Si dice spettro di una sorgente di radiazione l’insieme delle radiazioni che la sorgente stessa emette.

Queste giungono contemporaneamente all’osservatore perchè tutte, indipendentemente dalla lunghezza d’onda, viaggiano nello spazio con la stessa velocità. Nello spettro, le radiazioni ci giungono ordinate secondo la lunghezza d’onda; per scoprire quali siano queste radiazioni dobbiamo raccoglierne un fascio e analizzarlo, Vediamo come.

Se facciamo passare un raggio di luce attraverso una fenditura e successivamente attraverso un prisma, se ne ottiene la scomposizione nei colori semplici, cioè in uno spettro; all’uscita dallo strumento, il raggio di luce può venir proiettato su uno schermo o inviato su una lastra fotografica.

La luce (e qualunque altra radiazione) è composta da differenti intervalli di lunghezze d’onda: l’intervallo al quale è sensibile l’occhio umano, e che chiamiamo luce, o “visibile“, va da circa 4000 Å (1 Å = 10^-8 cm) nel violetto fino a circa 8000 Å nel rosso. La frequenza n (nu) della radiazione è legata alla lunghezza d’onda lambda (l) dalla relazione

“l = c/n“

dove c è il valore della velocità della luce pari a 300000 km/s.

Gli spettri del Sole e delle stelle presentano sul fondo continuo delle righe scure (raramente anche delle righe più chiare del continuo). Le righe scure più marcate furono scoperte da Wollanston nel 1802, nello spettro del Sole; nel 1814 Fraunhofer le indicò con le lettere latine tuttora in uso. La loro interpretazione fu possibile nel 1859, quando Bunsen e Kirchhoff stabilirono le

basi dell’analisi spettrale:

1. Un corpo incandescente, solido o liquido, o gas ad alta pressione ed alta temperatura, presenta uno spettro continuo senza righe.
2. I gas luminosi, a bassa pressione e bassa temperatura, presentano alcune luminose righe in emissione; ogni elemento chimico presenta righe in emissione che gli sono caratteristiche, cosicchè dallo spettro in emissione dei gas è possibile dedurre la loro composizione chimica.
3. Se attraverso un gas si fa passare la luce emessa da un corpo che presenta uno spettro continuo, si otterrà uno spettro sul cui continuo appaiono delle righe oscure (righe di assorbimento o righe di Fraunhofer) esattamente a quelle lunghezze d’onda alle quali il gas, alle opportune condizioni di eccitazione, presenterebbe righe in emissione. Questo vale anche per le stelle e il Sole, in cui i raggi di luce provenienti dalle zone più interne, devono attraversare gli strati più esterni e più freddi: in alcuni di questi (strati di inversione) si formano le righe di Fraunhofer.

La comprensione di questi comportamenti degli spettri richiede almeno la conoscenza dei meccanismi di emissione e di assorbimento della luce nel modello dell’atomo più semplice, quello dell’idrogeno, nel quale un elettrone, che possiede una carica unitaria negativa, ruota attorno al nucleo, composto di un protone carico positivamente.

Gli elettroni sono innumerevoli, ma possono percorrere solo certe orbite in corrispondenza a determinati livelli energetici. L’orbita 1 più interna (livello fondamentale) è la più povera d’energia: un elettrone che dovesse raggiungere un’orbita più esterna, dovrebbe essere stimolato dall’esterno a compiere il salto, cioè dovrebbe ricevere energia dall’esterno: per il salto, per esempio, dall’orbita 1 all’orbita 2, sarebbe necessaria una quantità di energia di 10.19 eV (elettronvolt: 1 eV è l’energia che un elettrone acquisisce quando è sottoposto a un campo elettrico con una differenza di potenziale di 1 Volt). Con 13.595 eV o più, l’elettrone si stacca dal resto dell’atomo: l’atomo si ionizza,

Inversamente, il salto di un elettrone verso un’orbita più interna rende disponibile una certa quantità di energia sotto forma di radiazione di una determinata lunghezza d’onda (l’atomo emette un fotone), dando origine ad una riga d’emissione.

Lo spettro continuo è prodotto da innumerevoli salti di elettroni liberi, che cioè si muovono tra un nucleo e l’altro, verso qualcuna delle orbite libere possibili: la lunghezza d’onda della radiazione così emessa dipende dalla differenza delle energie in gioco, quella posseduta dall’elettrone prima di legarsi e quella del livello energetico (orbita) a cui l’elettrone va a legarsi; poichè gli elettroni liberi possono avere energie molto differenti, mediante il processo descritto vengono a rendersi disponibili le più disparate lunghezze d’onda, che si fondono nel “continuo” di cui sopra.

