La luce delle Stelle e le classi spettrali


Pubblicato da Raffo in Spazio

Nei secoli XVIII e XIX gli studi sulla composizione della luce posero le basi per il passaggio dall’astronomia, lo studio della posizione dei corpi celesti, all’astrofisica, lo studio della composizione e della fisica delle stelle. Le stelle osservate ad occhio nudo, ci sembrano quasi tutte bianche a causa di una limitazione del nostro occhio: solo una trentina, infatti, sono abbastanza brillanti da poterne intuire il colore. Se facciamo una fotografia al cielo stellato, ci accorgiamo però che hanno colori diversi: ci sono stelle blu, verdi, gialle e rosse.

La luce proveniente dalle stelle può essere analizzata con lo spettroscopio, uno strumento che separa le diverse radiazioni che compongono la luce. Lo spettroscopio è costituito da una fenditura che isola una lama di luce, la quale passa poi attraverso un prisma in cui le radiazioni di varia lunghezza d’onda, che ai nostri occhi danno la sensazione di colori diversi, vengono separate producendo lo spettro, cioè tante immagini della fenditura quanti sono i colori presenti nel raggio luminoso.

Un corpo, che non sia un gas rarefatto, quando viene riscaldato emette una radiazione in tutte le lunghezze d’onda che, analizzata con lo spettroscopio, dà uno spettro continuo, in cui sono presenti tutti i colori con un’intensità diversa a seconda della temperatura del corpo: il Sole è giallo perché la sua temperatura superficiale è di circa 5800 K (nella scala Kelvin, lo 0° C corrisponde a 273,16 K). Ciò ha consentito di stabilire la temperatura superficiale delle stelle:

  • le stelle blu hanno temperature attorno a 10 000 K;
  • le stelle verdi di circa 8000 K;
  • le stelle rosse sono le più fredde, con temperature di 3000-2500 K.

Attraverso l’analisi spettroscopica si possono identificare sette classi spettrali, indicate con le lettere O, B, A, F, G, K, M in un ordine decrescente di temperatura, che va dalle stelle più calde a quelle più fredde.
Le stelle blu e molto calde appartengono alla classe O, le stelle rosse, con temperature superficiali più basse, sono di classe spettrale M.
Se invece si riscalda un gas rarefatto, la radiazione analizzata con lo spettroscopio assume un aspetto completamente diverso: compaiono solo alcune righe, ovvero uno spettro di righe di emissione. Gas  diversi danno origine a righe diverse, per cui è possibile, analizzando lo spettro emesso da gas interstellari, condurne l’analisi chimica.
Infine, lo spettro di una radiazione emessa da un corpo caldo che abbia attraversato una nube di gas freddo è continuo, con numerose righe scure, poiché il gas assorbe le righe che emetterebbe se fosse riscaldato: si chiama spettro di assorbimento. In uno spettro di assorbimento, quindi, la sequenza continua corrisponde all’energia emessa dalla stella, mentre le righe corrispondono alle radiazioni assorbite dai gas che formano l’involucro esterno della stella.
Tutte queste osservazioni hanno permesso di stabilire che gran parte delle stelle è formata essenzialmente di idrogeno (in peso circa il 740%)  ed elio (attorno al 24 %). L’abbondanza degli altri elementi chimici decresce con la complessità dell’elemento, ma il totale varia fra semplici tracce, per stelle molto vecchie, al 2% per le stelle più giovani.


Autore

Raffo

Raffo

Ciao a tutti, mi chiamo Raffaele Cocomazzi e sono il cofondatore di BMScience. Sono appassionato di Scienza, Medicina, Chimica e Tecnologia. Diplomato presso l'ISIS "Luigi Di Maggio" di San Giovanni Rotondo (FG) con opzione Biotecnologie Sanitarie e studente di medicina presso l'Università degli Studi di Foggia. Se ti piacciono i miei contenuti lascia un commento ed aiutaci a diffonderli. Per contattarmi o maggiori informazioni seguimi su: Twitter o Facebook.




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astrofisica astronomia classi spettrali spettro continuo spettro di assorbimento spettro di righe di emissione spettroscopio stelle

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