Un tipo particolare di spettro continuo è quello emesso dal corpo
nero.
Si definisce corpo nero un corpo ipotetico che quando è freddo
assorbe la radiazione di ogni lunghezza d'onda e perciò 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", cioè l'intensità
della radiazione alle varie lunghezze d'onda, è fissata e dipende
solo dalla temperatura del corpo. Il punto di massima intensità
della radiazione si trova ad una lunghezza d'onda inversamente proporzionale
alla temperatura.
La fotometria astronomica si basa sul concetto di magnitudine,
che è la misura dell'intensità della luce emessa da un astro.
Essa deriva il suo nome dal termine latino "grandezza", perchè anticamente
si pensava che le stelle più luminose fossero anche le più
grandi. Per questo motivo, gli antichi astronomi avevano suddiviso le stelle
in 6 classi di grandezza: le stelle di 1a grandezza erano le
più luminose, quelle di 6a le più deboli.
La scala delle magnitudini odierna rispecchia questa terminologia,
così il numero che indica la magnitudine cresce col diminuire dello
splendore. La magnitudine dei corpi celesti più luminosi (come il
Sole, Venere o Giove) viene indicata addirittura con un numero negativo.
La scala delle magnitudini non è lineare, ma geometrica: due
stelle il cui rapporto di intensità luminosa è 100 differiscono
di 5 magnitudini, mentre differiscono di una magnitudine quando il loro
rapporto di luminosità è pari a 2,512. Ad occhio nudo si
possono osservare solo astri fino circa alla sesta magnitudine, mentre
al telescopio si vedono oggetti di intensità molto minore, cioè
di magnitudine maggiore, fino ad oltre 23.
Queste considerazioni si riferiscono all'energia luminosa di un astro
che giunge a Terra, cioè alla sua magnitudine apparente:
se due stelle uguali sono poste a distanze diverse da noi, la più
vicina ci appare più luminosa. A parità di luminosità
intrinseca, la magnitudine apparente di un oggetto è inversamente
proporzionale al quadrato della distanza dell'oggetto stesso. Per stabilire
una scala di luminosità reale, indipendente dalla distanza, si pongono
idealmente tutti gli astri ad una stessa distanza, pari a 10 parsec
(32.6 anni luce), e si definisce magnitudine assoluta di tali astri
la magnitudine apparente che avrebbero a quella distanza. Per esempio,
il Sole ha una magnitudine apparente di -26.5, a causa della sua vicinanza,
ma se fosse posto a 10 parsec da noi, ci apparirebbe una stella di magnitudine
4.8, che è infatti la sua magnitudine assoluta. La magnitudine assoluta
di un astro (che viene indicata con M) e quella apparente (indicata con
m) sono legate alla sua distanza d dalla relazione
M = m - 5 Log (d/10)
dove d è espressa in parsec.
La magnitudine, inoltre, dipende dallo strumento con il quale viene
misurata: un astro emette a tutte le lunghezze d'onda, anche se più
intensamente in certe bande spettrali e meno in altre. I rivelatori, invece,
sono sensibili solo in un determinato intervallo: certi sono sensibili
alla luce rossa, altri nel blu, alrti nell'infrarosso, ecc... Spesso in
astrofisica ci si riferisce alla magnitudine di una stella in una data
banda spettrale, piuttosto che a quella totale. Per misurare la magnitudine
di una stella in una banda, occorrono un rivelatore e dei filtri che blocchino
la radiazione al di fuori di quell'intervallo di lunghezze d'onda.
Lo spettro di una stella è a righe di assorbimento. Sotto certe ipotesi, la parte continua di questo spettro può essere approssimata con quello di un corpo nero di temperatura pari a quella della superficie della stella, anche se a rigore una stella non è 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 più si avvicina a quello della stella, si attribuisce a questa la stessa temperatura del corpo nero. Il colore è determinato dalla regione dello spettro nella quale l'intensità della luce è 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 intensità nella regione gialla della banda ottica, e la sua temperatura superficiale è 5780 gradi Kelvin.