Un tipo particolare di spettro continuo e’ quello emesso dal corpo nero.
Si definisce corpo nero un corpo ipotetico che quando e’ freddo assorbe la radiazione di ogni lunghezza d’onda e percio’ appare completamente oscuro, e quando viene riscaldato emette radiazione di tutte le lunghezze d’onda. Si tratta quindi di un ipotetico emettitore e assorbitore perfetto.
Un corpo nero emette uno spettro la cui “forma”, cioe’ l’intensita’ della radiazione alle varie lunghezze d’onda, e’ fissata e dipende solo dalla temperatura del corpo. Il punto di massima intensita’ della radiazione si trova ad una lunghezza d’onda inversamente proporzionale alla temperatura.

La spettroscopia astronomica

Lo sviluppo della spettroscopia, cioe’ dello studio dello spettro delle sorgenti luminose, e’ cominciato nel XIX secolo, con la messa a punto del primo spettroscopio. Lo spettroscopio e’ uno strumento che permette di separare le varie componenti di un fascio di luce, cioe’ le diverse lungheze d’onda, nella maniera approssimativamente descritta all’inizio di questa discussione. Se ad esso e’ abbinato un dispositivo di misura dell’intensita’ della luce alle varie lunghezze d’onda, si dice spettrometro.

Ogni elemento chimico emette ed assorbe particolari frequenze, cioe’ particolari righe. Il suo spettro puo’ essere studiato in laboratorio in diverse condizioni di temperatura, densita’ e pressione. Studiando la luce emessa da varie sostanze chimiche e analizzando la luce proveniente dal Sole e da alcune stelle, gli astronomi del secolo scorso furono in grado di scoprire la loro composizione chimica.
Una scoperta fondamentale fu che gli spettri stellari possono essere suddivisi in gruppi, detti tipi spettrali, in base a delle affinita’, come il colore o la presenza di certe righe spettrali. In particolare, ci si accorse che il tipo e l’aspetto delle righe spettrali variava al variare del colore della stella. 

Nell’interno di una stella sono liberi molti elettroni, in quanto pressione e temperatura raggiungono livelli immensamente elevati: naturalmente non vi esistono solo atomi d’idrogeno, ma anche atomi più pesanti e più complicati; il principio è tuttavia lo stesso. Negli strati più esterni e freddi di una stella gli atomi, per esempio di idrogeno, assorbono dal continuo esattamente la quantità di energia necessaria per far compiere ai rispettivi elettroni determinati salti, per esempio dalla riga 2 alla riga 3: in questo modo si forma sullo spettro la riga in assorbimento a 6563 Å.

Lo spettro di una stella e’ appunto uno spettro a righe di assorbimento. Sotto certe ipotesi, la parte continua di questo spettro puo’ essere approssimata con quello di un corpo nero di temperatura pari a quella della superficie della stella, anche se a rigore una stella non e’ un emettitore perfetto e anche se non possiede una superficie fisica ben definita. In astrofisica una stella viene caratterizzata da un “colore” e da una “temperatura superficiale” a seconda della forma del suo spettro: questo viene confrontato con uno spettro di corpo nero, e una volta trovato quello che piu’ si avvicina a quello della stella, si attribuisce a questa la stessa temperatura del corpo nero. Il colore e’ determinato dalla regione dello spettro nella quale l’intensita’ della luce e’ massima; le stelle hanno temperature supeficiali di qualche migliaio o poche decine di migliaia di gradi, ed emettono la massima potenza nella regione ottica dello spettro. Il Sole emette al massimo di intensita’ nella regione gialla della banda ottica, percio’ la sua temperatue superficiale e’ stat stabilita in 5780 gradi Kelvin.

Come abbiamo detto, ogni elemento chimico emette ed assorbe determinate lunghezze d’onda. Se e’ presente negli strati esterni di una stella, un elemento produce una riga in assorbimento, cioe’ assorbe quella lunghezza d’onda dalla luce che proviene dalla stella, lasciando una riga oscura nel suo spettro.
Solo le stelle giovani e massicce hanno una temperatura superficiale abbastanza alta (qualche decina di migliaia di gradi) da poter ionizzare il gas che le circonda. Questo gas, caldo e rarefatto, assorbe l’energia proveniente dalla stella e la riemette sotto forma di righe spettrali; per questo motivo, sovrapposto allo spettro stellare con le sue righe di assorbimento, queste stelle hanno anche uno spettro a righe di emissione, quello del gas.

