Introduzione alla Spettroscopia con Star Analyser

La spettroscopia astronomica ha l’obiettivo di registrare e misurare la distribuzione nel flusso luminoso delle stelle nei vari colori.

I colori rappresentano le lunghezze d’onda e quindi l’energia dei fotoni emessi dalla sorgente. I fotoni si possono considerare come dei messaggeri e la spettroscopia rappresenta lo strumento che permette di estrarre dalla luce le informazioni fisiche sulla sorgente, come una sorta di impronta digitale. L’articolo si prefigge di fornire al lettore gli elementi introduttivi e di base necessari per orientarsi dentro l’affascinante mondo della spettroscopia.

Requisiti

E’ inutile negarlo, chi affronta la spettroscopia deve affrontare un percorso ad ostacoli che potrà risultare più semplice per gli astrofili che avranno già maturato esperienze di astrofotografia e (meglio) di fotometria. L’approdo alla spettroscopia di solito arriva al termine di un percorso evolutivo ed apre improvvisamente scenari sconfinati che portano naturalmente a porsi domande sulla tipologia delle stelle che si sta osservando. Tutti questi stimoli hanno una valenza fortemente didattica che faranno crescere la voglia di conoscere ed approfondire i fondamenti dell’astrofisica. Certo non è mia intenzione scoraggiare i neofiti, anzi. Si possono fare esperienze di spettroscopia anche in visuale, montando un reticolo di diffrazione direttamente sull’oculare. Si potranno così distinguere le differenze spettrali tra le varie stelle. Non dimentichiamo che padre Angelo Secchi, fondatore dell’astrofisica, fece così la prima classificazione delle stelle in classi spettrali

Star Analyser

Il modo più semplice ed economico per iniziare a praticare la spettroscopia è quello di dotarsi di un reticolo di diffrazione Star Analyser 100, montato come un filtro sulla camera di ripresa (Fig. 1). La versione SA 200, con una maggiore dispersione, può essere montata più vicina al sensore all’interno della ruota porta-filtri.

Il reticolo produce l’immagine delle stelle (ordine 0) con il loro spettro diffratto (ordine 1). Il filtro va ruotato opportunamente, cercando di mantenere lo spettro delle stelle a destra e in orizzontale (Fig. 2)

Le dimensioni dello spettro diffratto dipenderanno dalla focale del telescopio, dalla distanza del reticolo rispetto al sensore e dalla dimensione dei pixel di quest’ultimo. Occorrerà trovare il giusto compromesso per la propria configurazione, evitando di ottenere spettri troppo piccoli, a scapito della risoluzione, o spettri troppo dispersi, a scapito della sensibilità.

Acquisizione degli spettri

Le immagini degli spettri andranno acquisite con le stesse modalità operative utilizzate nella fotografia astronomica. Particolarmente critica è la fase di focheggiamento, da farsi su una stella luminosa di tipo A. In prima approssimazione si può mettere bene a fuoco la stella per poi cercare di migliorare il fuoco osservando le righe di assorbimento dello spettro. Spettri di stelle luminose potranno essere acquisiti con pose brevi di pochi secondi, mentre per spettri di stelle poco luminose saranno necessarie pose guidate anche di diversi minuti. Occorre porre molta attenzione al livello massimo del segnale per cercare di tenerlo al di sotto del livello di saturazione del sensore. Per i migliori risultati le immagini vanno pre-trattate con dark e flat frame e mediate per massimizzare il rapporto segnale/rumore finale.

Possiamo farci un’idea del risultato raggiungibile con l’esempio di Fig. 3 sul campo stellare intorno alla variabile DY Peg (10a mag) ripreso con Star Analyser dall’autore con una posa di 300s ed un telescopio da 20cm. Si vedono le stelle di campo con i rispettivi spettri diffratti. Notare come i due spettri evidenziati siano diversi già ad una prima visione della strisciata, proprio in ragione della diversa tipologia delle due stelle che li hanno prodotti. Si tratta infatti di una stella bianca di tipo A e di una stella rossa di tipo M.

