La spettroscopia astronomica è lo studio dell'astronomia che usa le tecniche della spettroscopia per misurare lo spettro della radiazione elettromagnetica, incluse la luce visibile e le onde radio irradiate dalle stelle e da altri corpi celesti caldi.
La spettroscopia può essere utilizzata per derivare le proprietà delle galassie e delle stelle distanti, come ad esempio la composizione chimica, la temperatura, la densità, la massa, la distanza, la luminosità e, usando le misure dell'effetto Doppler, il loro moto relativo.
La spettroscopia astronomica è utilizzata principalmente per misurare tre bande di radiazione: lo spettro visibile che comprende l'infrarosso, le onde radio e i raggi X che comprendono l'ultravioletto. Mentre la spettroscopia si occupa di aree specifiche dello spettro, sono richiesti metodi differenti per acquisire il segnale in base alla sua frequenza. L'Ozono (O3) e l'ossigeno molecolare (O2), ad esempio, assorbono la luce con una lunghezza d'onda inferiore a 300 nm. Per questo motivo non è possibile studiare tali molecole facendo spettroscopia dalla Terra poiché il segnale dovuto all'atmosfera maschererebbe qualsiasi segnale extraterrestre. Da qui nasce la necessità di telescopi satellitari o di rivelatori montati su razzi. I segnali radio hanno una lunghezza d'onda maggiore dei segnali ottici e la loro rilevazione avviene con antenne.
La radiazione infrarossa, specialmente quella proveniente dal cosiddetto lontano infrarosso, viene assorbita dall'acqua atmosferica e dall'anidride carbonica. Perciò questa branca della spettroscopia, che ha dato importanti informazioni in astrofisica, ha bisogno di palloni sonda ad alta quota (stratosfera) o satelliti per potere ottenere informazioni utili. Gli strumenti sono simili a quelli usati per la spettroscopia ottica, ma comportano tutte le problematiche connesse all'uso di palloni sonda o satelliti.
Spettroscopia ottica
I fisici si interessano dello spettro solare da quando Isaac Newton usò un semplice prisma per osservare le proprietà rifrattive della luce. All'inizio del 1800, Joseph von Fraunhofer usò la sua abilità di vetraio per creare un prisma molto puro; questo gli permise di osservare 574 linee nere in uno spettro in apparenza continuo.
Successivamente lo stesso von Fraunhofer, unì un telescopio e un prisma per osservare lo spettro di Venere, della Luna, di Marte e di varie stelle come Betelgeuse. La sua società, continuò, fino alla chiusura nel 1884, a costruire e a vendere telescopi rifrattivi di alta qualità basati sul suo disegno originale.
La risoluzione di un prisma è correlata alla sua dimensione, un prisma più grande fornirà uno spettro più dettagliato, ma un incremento della sua massa lo rende inadatto a un lavoro di alta precisione. Questo problema fu risolto all'inizio del 1900 nell'Osservatorio Dominion a Ottawa in Canada con lo sviluppo di un reticolo di riflessione di alta qualità da parte di J.S.Plaskett. La luce colpendo uno specchio verrà riflessa con lo stesso angolo, tranne una piccola porzione che sarà invece rifratta con un angolo differente che dipende dall'indice di rifrazione del materiale e dalla lunghezza d'onda della luce. Creando un reticolo di diffrazione particolare che utilizza un gran numero di specchi inclinati, la luce può essere focalizzata in un punto e osservata. Questi nuovi spettroscopi, molto più complessi di un prisma, richiedono meno luce e possono essere focalizzati su una specifica regione dello spettro inclinando il reticolo.
