I parametri fondamentali che descrivono e caratterizzano le onde sono:

• ampiezza (A), che si misura in metri (m) e corrisponde alla distanza tra il punto massimo della cresta dell’onda e l’asse di propagazione;
• la velocità di propagazione, che si misura in metri al secondo (m/s);
• la lunghezza d’onda (λ), cioè la distanza tra due creste successive, che si misura in metri (m);
• la frequenza (f), cioè il numero di oscillazioni dell’onda nell’unità di tempo (secondo), che si misura in cicli al secondo o hertz (Hz).

Fig.1 – Parametri fondamentali che descrivono un’onda.

Fig. 2 – Rappresentazione della propagazione di un’onda elettromagnetica.

Quindi una radiazione è la sovrapposizione di tante sinusoidi, ognuna delle quali è un’onda monocromatica. L’energia trasportata da un’onda è funzione non solo della sua ampiezza ma anche  dalla sua lunghezza. Questa energia non è trasportata con continuità ma quantizzata in “pacchetti d’azione” composti da quanti (fotoni). L’energia dei fotoni dipende dalla loro lunghezza d’onda; più esattamente l’energia è inversamente proporzionale alla lunghezza d’onda:

E  = h C₀/ λ

h= costante di Planck, C0= velocità della luce

La Legge di Planck afferma infatti che la dimensione E di un quanto di energia dipende dalla frequenza ν della radiazione secondo la formula:

E = h ν

(Usando le unità SI, l’energia è misurata in joule, la frequenza è misurata in hertz, e la costante di Planck è misurata in joule secondi.)

In generale,  l’energia relativa ad una frequenza può essere emessa solo per multipli interi “n” della frequenza medesima per la “costante di Planck” (E = n h v). La “costante di Planck” definisce pertanto l’intervallo tra i valori assunti dai “quanti d’azione” ed ha le dimensioni di un’energia per un tempo. Di fatto rappresenta l’unità di misura del momento angolare o “spin” nel sistema di misura delle unità atomiche e permette il calcolo della distribuzione statistica dell’energia dei “quanti”.

Planck, aveva quindi teorizzato che l’energia non si trasmettesse in modo continuo, bensì, fluisse in piccolissime unità discontinue. Nel mese di ottobre del 1900, questa equazione, rappresentò il primo passo significativo sulla via che avrebbe condotto al nuovo edificio della Fisica quantistica.

La  lunghezza  delle  onde  elettromagnetiche  può  variare  da  decine  di  km  a  meno  di  un  miliardesimo  di  cm. Partendo  dalle  onde  più  lunghe, e  quindi  dalle  frequenze  più  basse  e  dalle  energie  inferiori, troviamo  le onde  radio, le microonde,  la radiazione  infrarossa, la luce  visibile, la radiazione  ultravioletta, i raggi X e  i raggi  gamma .

Microonde  provenienti  da  sistemi  radar  e  da  comunicazioni  radiotelefoniche  e  televisive  praticamente ci  circondano. Onde  elettromagnetiche  sono  emesse  dalle  lampadine, dai  motori  caldi  delle  automobili, dalle  apparecchiature  a  raggi X, dai  lampeggiatori  fotografici  e  dalle  sostanze  radioattive  contenute  nella  profondità  della  Terra.   Altra  radiazione  ci  giunge anche dalle  stelle  e  dagli  altri  oggetti  della  nostra  galassia  e  dalle  altre  galassie. Siamo  anche  esposti, seppur  debolmente, alla  radiazione (di  lunghezza  d’onda = 2 mm) detta  “di  fondo”, secondo  molti  risalente  agli  istanti  della  nascita  del  nostro  universo. Le  onde  elettromagnetiche  viaggiano  anche  nel  senso  inverso. Segnali  televisivi, trasmessi  dalla  Terra  sin  dagli  anni ’50, hanno  ormai  portato  nostre  notizie  a  qualunque  abitante  tecnicamente  evoluto  possa  esistere  su  qualsiasi  pianeta  nel  raggio  delle  più  vicine  400  stelle  circa .

Le  lunghezze  d’onda  delle  onde  elettromagnetiche   non  hanno  limiti  intrinseci  superiori  o  inferiori. Alcune  regioni  dello  spettro  elettromagnetico  della  figura  sono  identificate  da  nomi  familiari, per  esempio  raggi X  e  microonde. Questi  nomi  caratterizzano, anche  se  non  nettamente, gli  intervalli  di  lunghezza  d’onda  entro  cui  certi  tipi  di  sorgenti  o  rivelatori  di  radiazione  vengono  comunemente  utilizzati. Non  ci  sono  discontinuità  nello  spettro  elettromagnetico. E  tutte  le  onde  elettromagnetiche, non  importa  dove  siano  situate  nello  spettro, viaggiano  nello  spazio  libero (vuoto)  con  la  stessa  velocità  della  luce (300 000  km/sec) .