Una sessione spettroscopica minimale consiste nell’osservazione del target di interesse assieme ad una stella di riferimento di tipo A, collocata entro pochi gradi dal target, che servirà per la calibrazione in lambda e per la correzione della risposta strumentale, concetti che approfondiremo tra poco.

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Concetti generali di Spettroscopia

Riportiamo alcuni concetti generali di spettroscopia, utili per una migliore comprensione degli argomenti trattati nelle prossime sezioni.

Ci sono tre tipologie di spettri:

Lo spettro continuo, emesso dalle sorgenti calde ad alta temperatura come le fotosfere stellari. Si caratterizza per un flusso luminoso continuo nei vari colori (Fig. 4). Flusso la cui intensità segue l’andamento caratteristico della curva di Planck (emissione di corpo nero), con un picco di intensità legato alla temperatura (legge di Wien) (Fig.5).

Lo spettro di emissione viene prodotto da una nube di gas caldo a bassa densità, come ad esempio la caratteristica nebulosa di emissione M42 in Orione. Si caratterizza con un fondo scuro (continuo assente) solcato da righe colorate (Fig. 6).

Lo spettro di assorbimento viene prodotto nello strato esterno e più freddo di una stella che assorbe parte della radiazione proveniente dal caldo strato sottostante  (emissione di corpo nero). Si caratterizza per le righe scure su fondo colorato (Fig. 7).

Le righe di assorbimento e di emissione nascondono un significato profondo che va ricercato a livello atomico con i salti quantici (Fig. 8). I livelli energetici di un atomo variano in modo discreto e le transizioni tra i livelli energetici permettono agli atomi di assorbire o emettere pacchetti di energia (fotoni) di una determinata lunghezza d’onda.  Quando un fotone libero viene assorbito da un atomo, l’elettrone salta ad un livello energetico superiore, mentre quanto un elettrone ritorna al livello energetico inferiore, viene riemesso un fotone. Le righe di assorbimento/emissione degli spettri contengono quindi informazioni sui processi atomici che le hanno generate come una sorta di  impronta digitale.

Classificazione stellare

I profili spettrali delle stelle approssimano l’andamento della curva di Planck (corpo nero) della medesima temperaturasuperficiale. Il diagramma H-R (Hertzsprung-Russell) mette in relazione la temperatura ed il colore delle stelle con la loro luminosità intrinseca (Fig. 9). La maggior parte delle stelle si colloca lungo una linea trasversale (sequenza principale) sulla quale le stelle trascorrono la maggior parte della loro vita in stato di equilibrio, producendo energia dalla trasformazione dell’idrogeno in elio all’interno del nucleo. Le stelle di sequenza principale si caratterizzano, oltre che per la temperatura-colore, anche per la loro massa. Troviamo a destra del grafico stelle di piccola massa, di bassa temperatura e di colore rosso, mentre troviamo a sinistra del grafico stelle di grande massa, calde e di colore blu.

Le stelle si classificano con un codice di temperatura-colore (O, B, A, F, G, K, M) seguito da un sottocodice numerico (0..9) e dalla classe di luminosità (I, II, III, IV, V, VI, VII). Le stelle supergiganti sono di classe I, le stelle di sequenza principale sono di classe V, le sub-nane sono di classe VI. Ad esempio:  Spica (B1 III), Vega (A0 V), Sole (G2 V), Arturo (K 1.5 III), Betelgeuse (M2 I).

Come orientarsi

lunghezze d’onda e colori

Lo spettro della luce visibile si estende (in λ) da circa 3800 a 7500 Angstrom, dal violetto al rosso. Il picco di emissione della luce solare si trova nel verde a circa 5500 Angstrom, coincidente (non a caso) con il massimo di sensibilità dell’occhio umano (Fig. 10).

Il grafico di Fig. 11 mette in relazione l’intensità dell’emissione luminosa con le lunghezze d’onda (colori). Nel grafico sono riportati gli spettri di due stelle molto diverse, Vega di tipo A0V ed il Sole di tipo G2V. La prima presenta una emissione prevalente nel violetto-blu mentre la seconda mostra una emissione maggiormente distribuita nelle colori verde e rosso. Il continuo spettrale viene prodotto dall’emissione termica, mentre le righe vengono prodotte dall’assorbimento dagli elementi chimici presenti nell’atmosfera stellare. Occorre notare inoltre la notevole differenza delle righe di assorbimento. Sulla prima stella (A0V) sono ben presenti e nette solo le righe di assorbimento dell’idrogeno, mentre sulla seconda (G2V) le righe di assorbimento sono meno nette e profonde ma molto più numerose.

