L’Universo a infrarossi… I parte.

Le sorgenti che interessano l’astronomia nell’infrarosso sono caratterizzate dalla modesta temperatura intrinseca e riguardano principalmente la materia fredda -gas e polveri- che si trova diffusa nel cosmo. Mentre infrarosso è spesso sinonimo di calore, per gli astronomi è in realtà lo strumento più prezioso per lo studio degli oggetti più freddi secondo gli standard terrestri. Fornisce una visione molto diversa dell’Universo ed integra ciò che osserviamo nella banda del visibile. Grazie ad essa siamo in grado di attraversare le cortine di gas e polveri interstellari che risultano opache ai nostri occhi, permettendoci di rivelare dettagli altrimenti invisibili. Se volete approfondire l’affascinante mondo dello spettro elettromagnetico, leggete il mio precedente poi qui.

Lo spettro dell’infrarosso inizia appena oltre la luce più rossa percepita dai nostri occhi e si estende sino a lunghezze d’onda cento volte più lunghe di quelle dello spettro visibile. Mentre il visibile è limitato da una banda stretta (380 nm – 740 nm) lo spettro infrarosso si estende dal limite superiore del visibile sino a circa 400 µm.

Lo spettro infrarosso è suddiviso in tre regioni: il vicino infrarosso, il medio infrarosso ed il lontano infrarosso. Queste suddivisioni sono solamente definizioni osservazionali e non dei confini ben precisi. Vediamole ora in dettaglio.

Vicino infrarosso 0,8-5,0 µm

Il regime del vicino infrarosso inizia appena oltre i limiti estremi della luce più rossa visibile dall’occhio umano e tende a lunghezze d’onda circa dieci volte superiori a quelle da esso osservabili. Le proprietà delle radiazioni nel vicino infrarosso sono simili a quelle della luce, e le stesse tecnologie di solito funzionano nel vicino infrarosso. L’atmosfera è in gran parte scarsamente trasparente nel vicino infrarosso, sebbene vi siano alcune bande di assorbimento causate da varie molecole (principalmente acqua).

Medio infrarosso 5,0-40 µm

Il regime del medio infrarosso si estende su lunghezze d’onda che vanno da 10 a 100 volte la lunghezza di quelle visibili agli esseri umani. In questo range troviamo ad esempio l’emissione termica proveniente da oggetti con temperature vicine a quella ambientale incluse le persone oppure le termo camere per immagini termoelettriche industriali che funzionano tipicamente attorno ai 10 µm. L’atmosfera terrestre ha alcune finestre di trasparenza ragionevole, ma diventa essenzialmente opaca oltre 14 µm.

Lontano infrarosso 40-400 µm

Le lunghezze d’onda del lontano infrarosso vanno da circa 100 a 1000 volte la lunghezza della luce visibile. Questa banda copre principalmente l’emissione termica proveniente da oggetti freddi a temperature che possono arrivare fino a 10 gradi sopra lo zero assoluto. L’atmosfera della Terra è completamente opaca a queste lunghezze d’onda e i telescopi del lontano infrarosso devono essere posti nello spazio e raffreddati criogenicamente fino a -263° C per funzionare efficacemente.

Lo scopritore

Sir William Herschel può essere considerato il padre dell’astronomia a infrarossi. Dopo la sua scoperta del pianeta Urano nel 1787, le sue indagini lo portarono a scoprire la presenza di radiazioni infrarosse nel 1800. Fece un esperimento empirico  facendo passare la luce solare attraverso un prisma di vetro. La luce solare viene dispersa dal prisma in un arcobaleno di colori chiamato spettro. Herschel era interessato a misurare la quantità di calore in ogni colore e per fare la misura, usò termometri con bulbi anneriti. Herschel notò che la temperatura aumentava dal blu al rosso e che, collocando un termometro appena oltre la parte rossa dello spettro, in una regione dove non c’era luce visibile, misurò una temperatura ancora più alta. Pertanto, si rese conto che ci doveva essere un altro tipo di “luce” al di là del rosso, che non siamo in grado di vedere. Questo tipo di luce divenne noto come infrarosso.

L’esperimento condotto da Herschel.

