di Alessandro Ravagnin e Stefano Ciroi

Negli ultimi anni la spettroscopia amatoriale ha compiuto un salto qualitativo notevole, soprattutto grazie alla disponibilità di spettroscopi accessibili alla community di appassionati, sempre più performanti e dal prezzo sempre più contenuto. Tra questi si può citare il Sol’Ex ideato e progettato da Christian Buil, noto spettroscopista francese, lo StarAnalyzer e l’Alpy 600 commercializzati dalla ditta francese Shelyak, il Dados della Baader e l’ultimo nato, l’SHG 700 introdotto ad inizio 2025 dalla neo-nata ditta vietnamita MLAstro, che rappresenta già un punto di riferimento per chi desidera andare oltre la semplice fotografia astronomica e iniziare ad analizzare il contenuto fisico della luce proveniente da stelle, nebulose e pianeti. Questo articolo racconta lo sviluppo di un percorso osservativo che ha portato, in soli pochi mesi, alla produzione di spettri a medio/alta risoluzione di oggetti celesti finora osservati quasi esclusivamente in ambito professionale, con la speranza che possa essere di ispirazione per tutti gli astrofotografi volenterosi che desiderano andare un po’ oltre i propri “limiti” e la propria passione per le “semplici” riprese DeepSky o planetarie.

Concetti Chiave

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Per comprendere appieno le potenzialità degli spettroscopi e quindi il tipo di osservazioni che rendono possibili, è utile introdurre brevemente i concetti fondamentali che governano la spettroscopia, a partire da due parametri chiave: la dispersione e la risoluzione. Il primo termine indica la capacità dello strumento di “disperdere” la luce, ossia di scomporla nei suoi colori che corrispondono a diverse lunghezze d’onda (o frequenze). In particolare il blu/violetto è la regione dello spettro a lunghezza d’onda più corta (frequenza più alta) mentre il rosso è la regione a lunghezza d’onda più lunga (frequenza più bassa). La dispersione data dallo spettroscopio si misura in unità di Å/mm (ångström per millimetro), che diventano Å/px una volta che un sensore digitale è montato sul suo piano focale. La risoluzione è invece la capacità dello strumento di separare righe spettrali molto vicine tra loro in lunghezza d’onda. È un parametro adimensionale definito come il rapporto tra la lunghezza d’onda osservata (λ) e la minima differenza tra due righe ancora distinguibili (Δλ), ovvero R = λ/Δλ. Nella pratica la risoluzione si calcola dal rapporto fra la posizione del picco di una riga spettrale e la sua larghezza a metà altezza, tecnicamente indicata con l’acronimo FWHM (Full Width at Half Maximum).
In uno spettroscopio classico, maggiore è la risoluzione spettrale e più strette sono le righe spettrali, ma allo stesso tempo più piccolo è il valore della dispersione e quindi l’intervallo di lunghezze d’onda registrato dal sensore. Infatti una maggiore dispersione della luce corrisponde a un minor valore in unità di Å/px. L’aumento della dispersione causa una diminuzione dell’intensità della radiazione che colpisce il sensore per unità di superficie e questo rende necessario l’aumento dei tempi di esposizione. La situazione diventa critica oltre una certa soglia temporale in quanto le flessioni meccaniche del sistema telescopio+spettroscopio+camera causano, come vedremo più avanti, lo spostamento dello spettro sul piano del sensore.
Nel contesto spettroscopico la risoluzione è comunemente suddivisa in tre intervalli, ciascuno dei quali associato a specifiche applicazioni astrofisiche e a un diverso livello di sensibilità nella misura delle velocità radiali tramite effetto Doppler.
• Bassa risoluzione (R < 1000): adatta a misure dello spettro che non richiedono elevata precisione. A questo livello è possibile rilevare solo moti veloci, con variazioni di velocità superiori ai 100-150 km/s, come nel caso dell’espansione di supernovae, dei venti stellari intensi (es. stelle Wolf-Rayet) oppure del redshift e della rotazione delle galassie.
• Media risoluzione (R ≈ 1000–10000): consente di analizzare più in dettaglio righe di emissione e assorbimento in oggetti estesi e stelle. Corrisponde a velocità di 30 – 100 km/s e rende possibile lo studio della dinamica di nebulose planetarie, dei venti stellari, e dei sistemi binari di stelle.
• Alta risoluzione (R > 10000): necessaria per indagare in modo dettagliato i profili Doppler delle righe, le turbolenze atmosferiche stellari, la rotazione differenziale dei pianeti o l’espansione stratificata dei gusci gassosi. In questo regime è possibile raggiungere sensibilità dell’ordine di 10 km/s in condizioni ottimali, pur considerando i limiti imposti dal seeing nelle osservazioni da Terra.