Attualmente i reticoli di diffrazione vengono fabbricati con le tecnologie della microelettronica. La distanza tra le linee parallele, detta "passo del reticolo", dipende dalla lunghezza d'onda da studiare: la distanza tra le linee è circa eguale alla lunghezza d'onda della banda di interesse. Il passo del reticolo viene misurato solitamente con il numero di linee per mm. La dimensione totale di un reticolo assieme al passo del reticolo ne determina la risoluzione: la minima variazione di frequenza che si riesce ad apprezzare. Con le tecniche litografiche attuali è possibile fare reticoli di un centinaio di con anche 1000 linee/mm. Un metodo diffuso per la produzione di reticoli di diffrazione utilizza un gel fotosensibile inserito tra due substrati di supporto. Il gel viene sottoposto ad uno stampo olografico per essere poi sviluppato. Questi reticoli detti reticoli di diffrazione olografici a volume di fase (o reticoli VHP - Volume Phase Holography diffraction gratings) non hanno delle fenditure fisiche, ma una modulazione periodica dell'indice di rifrazione del gel. Questo permette di eliminare la maggior parte della rifrazione superficiale che è invece presente negli altri tipi di reticoli. Solitamente questi reticoli hanno un'efficienza più alta e permettono di ottenere fenditure dalle forme complicate. Le versioni meno recenti di questi reticoli presentavano delle difficoltà di conservazione e utilizzo legate al fatto che il gel doveva essere mantenuto a una bassa temperatura e a un'umidità controllata. Ora le sostanze fotosensibili vengono protette con substrati che le rendono resistenti all'umidità, al calore e alle sollecitazioni meccaniche. I reticoli VHP non vengono danneggiati dal contatto accidentale con le mani dello sperimentatore e presentano una maggiore resistenza alle abrasioni rispetto ai reticoli in rilievo.
La luce diffratta da un reticolo o dispersa da un prisma in uno spettrografo, viene misurata da un rilevatore. Prima dello sviluppo dei rilevatori elettronici, lo spettro veniva registrato con lastre fotografiche. Dagli anni settanta gli spettrografi ottici utilizzano matrici di CCD. La calibrazione delle lunghezze d'onda può essere effettuata misurando le linee di emissione di una lunghezza d'onda nota come quelle emesse da una lampada a scarica di gas. L'intensità di uno spettro può essere calibrata come funzione della lunghezza d'onda dal confronto con un'osservazione di una stella standard tenendo conto delle correzioni per l'assorbimento atmosferico della luce, se l'osservazione viene fatta a terra. Tale calibrazione viene chiamata spettrofotometria astronomica da non confondersi con la spettrofotometria usata sulla terra.
Radio spettroscopia La radio astronomia inizia grazie al lavoro di Karl Jansky all'inizio del 1930, mentre stava lavorando per i Bell Laboratories; egli costruì un'antenna radio per cercare potenziali sorgenti di interferenza nelle trasmissioni radio transatlantiche. In quella occasione trovò che una delle sorgenti di rumore scoperte non proveniva dalla Terra, ma dal centro della Via Lattea nella costellazione del Sagittario. Nel 1942, James Stanley Hey misurò onde radio provenienti dal Sole usando ricevitori radar militari. La spettroscopia delle onde radio è iniziata con la scoperta, nel 1951, della riga a 21 centimetri dell'idrogeno neutro (circa 1,42 GHz).
L'interferometria radio fu utilizzata nel 1946, quando J. L. Pawsey, R. Payne-Scott e L. McCready usarono una singola antenna sulla cime di una scogliera per osservare la frequenza di 200 MHz della radiazione solare. Due raggi incidenti, uno proveniente direttamente dal sole e l'altro riflesso dalla superficie del mare, generarono l'interferenza necessaria. Il primo interferometro multi-ricevitore fu costruito nello stesso anno da M. Ryle e Vonberg. Nel 1960; Ryle e Antony Hewish pubblicarono la tecnica della sintesi d'apertura per analizzare i dati dell'interferometro. Con il processo della sintesi d'apertura, che coinvolge l'autocorrelazione e la trasformata discreta di Fourier del segnale in entrata, si ottiene la variazione del flusso sia spaziale che di frequenza. Il risultato è un'immagine 3D il cui terzo asse è occupato dalla frequenza. Per questo lavoro, Ryle e Hewish furono congiuntamente premiati nel 1974 con il premio Nobel per la Fisica..