Come abbiamo detto, ogni elemento chimico emette
ed assorbe determinate lunghezze d'onda. Se è presente negli strati
esterni di una stella, un elemento produce una riga in assorbimento, cioè
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...
I tipi spettrali sono i seguenti:
Il diagramma HR e i vari tipi di stelle
Nel diagramma HR la luminosità o la magnitudine
assoluta della stella viene riportata sull'asse delle ordinate, con valori
crescenti, mentre la temperatura lungo l'asse delle ascisse, con valori
decrescenti. Sì è scoperto che le stelle non si distribuiscono
in modo casuale in questo diagramma, ma la maggior parte di esse è
raggruppata lungo una fascia che attraversa il piano in diagonale, dalle
alte alle basse temperature e luminosità.
Questa fascia viene detta sequenza principale ed è caratterizzata
dal fatto che lo splendore e la temperatura delle stelle decresce regolarmente
dall'alto verso il basso. La luminosità delle stelle della sequenza
principale dipende dalla loro massa, quindi essa è anche una sequenza
di masse, che decrescono dall'alto verso il basso. La sequenza è
composta di stelle nane e di giganti blu; queste ultime si trovano nella
regione in alto a sinistra del diagramma HR.
Altre stelle sono concentrate in alto a destra nel
diagramma, cioè nella regione delle alte luminosità e delle
basse temperature; questa è la regione delle giganti
rosse. Gli strati esterni di queste stelle sono molto espansi e quindi,
pur non avendo alte temperature, hanno una superficie irradiante grandissima
e un'alta luminosità.
Altre stelle ancora si raggruppano in basso a sinistra,
ad alte temperature e basse luminosità: si tratta delle nane
bianche, stelle molto piccole, calde e compatte. Esse emettono grandi
quantità di energia per unità di superficie, essendo caldissime
come le stelle bianche di sequenza principale, ma dato che hanno dimensioni
ridotte, la superficie irradiante e quindi la luminosità totale
è bassa.
La regione sulla destra del diagramma, a temperature
inferiori ai 2000 gradi circa, è quella delle cosiddette stelle
di pre-sequenza, quelle cioè che non hanno ancora temperature
centrali sufficienti a provocare la fusione dell'idrogeno in elio. Esse
si distribuiscono all'incirca lungo una linea verticale sulla destra, e
quando il loro nucleo si riscalda e incomincia la fusione nucleare, si
spostano verso la sequenza principale, ciascuna nel punto che corrisponde
alla propria massa.
Infine, ci sono stelle che popolano una regione detta
ramo
orizzontale, cioè una striscia orizzontale corrispondente a
magnitudini assolute intorno a circa 0.5. Queste sono stelle di piccola
massa, che bruciano elio nel nucleo; si tratta di una fase successiva alla
sequenza principale.
Notiamo che la probabilità che una stella popoli una regione
del diagramma è proporzionale alla durata della fase corrispondente.
Le stelle che si trovano in sequenza sono quelle che bruciano idrogeno
nel loro nucleo, trasformandolo in elio. Dato che l'idrogeno è un
elemento molto abbondante nelle stelle, questa fase dura molto a lungo
e perciò è più probabile osservare una stella in questa
regione del diagramma. Le altre fasi evolutive, corrispondenti alle regioni
delle giganti rosse, o del ramo orizzontale, sono molto più rapide
e quindi è meno probabile osservarvi delle stelle.
I metodi di indagine della spettroscopia e della fotometria astronomica
vengono applicati non soltanto alle stelle, ma anche agli ammassi
stellari e alle galassie; si possono definire
i colori di una galassia, o il suo spettro, esattamente come per una stella
singola. Essi risulteranno dalla sovrapposizione dell'emissione delle varie
stelle che compongono la galassia.
Immagini della galassia NGC 300 in diverse bande spettrali:
dall'alto verso il basso, nel continuo radio, nel radio
alla lunghezza d'onda di 21 cm, nel lontano infrarosso,
nella riga Halpha, nella banda ottica e nella banda X.