Dispersione e risoluzione

Per dispersione si intende la lunghezza dello spettro sul sensore di ripresa e si misura in Angstrom/pixel.

Per risoluzione si intende la minima separazione Δλ (in Angstrom) tra due dettagli distinguibili dello spettro.

Per R (potere risolvente) si intende la minima separazione ad una determinata lunghezza d’onda (λ/Δλ).

Processo di riduzione degli spettri

Estrazione del profilo spettrale
Il primo passo sarà quello di estrarre il profilo spettrale monodimensionale (1D) dall’immagine bidimensionale (2D) acquisita (telescopio+SA+sensore).  Con la funzione di estrazione si definisce l’area di binning da cui estrarre lo spettro insieme alle due aree superiore ed inferiore, utilizzate per sottrarre dallo spettro il contributo del fondo cielo (Fig. 12).

Il profilo spettrale monodimensionale estratto (Fig. 13) si presenta come un grafico che riporta sulle ascisse i pixel e sulle ordinate gli ADU corrispondenti.

Calibrazione in lambda

Per calibrazione in lambda del profilo spettrale si intende la trasformazione della coordinata pixel in Angstrom (lunghezze d’onda). Per farlo occorrerà trovare la relazione lineare che lega i pixel agli Angstrom. La stella (ordine 0) per definizione corrisponde a zero Angstrom. Occorre trovare a quale pixel corrisponderà la riga di assorbimento Hβ a 4861 Angstrom. E’ abbastanza facile individuarla poiché si trova nella parte centrale dello spettro, vicina al picco di sensibilità dei sensori ccd/cmos. Per esercizio si potrà trovare la trasformazione anche con un semplice foglio di calcolo (Fig. 14). La pendenza della retta di regressione che unisce i due punti ci fornirà il fattore di dispersione dello spettro, in questo caso 17.3  Å/pixel.

Utilizzando il software di riduzione si raggiunge lo stesso risultato in modo più semplice e veloce (Fig. 15). Sul profilo calibrato in lambda, ritagliato sulla regione della luce visibile, sono ben evidenti le caratteristiche righe di assorbimento della serie di Balmer dell’idrogeno.

La risposta strumentale

Il profilo calibrato in lambda della stella di riferimento (Vega) segue un andamento caratteristico, con le regioni del violetto e del rosso più attenuate dalla minore sensibilità del sensore ccd/cmos agli estremi della finestra della luce visibile (profilo marrone in Fig. 16). Si tratta pertanto di un profilo strumentale che non corrisponde al reale profilo spettrale della stella.

Vega infatti è una stella bianca di tipo A0V con indice di colore (B-V) = 0 ed un picco di emissione nel violetto a circa 9000 K (profilo blu in Fig. 16). Il profilo osservato mostra invece un picco di emissione nella regione del verde, corrispondente alla regione di maggiore sensibilità del sensore. Possiamo correggere quest’anomala distribuzione del flusso luminoso utilizzando la risposta strumentale nel sensore che stiamo utilizzando.

La curva di risposta del nostro sensore (profilo arancio in Fig. 16) è prodotta dal rapporto tra il profilo acquisito (strumentale) ed il corrispondente profilo di libreria (A0V nel caso di Vega). L’atmosfera produce un assorbimento selettivo che si combina alla risposta del sensore e che dipende dall’altezza sull’orizzonte dell’oggetto osservato (massa d’aria). Per questo motivo la stella di riferimento di calibrazione deve trovarsi entro pochi gradi dal target osservato.

Correzione strumentale

Possiamo correggere il profilo strumentale, ottenuto con le nostre osservazioni, per mezzo della curva di risposta strumentale, comprensiva degli effetti di assorbimento dell’atmosfera. Il profilo corretto si ottiene dividendo il profilo strumentale con quello della risposta strumentale.