Anche la radiazione cosmica di fondo, che ha la massima intensità a 160 GHz, fa parte delle radio spettroscopia. Tale radiazione elettromagnetica permea l'universo in maniera isotropa e viene interpretata come il residuo del Big Bang. Questa radiazione, che non è associata ad alcuna stella o galassia, può essere rilevata solo tramite l'utilizzo di un radiotelescopio; venne scoperta nel 1964 da Arno Penzias e Robert Woodrow Wilson successivamente premiati nel 1978 con il Premio Nobel per la fisica.
Spettroscopia dei raggi X L'astronomia a raggi X è una branca dell'astronomia che si occupa dell'osservazione e della rilevazione di raggi-X prodotti da oggetti astronomici. Poiché i raggi-X vengono assorbiti dall'atmosfera terrestre, gli strumenti utilizzati per rilevarli devono essere portati ad altitudini elevate. Per questo solitamente vengono utilizzati palloni, razzi-sonda e satelliti. L'emissione dei raggi-X è causata da oggetti astronomici che contengono gas caldi a temperature che vanno da milioni di kelvin (K) a centinaia di milioni di kelvin (MK). Sebbene l'emissione dei raggi-X da parte del Sole è stata osservata fin dagli anni '40, la scoperta nel 1962 della prima sorgente di raggi-X cosmici fu sorprendente. Questa sorgente, trovata nella costellazione dello Scorpione, è chiamata Scorpius X-1. Basandosi sulle scoperte fatte riguardo l'astronomia dei raggi-X, a partire da Scorpius X-1, nel 2002 Riccardo Giacconi vinse il Premio Nobel per la Fisica. Come ormai noto le sorgenti di raggi-X sono le stelle degeneri, come ad esempio le stelle di neutroni e i buchi neri. Sebbene gli oggetti che cadono nei buchi neri potrebbero emettere raggi-X, i buchi neri stessi non sono in grado di tali emissioni. La sorgente di energia per l'emissione di raggi-X è la gravità, infatti nel caso di forti campi gravitazionali i gas e le polveri vengono scaldati e sono portati a emettere raggi-X.
Le stelle e le loro proprietà Le proprietà chimiche
Newton usò un prisma per dividere la luce bianca in uno spettro di colori e i prismi di alta qualità di Fraunhofer, permisero agli scienziati di vedere le linee nere di origine sconosciuta. Soltanto dopo il 1850, Gustav Kirchhoff e Robert Bunsen avrebbero descritto il fenomeno alla base di queste linee nere: oggetti caldi solidi producono luce con uno spettro continuo, gas caldi emettono luce a una specifica lunghezza d'onda e oggetti solidi caldi circondati da gas più freddi, mostreranno uno spettro quasi continuo con linee nere che corrispondono alle linee di emissione dei gas. Confrontando le linee di assorbimento del Sole con lo spettro di emissione di un gas noto può essere determinata la composizione chimica delle stelle.
La maggior parte delle linee di Fraunhofer e gli elementi con cui sono associate, sono mostrati nella seguente tabella. I nomi delle Serie di Balmer sono tra parentesi.
IdentificazioneElementoLunghezza d'onda (nm)yO2898.765ZO2822.696AO2759.370BO2686.719C (Hα)H656.281aO2627.661D1Na589.592D2Na588.995D3 or dHe587.5618eHg546.073E2Fe527.039b1Mg518.362b2Mg517.270b3Fe516.891b4Mg516.733 IdentificazioneElementoLunghezza d'onda (nm)cFe495.761F (Hβ)H486.134dFe466.814eFe438.355G' (Hγ)H434.047GFe430.790GCa430.774h (Hδ)H410.175HCa+396.847KCa+393.368LFe382.044NFe358.121PTi+336.112TFe302.108tNichel299.444
Non tutti gli elementi del Sole sono stati immediatamente identificati. Due sono gli esempi significativi: Nel 1868 Norman Lockyer e Pierre Janssen indipendentemente osservarono una linea vicino al doppietto del sodio (D1 e D2) che Lockyer determinò essere un nuovo elemento. Lo chiamò Elio, ma questo elemento non fu trovato sulla Terra fino al 1895.