Lo spettro è  la descrizione di una radiazione lunghezza d’onda per lunghezza d’onda. Possiamo ad esempio descrivere l’energia spettrale del  Sole in funzione della lunghezza d’onda (λ). L’area al di sotto dello curva (planckiana) è l’energia totale della radiazione emessa dal Sole (questo lo vedremo più in dettaglio in seguito).

Da queste planckiane si può notare che la radiazione Solare, oltre allo spettro visibile, comprende anche l’ultravioletto e l’infrarosso vicino:

• UV (ultravioletto) 200<λ<400 nm
• Visibile 400<λ<700 nm
• Infrarosso vicino (NIR) 700<λ<3000 nm

La  regione  visibile  dello  spettro  risulta  naturalmente  per  noi  di  particolare  interesse. La  sensibilità  visiva  cade  tra  circa  430  e  690  nanometri (nm) ; tuttavia  l’occhio  può  intercettare  radiazioni  con  lunghezze  d’onda  oltre  questi  limiti, purchè  siano  sufficientemente  intense. Il  centro  della  regione  visibile  corrisponde  a  circa  555 nm; la  luce  di  questa  lunghezza  d’onda  produce  la  sensazione  colorata  che  chiamiamo  giallo-verde (è quindi la lunghezza d’onda alla quale l’occhio umano è più sensibile).

Ogni  banda  elettromagnetica  richiede  strumenti  e  sensori  adeguati : radiotelescopi  per  le  onde  radio, fotocatodi, bolometri  o  speciali  lastre  fotografiche o sensori per  l’infrarosso, telescopi  ottici  per  la  luce  visibile  e  l’ultravioletto, telescopi  a  incidenza  radente  per  i  raggi  X, camere  di  ionizzazione  e  contatori  di  fotoni  per  i  raggi  gamma .

Poichè l’atmosfera terrestre assorbe  gran  parte  dello  spettro  elettromagnetico, per  osservare  il  cielo  nell’infrarosso  lontano, nell’ultravioletto, nei  raggi X  e  nei  raggi  gamma  è  necessario  inviare  strumenti  nello  spazio.

Lo  spettro

Newton  fu  il  primo  a  scoprire  che  la  luce  del  Sole  contiene  tutti  i  colori:  proiettando  la  luce  solare  su  uno  schermo  mediante  un  prisma appare  il  classico  arcobaleno, che  è  uno  spettro  della  radiazione  solare. Come si è già detto, per “spettro”  si  intende  l’andamento  dell’intensità  della  luce  emessa  da  un  oggetto  in  funzione  della  sua  lunghezza  d’onda. Esaminando  lo  spettro  della  radiazione  solare  mediante  un  prisma, Newton  osservò  una  distribuzione  continua  dei  colori.

Quasi  due  secoli  più  tardi, nel  1814, Joseph  von  Fraunhofer, notò  la  presenza  di  righe  scure (in  assorbimento) nello  spettro  solare, a  lunghezze  d’onda  fisse (“righe  di  Fraunhofer”) sovrapposte  allo  spettro  continuo (fig.3). Esse  sono  causate  da  strati  gassosi  meno  caldi  di  quelli  della  superficie  solare  che  producono  lo  spettro  continuo.

Fig.3) – Le linee di Fraunhofer dello spettro solare. Le linee scure sono dovute all’assorbimento da parte degli elementi presenti negli strati più esterni del Sole.

Gli  esperimenti  di  Bunsen  e  Kirchhoff

Nel  1850, Bunsen  e  Kirchhoff  compirono  una  serie  di  esperimenti  che  portarono  alla  comprensione  dell’importanza  delle  righe  di  Fraunhofer. Osservando  lo  spettro  della  fiamma  ottenuta  bruciando  sostanze  diverse, Bunsen  notò  che  lo  spettro  della  fiamma  di  ogni  elemento  chimico  appariva  nero  ovunque  tranne  che  a  particolari  lunghezze  d’onda, tipiche  dell’elemento  stesso. Le  fiamme  cioè  emettevano  radiazione  solo  a  certe  lunghezze  d’onda.

Fu  presto  chiaro  che  alcune  delle  righe  scure  dello  spettro  solare  coincidevano  esattamente  in  lunghezza  d’onda  con  le  righe  brillanti  (righe  in  emissione) osservate  da  Bunsen  in  laboratorio. Kirchhoff  mostrò  che  nello  spettro  solare  erano  presenti  righe  di  elementi  come  idrogeno, ferro, sodio, calcio, magnesio  ed  altri .