Lo Spettroscopio SHG 700

Lo SHG 700 nasce come evoluzione meccanica e ottica del progetto Sol’Ex di Christian Buil, inizialmente pensato per la spettroeliografia solare. L’idea del progettista Minh Truong Nguyen è stata quella di dotare lo strumento di una struttura solida in alluminio lavorato CNC, ottiche dedicate, e controlli micrometrici su fenditura, reticolo e fuoco. Il risultato è uno spettroscopio capace di raggiungere risoluzioni teoriche superiori a R = 20000, perfettamente utilizzabile anche su oggetti deboli e in condizioni di lunga esposizione.
Una delle sue peculiarità è la modularità: può montare fenditure fisse tra 7 e 50 micron, reticoli da 300 a 2400 l/mm, ed è compatibile con camere raffreddate e moduli di guida fuori asse. L’ottimizzazione delle ottiche consente di coprire un ampio range spettrale con qualità superiore rispetto ai predecessori. È possibile ordinare solo l’housing di alluminio per poter montare le ottiche, la fenditura ed il reticolo commercializzati da Shelyak per il Sol’Ex, o il prodotto completo, assemblato e calibrato in fabbrica con fenditura al quarzo da 7 µm di larghezza e 6 mm di lunghezza, reticolo olografico da 2400 l/mm e due gruppi ottici da 72 mm di focale.
L’unico limite riscontrato in fase di utilizzo è legato alla compatibilità meccanica con le camere raffreddate tipo la ASI2600, che richiede l’apertura della scocca per una maggior estrazione del gruppo lenti rispetto alla posizione di progetto. Tale estrazione (poco meno di 1 cm) comporta un leggero aumento della vignettatura ed una maggior curvatura del piano con conseguente leggera sfocatura dello spettro sui lati del campo di vista.
Il lavoro descritto in questo articolo ha avuto lo scopo di verificare le effettive capacità dello strumento nella spettroscopia ad alta risoluzione di oggetti deboli, testando l’SHG 700 anche su alcuni oggetti estesi al limite del setup strumentale, in particolare nebulose planetarie luminose. La strategia ha incluso la calibrazione dello strumento, la misura della risoluzione reale e l’ottimizzazione delle pose lunghe, affrontando in modo sistematico i problemi connessi alle flessioni meccaniche e alla deriva dello spettro sul sensore.

Setup e Calibrazione

Le osservazioni sono state condotte con il seguente setup (Figura 2):

• Telescopio: Celestron C11HD (f/10, D=280 mm)
• Montatura: SkyWatcher EQ8 I
• Spettroscopio: SHG 700 MLAstro (reticolo da 2400 l/mm, ottiche 1×)
• Fenditura: 7 µm (0.52 arcsec in cielo)
• Camera di ripresa: ZWO ASI2600MM (pixel 3.76 µm)
• Camera guida: ZWO ASI432MM (pixel 9 µm)

