Ciò che può rivelare lo spettro di una stella

 

Tutti gli elementi della tavola periodica se sollecitati, emettono uno spettro caratteristico diverso uno dall'altro.

 

Così lo studio dello spettro di una stella può rivelare la sua composizione.

Prendiamo in esame la nebulosa Occhio di Gatto.

Nebulosa nella costellazione boreale del Dragone,è stata scoperta da William Herschel Il 15 febbraio 1786, la prima nebulosa planetaria il cui spettro venne analizzato, ad opera dall'astronomo amatoriale inglese William Huggins nel 1864.
La Nebulosa Occhio di Gatto (conosciuta anche con i numeri di catalogo NCG 6543 e C 6) è una nebulosa planetaria
La nebulosa planetaria è stata studiata approfonditamente nel corso degli anni; è relativamente brillante, possiede una magnitudo apparente pari a 9,8 e un'alta luminosità superficiale, sebbene le sue dimensioni apparenti siano piuttosto ridotte.Per studiarla si ricorre tra le altre tecniche allo studio del suo spettro.

Lo spettro in fisica è la figura di diffrazione creata dalla scomposizione della luce o, più in generale, da quella delle radiazioni elettromagnetiche proveniente da una sorgente in funzione della lunghezza d'onda (o, il che è equivalente, della frequenza o del numero d'onda) mediante il passaggio attraverso un prisma di vetro o un reticolo di diffrazione. Lo studio degli spettri permette di individuare univocamente una certa specie chimica, infatti, il modello atomico di Bohr prevede che un atomo possa assorbire o emettere radiazione elettromagnetica di lunghezza d'onda ben determinata che cambia a seconda dell'elemento o ione che si osserva.

Per ottenere uno spettro di una stella  si utilizza il seguente sistema. La luce emessa dalla stella (o più in generale da una qualsiasi sorgente luminosa) passa attraverso una sottile fenditura posta nel piano focale di una lente. L'insieme fenditura-lente costituisce il collimatore. Dalla lente emerge un fascio di raggi paralleli che incide ortogonalmente sul reticolo. I raggi trasmessi dal reticolo secondo una certa direzione θ sono focalizzati da un sistema di due lenti, che costituiscono il telescopio, e possono essere osservati direttamente con l'occhio. Si osservano delle righe caratteristiche solo a determinati angoli, come previsto dalla relazione:

Gli spettri a righe e gli spettri a bande sono emessi da gas e vapori a pressione non troppo elevate. I primi sono dovuti ad atomi isolati, i secondi a molecole biatomiche o pluriatomiche. Essi sono caratteristici degli elementi che li emettono; non vi sono spettri comuni a due elementi e neppure singole righe. Questo è dovuto alle differenze energetiche tra gli orbitali dei vari atomi. Quando un elettrone eccitato scende di uno o più orbitali, emette un fotone la cui energia è data da:

 

dove h è la costante di Planck e ν la frequenza della radiazione. Nell'atomo di idrogeno, i salti quantici di un elettrone tra gli orbitali sono descritti dall'equazione di Rydberg:

 

 

 

con ni>nf che rappresentano i livelli energetici iniziale e finale, me ed e rispettivamente la massa e la carica dell'elettrone, c la velocità della luce, h la costante di Planck edla costante dielettrica nel vuoto. Nello spettro dell'idrogeno questa relazione rende conto perfettamente della presenza di alcune serie di righe, chiamate di Lyman, di Balmer e di Paschen. La serie di Balmer è l'unica a cadere nel visibile, e corrisponde alla transizione dai livelli più energetici al livello 2; la riga più importante di questa serie è chiamata Hα, la sua lunghezza d'onda è circa 6563 Å, che corrisponde a radiazione rossa, ed è data dalla transizione dell'elettrone tra i livelli 3 e 2. Il fatto che non esistano atomi con spettri uguali è alla base della spettroscopia.

Gli spettri continui sono invece emessi da solidi e liquidi portati a temperatura elevata, è il caso di una lampadina, o dal plasma di cui sono composte le stelle. Le caratteristiche degli spettri di emissione dipendono dalla temperatura di equilibrio, e si può dire che con buona approssimazione alla stessa temperatura tutti i corpi hanno lo stesso spettro di emissione. Spettri ad emissione sono quelli provenienti dalle nebulose o dalle nubi di gas interstellare.