Alcune righe spettrali sono molto importanti in astrofisica. Tra queste, le righe dell’idrogeno, in particolare la riga detta H alpha, con lunghezza d’onda di 6563 Angstrom. Altre righe importanti sono quelle del sodio, del calcio ionizzato, ecc…

Con l’identificazione delle righe in assorbimento in uno spettro stellare, è possibile effettuare un’analisi chimica qualitativa dell’atmosfera di una stella. Più difficile si presenta un’analisi quantitativa,che permetta di determinare la percentuale dei diversi elementi atomici presenti. L’intensità di una riga in assorbimento non dipende infatti soltanto dal numero degli atomi che la producono, ma anche da altri parametri, quali temperatura e pressione.

Dalla relazione tra gli spettri delle stelle (dai quali é possibile risalire, oltre che alla composizione chimica delle stelle stesse, anche alla loro temperatura) e le loro magnitudini (o luminosità) si é ottenuta gran parte dell’attuale conoscenza sull’evoluzione stellare (v. il Diagramma di Hertzsprung-Russell).

I tipi spettrali sono i seguenti: 

• Classe O : hanno temperature superficiali superiori ai 30mila gradi, in grado di ionizzare perfino l’elio. Presentano quindi nel loro spettro le righe dell’elio ionizzato. Sono stelle relativamente rare. 
• Classe B : la loro temperatura superficiale e’ compresa tra circa 15mila e 25mila gradi. Sono piu’ comuni di quelle di classe O, ma ancora piuttosto rare. 
• Classe A : sono stelle di temperatura compresa tra 8 e 12mila gradi circa, e sono molto numerose. Nel loro spettro dominano le righe dell’idrogeno. A questo tipo spettrale appartengono per esempio Sirio, Vega e Altair. 
• Classe F : sono le stelle con temperature comprese tra 6 e 8mila gradi, nel cui spettro dominano le righe del calcio ionizzato. La Stella Polare appartiene a questo tipo spettrale. 
• Classe G : e’ la classe alla quale appartiene il Sole, quella delle stelle con temperature superficiali di 4-6mila gradi e caratterizzate dalle righe dei metalli e del calcio ionizzato nel loro spettro. 
• Classe K : hanno temperature comprese tra 3500 e 5000 gradi e uno spettro caratterizzato dalle righe dei metalli e del calcio neutro. 
• Classe M : e’ la classe alla quale appartengono per esempio Betelgeuse e Antares. Hanno temperature superficiali di 2-3mila gradi e sono caratterizzate dalle righe dell’ossido di titanio. 
• Classe S : hanno le stesse temperature della classe M, ma possiedono le righe dell’ossido di zirconio nel loro spettro. Sono molto rare. 
• Classi R e N : hanno anch’esse le temperature delle stelle di classe M, ma il loro spettro e’ dominato dal carbonio e vengono dette percio’ anche “stelle al carbonio”. Sono stelle piuttosto rare. 

Ognuno di questi tipi spettrali e’ a sua volta suddiviso in sottoclassi, contrassegnate con numeri da 0 a 9 (per esempio il Sole e’ una stella di tipo spettrale G5).
A parita’ di temperatura superficiale e quindi di colore, le stelle possono avere una diversa luminosita’. Gli astronomi hanno quindi introdotto anche alcune classi di luminosita’ per catalogarle. Per esempio, due stelle che abbiano la stessa temperatura superficiale ma diversa luminosita’, devono avere una diversa superficie irradiante e un diverso volume, perche’ la luminosita’ di una stella e’ proporzionale alla sua superficie. Ricordiamo infatti che la luminosita’ e’ l’energia emessa in un secondo dall’intera superficie della stella; a parita’ di temperatura, la quantita’ di energia emessa per unita’ di tempo e di superficie e’ la stessa, quindi una diversa luminosita’ e’ dovuta ad una diversa estensione della superficie irradiante.
Le stelle si dividono quindi in supergiganti, giganti e nane. Esse differiscono non soltanto per le loro dimensioni, ma anche per la densita’: le stelle giganti e supergiganti sono molto rarefatte ed “espanse”, mentre le nane sono piu’ dense, piccole e compatte. Le nane bianche costituiscono in un certo senso un prolungamento di questa scala, essendo piu’ piccole e compatte delle stelle di sequenza principale.
Bisogna sottolineare che non c’e’ necessariamente una relazione tra le dimensioni e la massa di una stella: Antares, che ha un diametro di 480 volte quello del Sole, ha una massa soltanto 20 volte piu’ grande, mentre esistono nane bianche con massa pari a quella del Sole ma diametro pari a 1/200 di quello solare.