Con questo setup si è ottenuta una dispersione reale di circa 0.17 Å/px in corrispondenza della riga Hα 6563 Å e 0.2 Å/px in corrispondenza della riga [O III] 5007 Å e una risoluzione effettiva pari a circa 14000 verificata misurando la larghezza delle righe della lampada per la calibrazione in lunghezza d’onda e calcolando il rapporto λ/FWHM; assumendo un profilo gaussiano delle righe si può usare anche la sigma che è circa 0.4247 x FWHM.
L’intervallo di lunghezze d’onda coperto con la ASI2600MM è di poco superiore ai 1000 Å (variabile a seconda della zona dello spettro selezionata), con però una forte vignettatura sui bordi dello spettro. Una comoda ruota azionabile manualmente in modo grossolano o finemente con una vite micrometrica permette di ruotare il reticolo per coprire un intervallo di lunghezze d’onda che va da circa 3800 Å a circa 7000 Å (per un vincolo meccanico della ruota, aggirabile comunque per poter arrivare fino a 8500 Å).

Un punto chiave del lavoro è stato lo sviluppo di un sistema di calibrazione in lunghezza d’onda low-cost: una lampada al Neon/Argon dismessa dal catalogo dei prodotti elettrici per impianti civili, inserita in un cassettino portafiltri ZWO modificato e stampato in 3D progettato assieme a Christian Privitera (Figura 3). La lampada permette di ottenere uno spettro di confronto ricco di righe di emissione strette che si trovano a lunghezza d’onda nota ed è quindi utilissima per allineare correttamente e calibrare con accuratezza le osservazioni scientifiche (Figura 4).
Un secondo aspetto altrettanto critico riguarda, come già accennato prima, la stabilità meccanica dell’intero treno ottico, un requisito fondamentale per uno spettroscopio. Lo è ancor di più in condizioni di alta risoluzione poiché l’uso di fenditure molto strette e reticoli ad alta dispersione rende il sistema estremamente sensibile a minimi spostamenti angolari o flessioni o dilatazioni termiche. La conseguenza è una variazione continua e incontrollata dell’intervallo di lunghezze d’onda registrato che richiederebbe l’acquisizione dello spettro della lampada di calibrazione prima o dopo ogni posa. È infatti possibile verificare facilmente che anche piccole derive, se non misurate e tenute sotto controllo, impediscono uno stacking efficace di più pose compromettendo la nitidezza delle righe oltre a falsificarne la larghezza e il profilo. Questo è particolarmente importante quando si lavora con telescopi amatoriali da 25–30 cm, dove la luce raccolta è limitata e ottenere un buon rapporto segnale/rumore richiede l’integrazione di molte esposizioni lunghe.
La possibilità di sommare correttamente più pose è infatti l’unico modo per ottenere spettri scientificamente utili in alta risoluzione con strumenti amatoriali su oggetti che non siano solo stelle di magnitudine inferiore alla 4 o 5.
Nel caso del presente setup, le flessioni residue sono risultate contenute, con una deriva misurata attorno a 0.7 pixel/ora, equivalenti a circa 0.14 Å/ora, valore che consente integrazioni fino a 1000 secondi senza perdita sensibile di risoluzione. La misura è stata eseguita durante una sessione di integrazione continua della durata di 3 ore, puntando un target alto in cielo e prossimo al meridiano nella fase centrale dell’osservazione (Figura 5). La deriva è stata quantificata confrontando lo spostamento in pixel tra il primo e l’ultimo frame acquisito.