Il profilo corretto (colore rosso in Fig. 17) avrà un andamento congruente a quello di libreria e rispetterà l’effettiva distribuzione del flusso luminoso della stella osservata.

Come classificare uno spettro

Una volta acquisito e ridotto lo spettro resta il problema della sua classificazione ed interpretazione. L’argomento è complesso e richiede anche spettri con un potere risolvente ben maggiore rispetto a quello che si può ottenere con un reticolo Star Analyser. Purtuttavia possiamo tracciare alcune linee guida che ci potranno venire in aiuto, individuando tre macro gruppi di spettri. Ci si può aiutare anche con gli spettri di libreria, messi a disposizione dal software di riduzione, cercando di trovare quello che meglio approssima il nostro spettro, senza pretendere di riconoscere i sottotipi e le classi di luminosità.

Spettri (qualche esempio)

Di seguito si riportano alcuni spettri acquisiti con Star Analyser dall’autore e che potranno essere di aiuto al lettore che cercherà di interpretare gli spettri acquisiti con la propria strumentazione.

ALBIREO è uno splendido sistema binario, composto da una stella arancione (più luminosa) di tipo K3 III e da una stella blu di tipo B9.5 V. La Fig. 19 mostra rispettivamente lo spettro 2D della coppia di stelle, i due profili strumentali ed i relativi profili calibrati in lambda, corretti per la risposta strumentale. Su quest’ultimo si apprezza la notevole differenza dei due spettri. Sulla componente A (profilo arancione) il flusso luminoso è prevalentemente distribuito nella regione giallo-rossa, mentre sulla componente B (profilo blu) il flusso luminoso è spostato tutto nella regione violetto-blu.

GSC 01712-01246 è una stella rossa di tipo M3 (ripresa nel campo della variabile DY Peg). Lo spettro in Fig. 20 mostra un continuo prevalente nel rosso solcato dalle caratteristiche bande di assorbimento molecolare TiO (ossido di titanio) che contraddistinguono questo tipo di stelle.

WR 136 è una stella peculiare di tipo Wolf-Rayet che si trova all’interno della Crescent Nebula. Le WR sono rare stelle massive, molto calde e con intensi venti stellari che le fanno perdere progressivamente il guscio di idrogeno. Nello spettro di Fig. 21 si possono notare le righe di emissione dell’idrogeno e dell’elio ionizzato molto allargate per effetto Doppler prodotto dalla velocità con cui si sta espandendo il guscio intorno alla stella.

P CYGNI è una supergigante blu nella costellazione del Cigno di tipo B2, tra le più luminose della nostra galassia, nota anche come Nova Cygni 1600. Lo spettro di Fig. 22 mostra un continuo prevalente nel blu con le righe in emissione dell’idrogeno e dell’elio prodotte dalla eccitazione del guscio gassoso che circonda la stella.

Stelle di riferimento (come trovarle)

Abbiamo visto quanto sia importante acquisire una stella di riferimento vicina al target di interesse ai fini della calibrazione in lambda e per la correzione strumentale. Per riuscire a trovarle possiamo ricorrere al servizio on-line di SIMBAD (query by criteria) http://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-fsam

Per fare pratica

Per iniziare e fare pratica è consigliabile partire con stelle luminose, di cui si conosce bene la classificazione spettrale al fine di verificare la correttezza del proprio processo di acquisizione e di riduzione degli spettri (Fig. 24). Inoltre, utilizzando gli spettri di stelle delle principali tipologie (B, A, F, G, K, M), si potrà realizzare un proprio personale atlante, molto utile da un punto di vista didattico.

Conclusioni

La spettroscopia rappresenta la chiave per la comprensione delle caratteristiche fisiche delle sorgenti astronomiche. L’uso di un semplice ed economico reticolo Star Analyser può svolgere un ruolo fortemente didattico per iniziare a comprendere le basi dell’astrofisica.

Tutorial

Per venire incontro alle esigenze pratiche degli astrofili l’autore ha preparato un tutorial passo-passo per la riduzione degli spettri acquisiti con Star Analyser che si avvale del software gratuito Bass Project https://digidownload.libero.it/A81_Observatory/documenti/StarAnalyser_BASSProject_LF.pdf

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