Gli esperimenti successivi di Herschel hanno evidenziato che questa nuova “luce” ha le stesse proprietà ottiche della luce visibile . Questa comprensione alla fine ha gettato le basi per la tecnologia del telescopio all’infrarosso. Le rilevazioni ad infrarossi della Luna a metà del 1800 sono state seguite successivamente affiancate da rilevazioni simili di Giove e Saturno ed anche ad alcune delle stelle più luminose nei primi anni del 1900. Negli anni ’60 una serie di osservazioni da terra e con palloncini sonda e razzi, aveva permesso di catalogare alcune delle più luminose sorgenti all’infrarosso, comprese le regioni di formazione stellare ed il centro della nostra galassia. Il lancio dell’Infrared Astronomical Satellite (IRAS) nel 1983 ha aperto una nuova era nell’astronomia all’infrarosso. Dal suo punto di osservazione orbitale al di là di un’atmosfera in gran parte opaca alla luce infrarossa, IRAS ci ha dato la nostra prima visione del cielo alle lunghezze d’onda del lontano infrarosso.

Инфракрасное небо
Il cielo all’infrarosso visto da IRAS.

L’immagine di IRAS, mostra l’intero cielo alle lunghezze d’onda nell’infrarosso. E’ il risultato di 18 mesi di dati osservativi raccolti dal satellite. La brillante banda orizzontale è il piano galattico con il centro della via Lattea al centro dell’immagine. I colori rappresentano l’emissione ad infrarossi rilevata su tre bande specifiche. Il blu alla lunghezza d’onda di 12 µm, il giallo-verde alla lunghezza d’onda di 60 µm e il rosso alla lunghezza d’onda di 100 µm. La materia calda appare di colore blu o bianco, mentre quella più fredda appare di colore rosso.

Tra i successori di IRAS, possiamo citare il satellite dell’ESA ISO (Infrared Space Observatory) lanciato nel 1995 e il satellite Spitzer della NASA lanciato nel 2003. La tecnologia di questi successori ha incrementato notevolmente la sensibilità e la risoluzione delle immagini raccolte.

Citiamo anche il più ambizioso progetto di survey del cielo ad infrarosso condotto con l’ausilio di telescopi terrestri. Il 2MASS (Two Micron All-Sky Survey) ha raccolto dati nel periodo dal 1997 sino al 2001. Il progetto si è avvalso di due telescopi da 1.3 m di diametro altamente automatizzati: il primo all’osservatorio sul monte Hopkins in Arizona mentre il secondo è presso il CTIO (Cerro Tololo Inter-American Observatory) a circa 80 Km ad est di La Serena in Cile.

Risultati immagini per 2mass pictures
Il cielo all’infrarosso visto da 2MASS.

Come nell’immagine di IRAS anche 2MASS ci fornisce una vista panoramica dell’intero cielo. Le luminosità misurate di mezzo miliardo di stelle sono state combinate in colori che rappresentano tre distinte lunghezze d’onda della luce infrarossa. Il blu a 1,2 µm, il verde a 1,6 µm ed il rosso a 2,2 µm. La mappa non è una combinazione di immagini digitali reali, ma è stata ricostruita da un catalogo di stelle che sono state misurate durante la campagna d’osservazione durata tre anni. E’ anch’essa come l’immagine di IRAS centrata sul nucleo della nostra galassia, verso la costellazione del Sagittario. E le stelle rossastre che sembrano librarsi nel mezzo del disco della Via Lattea -molte di loro mai osservate in precedenza- sono parzialmente oscurate alle lunghezze d’onda più corte a causa della presenza di dense nubi di polvere nella nostra galassia. I due aloni luminosi visibili nel quadrante in basso a destra sono invece le nostre galassie vicine, la piccola e la grande nube di Magellano.

Proseguiremo nel prossimo post, il nostro viaggio nell’universo all’infrarosso.

Evoluzione stellare e redshift…

Una della cose più interessanti delle stelle è che cambiano colore e luminosità durante l’intero arco della loro esistenza. Tale esistenza ha diversi range che vanno da circa un milione di anni per stelle molto massicce a decine di miliardi di anni per le stelle più piccole come il nostro Sole. Più una stella è massiccia, più risulterà brillante nel cielo e più breve sarà la sua esistenza. Attorno all’anno 1910 il chimico ed astronomo danese Ejnar Hertzsprung e l’astronomo americano Henry Norris Russell fecero un enorme balzo in avanti nella comprensione dell’evoluzione stellare.

Il diagramma di Hertzsprung-Russel (H-R) è un particolare grafico in cui si rappresenta la magnitudine assoluta di alcune stelle in funzione della loro temperatura. Esso permette quindi di rappresentare contemporaneamente in uno schema, stelle di diversa dimensione, luminosità, temperatura ed età.

Come potete notare dal grafico, le stelle più calde sono blu, mentre le più fredde sono rosse.

Sull’asse orizzontale troviamo la temperatura assoluta superficiale, o la classe spettrale, la quale è legata al colore della stella. Sull’asse verticale invece, c’è la magnitudine assoluta, che talvolta può essere sostituita con la luminosità. Scendendo nel grafico troveremo stelle sempre meno luminose. Le stelle inoltre sono posizionate in ordine crescente di dimensione dal basso verso l’alto, legate dalla relazione di diretta proporzionalità fra la massa e la luminosità di ciascuna di esse.