È importante notare che, a differenza di quanto avviene in astrofotografia classica, dove software come PixInsight, DSS o Autostakkert consentono l’allineamento automatico dei frame, nella spettroscopia tali strumenti non sono applicabili. Le righe spettrali non sono riferimenti fissi facilmente riconoscibili, la geometria dello spettro può essere leggermente curvata o inclinata, e le flessioni meccaniche causano spostamenti dello spettro da una posa all’altra che non sono perfettamente lineari lungo l’asse di dispersione. Ne consegue che l’allineamento deve essere eseguito a mano, frame per frame, tipicamente in software grafici come GIMP o attraverso script personalizzati, con attenzione estrema al mantenimento della coerenza spaziale.
Nel setup utilizzato in questo lavoro, con fenditura da 7 µm, lente collimatrice con rapporto di ingrandimento x1 e camera di ripresa con pixel da 3.76 µm di lato, la fenditura è proiettata sul sensore con un campionamento di 1.86 pixel. Nel caso specifico del C11HD a f/10, il disco di Airy proiettato sul piano focale, dove si trova la fenditura, ha una FWHM teorica di circa 5.6 µm (a 5500 Å). Questo valore è comparabile con la larghezza della fenditura utilizzata (7 µm, corrispondenti a 0.52 arcsec di cielo).
Considerando che, secondo il criterio di Nyquist, servirebbero almeno 2–3 pixel per una campionatura ottimale della riga spettrale, uno shift anche solo di 1 pixel lungo l’asse della dispersione riduce la risoluzione utile di circa del 35%. In altre parole, se per esempio la riga Hα ha originariamente una FWHM di 2 pixel (0.34 Å, quindi R ≈ 20.000), uno shift non corretto porta ad allargarla a 3 pixel (R effettivo ≈ 13.000), riducendo quindi il potenziale dello strumento.
Per questo motivo, il controllo della stabilità meccanica e un allineamento accurato dei frame non sono semplici dettagli tecnici, ma condizioni indispensabili per sfruttare pienamente la capacità risolutiva di uno spettroscopio ad alta dispersione montato su un telescopio amatoriale soprattutto nelle serate dove il seeing permette di lavorare sotto al secondo d’arco, e quindi vicino alla risoluzione teorica dell’ottica.

Osservazioni

Arriviamo quindi alla parte osservativa del lavoro: le notti tra marzo e aprile 2025 sono state dedicate ad una serie di riprese spettroscopiche di tre fra le più luminose e iconiche nebulose planetarie dell’emisfero boreale: NGC 2392, M 57 e NGC 6543. Sono state scelte per la loro intensità nelle righe di emissione dell’ossigeno due volte ionizzato ([O III] 4959, 5007 Å) e di Hβ (4861 Å) e Hα (6563 Å) e per la tipica velocità di espansione del gas di 10-50 km/s che consente di testare la risoluzione spettrale raggiungibile con lo spettroscopio SHG 700 accoppiato al telescopio C11HD e la camera ASI2600MM. Per ogni oggetto sono state effettuate sequenze di pose da un minimo di 180 secondi fino ad un massimo di 500 secondi ciascuna, accumulate nel corso di più nottate, per massimizzare il rapporto segnale/rumore e mantenere il controllo sulla deriva. I risultati sono riassunti in Figura 7 e Figura 8 in fondo all’articolo.

NGC 2392 – Eskimo Nebula

È stata la prima ad essere osservata, prima con la fenditura posizionata in direzione Est/Ovest (Figura 6a) poi in direzione Nord/Sud (Figura 8, in alto), e si è subito distinta per la complessità del suo spettro, che mostra una forma a doppia cuspide tanto elegante quanto inattesa. Le righe di Hα e soprattutto di [O III] si presentano marcatamente allargate e strutturate, con morfologie differenti a seconda dell’orientamento della fenditura. L’analisi Doppler ha evidenziato con chiarezza la presenza di due gusci in espansione, uno più esterno e più lento, l’altro interno e decisamente più rapido, con velocità radiali fino a 180 km/s. Si tratta di un caso didattico perfetto per dimostrare come la dinamica interna di una nebulosa possa emergere direttamente nella forma e nell’asimmetria delle sue righe spettrali. Nello spettro rosso oltre ad Hα si distinguono le righe di [N II] 6548, 6583 Å. Nello spettro blu oltre alle righe nebulari [O III] 4959, 5007 Å sono ben visibili Hβ, Hγ e He II 4686 Å. Più debole è la riga aurorale [O III] 4363 Å.
Al di là del valore tecnico, questa osservazione ha rappresentato un momento speciale: vedere comparire a monitor quei pochi pixel appena marcati (Figura 6b), persi nella marea di rumore, e scoprire che erano davvero righe di emissione, è stato un istante di autentica emozione. Soprattutto perché nel panorama amatoriale non esistono testimonianze di spettri simili su questo oggetto.

