Sabato 27 settembre 2025 presso la Specola Vaticana si è tenuto il Congresso di Spettroscopia organizzato da Adriano Lolli e Claudio Costa (il report dell’incontro è disponibile a pagina 212 a cura di Frida Paolella). Fra i relatori Lorenzo Franco ha presentato il suo lavoro sulla Spettroscopia per gli Astrofili. A seguire il testo completo in esclusiva per i lettori di Coelum.

Premessa

La spettroscopia è spesso vista dagli astrofili come un argomento di nicchia, riservato esclusivamente agli specialisti, e di cui non si comprende appieno l’importanza e la vasta portata. Con questo articolo, desidero invece dimostrare quanto la spettroscopia rappresenti un argomento fondamentale che dovrebbe essere compreso e praticato anche dagli astrofili. Certo, come per ogni nuova disciplina, è necessaria una fase iniziale di studio e apprendimento dei concetti di base: questo permetterà, in seguito, di procedere più rapidamente nelle fasi di osservazione, riduzione e analisi dei dati raccolti.

Cosa Rappresenta la Spettroscopia

Tutti gli astri irradiano energia sotto forma di radiazione elettromagnetica, coprendo l’intero spettro: dai raggi gamma fino alle onde radio. Tuttavia, la porzione che possiamo vedere (luce visibile) è solo una minuscola finestra dell’intero spettro. La spettroscopia astronomica è la tecnica che si propone di registrare e misurare con precisione il flusso luminoso emesso dalle stelle. L’analisi dei diversi “colori” della luce (che corrispondono alle lunghezze d’onda e, di conseguenza, all’energia dei fotoni emessi) ci fornisce dati cruciali. Possiamo immaginare i fotoni come dei messaggeri che viaggiano attraverso lo spazio. La spettroscopia non è altro che lo strumento che ci permette di “decifrare” la luce e di estrarre tutte le informazioni fisiche sulle sorgenti che l’hanno prodotta. In sintesi, lo spettro rappresenta l’impronta digitale unica delle caratteristiche fisiche dell’oggetto celeste.

Cosa ci Racconta uno Spettro

Lo spettro stellare è definito da tre componenti fondamentali (fig. 2): a) il profilo del continuo spettrale, b) le righe di assorbimento/emissione, c) l’aspetto e spostamento delle righe. Tutte queste caratteristiche dello spettro rappresentano la chiave per comprendere la natura fisica e la struttura delle sorgenti stellari, come approfondiremo di seguito con maggiore dettaglio.

Profilo del continuo (temperatura)

Esiste una forte correlazione tra il profilo spettrale, la temperatura superficiale e il colore di una stella. Le stelle emettono principalmente radiazione elettromagnetica di tipo termico, la cui distribuzione è descritta dalla caratteristica curva di Planck (emissione di corpo nero). Questo concetto è ben esemplificato dal sistema binario Albireo (A e B), riportato in fig. 3 (pagina a seguire): le cui componenti sono rispettivamente di colore arancione, con una temperatura di circa 4300 K, e di colore blu, con una temperatura di circa 11000 K.

Attraverso il colore, è possibile giungere a una prima classificazione spettrale, come dimostrato dal lavoro pionieristico di Padre Angelo Secchi. Egli propose inizialmente una classificazione basata su tre classi: I – Stelle bianco-azzurre, II – Stelle giallo-arancione, III – Stelle rosse. Oggi, la classificazione stellare è molto più raffinata ed è rappresentata dal diagramma Hertzsprung-Russell (H-R). Questo diagramma colore-luminosità mette in relazione la temperatura (determinata dal colore) delle stelle con la loro luminosità intrinseca (magnitudine assoluta). Conoscendo la magnitudine apparente (o visuale) di una stella e la sua classe spettrale (che permette di stimarne la magnitudine assoluta tramite il diagramma H-R), è possibile risalire a una stima approssimata della sua distanza utilizzando il metodo della parallasse spettroscopica (fig. 4).

Righe di assorbimento (elementi chimici)

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L’articolo è pubblicato in COELUM 277 VERSIONE CARTACEA