Esso rappresenta un’inestimabile strumento per l’astronomia stellare. Stelle della stessa massa (e in senso stretto, composizione chimica) tracciano lo stesso percorso, chiamato traccia evolutiva attraverso il diagramma. Stelle con differenti masse avranno tracce evolutive diverse. In questo modo i ricercatori possono estrarre informazioni considerevoli sulla massa e sull’evoluzione degli astri, conoscendo  il colore e la luminosità di quest’ultimi.

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Questa straordinaria fotografia nel campo del visibile del doppio ammasso in Perseo mostra la coppia di ammassi aperti che si trovano a circa 7500 anni luce dal nostro Sole. Questi ammassi sono tra i più luminosi, i più densi e i più vicini tra i cluster aperti che contengono stelle moderatamente massicce. Molte delle stelle nei due cluster sono giganti blu, altre di tipo O e B calde ed alcune fino 60.000 volte più luminose del nostro Sole.

Poniamoci ora una domanda legittima: ma, i colori che vediamo sono reali?

Il concetto di colore è molto soggettivo e dipende sia dai nostri occhi che dal processo utilizzato per ottenere le immagini. Ad esempio alcuni oggetti celesti presenti nell’immagine sopra riportata, sarebbero troppo deboli per poterli vedere molto chiaramente anche se li visitassimo utilizzando qualche tipo di nave spaziale futuristica. Una nebulosa che sembra essere debole ad occhio nudo dalla Terra risulterebbe altrettanto debole se fossimo più vicini, ma risulterebbe anche più grande. Certamente i colori potrebbero essere appena percepibili o invisibili, dal momento che i nostri occhi funzionano male in condizioni di scarsa illuminazione. Un’altra complicazione deriva dal modo in cui realizziamo le immagini. Molte di esse sono scattate utilizzando la luce proveniente da parti invisibili dello spettro. Per le immagini fatte ai raggi X, ultravioletti, infrarossi, etc…, i colori a noi familiari sono spesso assegnati in modo tale che la luce più rossa è rossa mentre la luce più blu è blu. Attraverso questi colori rappresentativi è possibile mappare la luce a noi invisibile per creare immagini che possiamo vedere ed apprezzare. Vi sono poi particolari immagini prese attraverso speciali filtri a banda stretta in grado di far passare solo una specifica lunghezza d’onda, pensati per indirizzare i singoli processi atomici e/o molecolari e fornire una visione diversa degli oggetti celesti.

Filtri a banda stretta
Filtri a banda stretta
Nebulosa NGC 1499 ripresa con Nikon 300 2.8 camera QHY 9 e filtri a banda stretta.

Sovente queste immagini a colori migliorati sono codificate in un modo che potrebbe non rappresentare il colore appropriato, ma forniscono la massima qualità di informazioni.

C’è un caso speciale dove la radiazione invisibile può diventare visibile ai nostri occhi o almeno alle nostre fotocamere. La luce ultravioletta proveniente da oggetti molto distanti da noi ci raggiunge spostata nel campo del visibile. Una delle predizioni osservabili di un Universo in espansione è lo spostamento verso il rosso o redshift della radiazione elettromagnetica. Quando un’onda luminosa viaggia da una galassia distante verso la nostra, deve attraversare lo spazio-tempo che separa i due oggetti. Poiché lo spazio-tempo è in espansione anche la lunghezza d’onda della radiazione viene aumentata e il risultato netto è uno spostamento verso zone più rosse dello spettro elettromagnetico. Se ci spingiamo ad osservare le prime galassie del nostro giovane universo attorno ai 13 miliardi di anni, lo spostamento verso il rosso è talmente estremo che la radiazione delle stelle più calde con lo spettro tendente verso il blu, risulterà spostata nell’infrarosso rendendola invisibile ai nostri occhi ed ai nostri strumenti ottici.  Questo è uno dei motivi per cui gli astronomi hanno un così disperatamente bisogno di telescopi  sensibili alla radiazione infrarossa come ad esempio il telescopio spaziale Spitzer della NASA e, in futuro, il telescopio spaziale James Webb NASA/ ESA/CSA.

red shift example
‎Il telescopio J.Webb sarà in grado di vedere a circa 108 anni dopo il Big Bang. Ma perché abbiamo bisogno di vedere la luce a infrarossi per capire l’universo? Perché la luce da questi oggetti è spostata verso il rosso.
Hubble Tuning Fork diagram
Timeline del nostro Universo
Hubble Ultra Deep Field
Hubble Ultra Deep Field