Il fatto che “ci fosse davvero qualcosa” da vedere, e che fosse leggibile in modo così chiaro, ha restituito tutta la magia della ricerca scientifica, quella sensazione rara e potente di aver aperto una piccola finestra su qualcosa che nessuno aveva ancora esplorato con mezzi simili.
Le prime riprese sono state effettuate la sera del 3 Aprile 2025 (angolo di posizione 90°) dalle ore 22.30 alle 23.30 tempo locale con un tempo di esposizione di 1 ora (12 pose da 300 s ciascuna) e il target alto sull’orizzonte da 49° a 39° e luna al 37%. Il target è stato ri-osservato le notti del 7 e 8 Aprile 2025 (angolo di posizione 0°), dalle ore 21.00 alle 23.30 tempo locale, col target alto sull’orizzonte dai 60° ai 36° e Luna illuminata al 75-85%. Il tempo di esposizione totale è stato di circa 4.3 ore (31 x 500 s).

M 57 – Ring Nebula

Ripresa in due sessioni da 7×500 s e 36×500 s, la nebulosa Anello ha restituito uno spettro estremamente simmetrico, dominato dal doppietto di [O III], dove le righe mostrano la classica struttura a doppio lobo Doppler. Questo è il segno di un guscio in espansione pressoché omogeneo, con le due ali (blue e red-shiftate) ben bilanciate rispetto al centro sistemico. Il profilo ottenuto è in accordo con i modelli morfo-cinematici presenti in letteratura e offre quindi una splendida conferma sperimentale a livello amatoriale. In aggiunta sono visibili Hβ e He II 4686 Å.
I dati sono stati ottenuti le notti del 30 Maggio e del 1 e 2 Giugno 2025 dalle 23.15 alle 04.30 tempo locale, con l’altezza del target che è variata da 29° a 73° e con Luna tramontata o molto bassa sull’orizzonte.

NGC 6543 – Cat’s Eye Nebula

Ultima in ordine di esecuzione, ma la più brillante in [O III], la Cat’s Eye si è rivelata estremamente interessante anche per la presenza di righe deboli ma visibili di He I 4471, 4921, 5016 Å e [Ar IV] 4710, 4740 Å. Le righe spettrali con rapporto segnale/rumore più alto appaiono sdoppiate e leggermente asimmetriche, indicando la presenza di lobi in espansione con velocità differenti e strutture sovrapposte. Le velocità radiali misurate per i lobi principali si aggirano attorno ai 40 km/s, ma si osservano anche componenti più estese, compatibili con venti interni o emissioni stratificate. La presenza di He II 4686 Å associata alla stella centrale di tipo Of-WR(H), è indice di una temperatura superficiale molto elevata e testimonia la ricchezza spettroscopica di questo oggetto.
Sono state effettuate 9 pose da 500 s il 14 Maggio 2025 dalle 22.17 alle 23.24 tempo locale, col target ad altezza compresa tra 44° e 51° e Luna quasi piena ma ancora sotto l’orizzonte.

Conclusioni

L’utilizzo dello SHG 700 ha permesso di raggiungere risultati finora inediti in ambito amatoriale. La stabilità meccanica e ottica dello strumento, unita ad un approccio metodico nella calibrazione e riduzione dati, ha dimostrato che è possibile esplorare fenomeni fisici come l’espansione dei gas nebulari e quindi la struttura dinamica delle nebulose. Questo lavoro vuole essere sia una documentazione tecnica che un’ispirazione: con impegno, competenza e un pizzico di ingegno, anche un astrofilo può produrre dati di valore scientifico, contribuendo alla comprensione dell’universo con strumenti accessibili ma ben realizzati. Ora non resta che divertirsi su tanti altri oggetti del cielo: galassie e AGN, doppie spettroscopiche, stelle massicce Be e Wolf-Rayet, e chi più ne ha più ne metta.

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L’articolo è pubblicato in COELUM 275