenti efficaci per gli astronomi, che le usano per comprendere la fisica degli oggetti celesti.

L’energia che alla fine si traduce nell’emissione di luce proveniente dagli strati esterni delle stelle, nasce da processi di fusione nucleare che si verificano in profondità nel nucleo ad altissime temperature. Come in una bomba all’idrogeno, è qui che la massa viene convertita in energia secondo la famosa equazione di Einstein E=mc2, poichè l’idrogeno e l’elio vengono gradualmente trasformati in elementi più pesanti. L’energia rilasciata nelle profondità del nucleo stellare non sfugge dalla superficie molto rapidamente, ci vogliono circa dieci milioni di anni perchè qualsiasi cambiamento nel nucleo sia evidente sulla superficie. Ed è proprio sulla superficie che i diversi elementi chimici imprimono le loro sigle sulla luce che fuoriesce, permettendo agli astronomi di mappare la struttura stellare e la sorprendente capacità compositiva che era completamente sconosciuta fino alla metà del diciannovesimo secolo.

Image result for solar spectrum

Questa straordinaria immagine mostra uno spettro ad alta risoluzione della luce del nostro Sole disseminato di linee d’assorbimento. Ciascuna è un’impronta digitale di un particolare processo atomico o molecolare. Lo spettro è stato ottenuto attraverso il telescopio solare presso il Kitt Peak National Observatory in Arizona. Lo spettro rilevato copre la gamma di luce visibile da 400 nm nel blu sino a 700 nm nel rosso. Lo spettro è stato diviso in molte strisce separate che sono impilate una sull’altra come mostrato nell’immagine. La parte rossa piuttosto ampia e scura in alto è dovuta all’idrogeno mentre le linee gialle sono prodotte dal sodio.

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