Questa vista di quasi 10.000 galassie è chiamata Hubble Ultra Deep Field. Include galassie di varie età, dimensioni, forme e colori. Le galassie più piccole, più rosse, circa 100, potrebbero essere tra le più distanti mai conosciute, esistenti quando l’universo aveva appena 800 milioni di anni. Le galassie più vicine, le  più grandi, più luminose e ben definite a spirale e/o ellittiche esistono da quando l’Universo aveva compiuto il primo miliardo di anni.‎ ‎L’immagine ottenuta ha richiesto circa 800 esposizioni prese nel corso di 400 orbite attorno alla terra effettuate dal telescopio Hubble. La quantità totale del tempo di esposizione è stata di circa 11,3 giorni, nel periodo tra il 24 settembre del 2003 e il 16 gennaio 2004.

 

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.

Linee spettrali…

La rivoluzione della meccanica quantistica avvenuta agli inizi del ventesimo secolo, ha cambiato per sempre la nostra comprensione dell’universo, fornendoci meravigliosi strumenti per sondare la struttura della materia a grandi distanze. Le linee spettrali sono specifiche lunghezze d’onda della luce emesse o assorbite da qualsiasi atomo e/o molecola e possono essere paragonate a delle vere e proprie impronte digitali degli elementi. Identificando linee spettrali a noi note nelle stelle e/o galassie lontane, siamo in grado di determinare la loro composizione chimica e le proprietà fisiche come ad esempio la temperatura, la densità ed il movimento.

Uno dei principi della meccanica quantistica afferma che osservando l’universo su scala microscopica, troveremo che l’energia è composta da unità discrete o quanti. All’interno di un atomo le forze che costringono gli elettroni (aventi carica negativa) a ruotare attorno al nucleo contenente i protoni (aventi carica positiva) impongono determinate orbite legate a specifici livelli d’energia.

Livelli energetici dell’atomo

Questi livelli sono variabili e dipendono dall’elemento (quanti protoni e neutroni vi sono nel nucleo) e dal numero di elettroni orbitanti.

Nella vita quotidiana a volte recitiamo il detto “non si fa nulla a gratis” ed a livello atomico tale detto è legge! Quando un atomo assorbe energia (colpito ad esempio da un fotone), un elettrone che si trova ad orbitare ad un livello energetico basso, potrebbe fare quello che si chiama il salto quantico passando al livello energetico superiore. Al contrario, se un elettrone orbitante ad un livello energetico alto dovesse saltare ad uno più basso, emetterebbe un fotone avente la stessa quantità d’energia in modo da bilanciare la quantità energetica totale dell’atomo.

Poichè l’energia di un fotone è direttamente legata alla sua lunghezza d’onda, ogni salto quantico in un atomo e/o molecola corrisponde ad una precisa lunghezza d’onda della luce. Questa luce è nota come linea spettrale e rappresenta in modo preciso come dev’essere la lunghezza d’onda. Il termine venne coniato osservando le linee che apparvero in uno strumento chiamato spettrografo usato ancora oggi per misurare la composizione della luce.

Schema di principio di uno spettrografo

Le linee spettrali possono essere viste come linea d’emissione quando un elettrone passa da un livello energetico più alto ad uno più basso con relativa emissione di un fotone oppure come linea d’assorbimento quando un elettrone assorbe un fotone con la giusta lunghezza d’onda proveniente da una sorgente retrostante.

Fluorescenza o reimmissione è un termine comune usato per descrivere un processo in cui un fotone ad alta energia viene assorbito da un corpo che provvede alla sua trasformazione e reimmissione con valori energetici  più bassi e lunghezza d’onda maggiore.

Esempio di minerali fluorescenti che emettono luce visibile quando colpiti da luce ultravioletta.

Gli astrofisici utilizzano la loro conoscenza delle varie impronte digitali lasciate dalle linee spettrali, per identificare la composizione chimico fisica delle stelle e delle nebulose.

La bellezza dei colori di questa nebulosa è dovuta alla fluorescenza dei gas indotta dalla luce delle giovani e brillanti stelle presenti.

Nell’universo esistono altri processi esotici che creano luce, quando sono comparati con le nostre esperienze quotidiane. Ad esempio particelle come gli elettroni e i protoni che attraversano un campo magnetico si muoveranno oscillando in una forma a spirale e producendo in questo modo onde elettromagnetiche (radiazione di sincrotrone). Un altro processo esotico è la radiazione Bremsstrahlung emessa da particelle cariche quando subiscono una decelerazione. Questi processi sono particolarmente evidenti nella porzione radio dello spettro.