Kirchhoff  non  conosceva  la  fisica  atomica, che  fu  sviluppata  solo  molti  decenni  dopo, ma, compiendo  innumerevoli  esperimenti  sull’assorbimento  ed  emissione  della  luce, enunciò  le  seguenti  leggi  che  si  possono  così  esporre  in  forma  moderna :

1)  Un  corpo  incandescente, solido  o  liquido, o  gas  ad  alta  pressione  e  alta  temperatura, presenta  uno  spettro  continuo  senza  righe .

2)  I  gas  luminosi, a  bassa  pressione  e  bassa  temperatura, presentano  alcune  luminose  righe  di  emissione ; ogni  elemento  chimico  presenta  righe  in  emissione  che  gli  sono  caratteristiche, cosicchè  dallo  spettro  in  emissione  dei  gas  è  possibile  dedurre  la  loro  composizione  chimica .

3)  Se  attraverso  un  gas  si  fa  passare  la  luce  emessa  da  un  corpo  che  presenta  uno  spettro  continuo, si  otterrà  uno  spettro  sul  cui  continuo  appaiono  delle  righe  oscure (righe  di  assorbimento  o  righe  di  Fraunhofer)  esattamente  a  quelle  stesse  lunghezze  d’onda  alle  quali  il  gas, alle  opportune  condizioni  di  eccitazione, presenterebbe  delle  righe  di  emissione .

Questo  vale  anche  per  le  stelle  e  il  Sole, in  cui  i  raggi  di  luce  provenienti  dalle  zone  più  interne  devono  attraversare  gli  strati  più  esterni  e  meno  caldi : in  alcuni  di  questi (strati  di  inversione) si  formano  le  righe  di  Fraunhofer .

Con  l’identificazione  delle  righe  in  assorbimento  di  uno  spettro  stellare, è  possibile  effettuare  un’analisi chimica  qualitativa  dell’atmosfera  della  stella. Più  difficile  si  presenta  un’analisi  quantitativa, che  permetta  di  determinare  la  percentuale  dei  diversi  elementi  atomici  presenti .

L’intensità  di  una  riga  in  assorbimento  non  dipende  solamente  dal  numero  di  atomi  che  la producono, ma  anche  da  altri  parametri, quali  la  temperatura, la  pressione. Poiché  i  valori  di  questi  non  sono  disponibili  con  sufficiente  precisione, le  analisi  quantitative  risultano  inficiate  da  un  certo  margine  di  errore, e  per  questo  motivo  sono  effettuate  raramente .

Quindi  gli  spettri  stellari  presentano, come  lo  spettro  del  Sole,  un  fondo  continuo  sul  quale  sono  sovrapposte  parecchie  righe  in  assorbimento  e, raramente,  anche  righe  in  emissione .

Leggi sulla radiazione e sull’emettanza dei corpi neri:

L’esperienza ci dice che un corpo solido freddo non produce alcuna emissione, ma al crescere della temperatura comincia a diventare luminoso e a cambiare colore. Ad esempio un metallo che  diventa incandescente  cambia il suo colore e diventa prima rosso, poi arancione, e infine di un giallo-bianco abbagliante. Un corpo nero è un oggetto teorico che assorbe il 100% della radiazione che incide su di esso. Perciò non riflette alcuna radiazione e appare perfettamente nero.

Un corpo nero riscaldato ad una temperatura sufficientemente elevata emette radiazioni. L’ energia emessa è totalmente isotropa e dipende solo dalla temperatura del corpo e non dalla sua forma o dal materiale di cui è costituito. L’energia emessa da un corpo nero riscaldato ad una certa temperatura T viene chiamata radiazione di corpo nero.

Funzione di Planck

Facendo passare la radiazione emessa da un corpo a temperatura T attraverso uno spettrografo e misurando l’intensità dell’energia alle varie lunghezze d’onda si osserva uno spettro riprodotto dalla funzione di Planck.

Questo grafico rappresenta l’andamento della funzione di Planck per un corpo nero ad una certa temperatura. In ascissa ci sono la lunghezza d’onda in unità di micron e in ordinata il valore della funzione in unità di 10 alla 16 erg/cm3/s. In alto sono riportati i corrispondenti valori in frequenza della radiazione, in unità di 10 alla 14 Hz. Come si nota, la funzione di Planck ha un massimo di emissione molto ben definito, con l’intensità che cresce molto rapidamente alle lunghezze d’onda più corte e diminuisce più lentamente alle lunghezze d’onda maggiori.

Legge di Wien - La lunghezza d’onda del massimo di emissione (di radiazione) di una superficie è inversamente proporzionale alla sua temperatura assoluta.

Lo spettro di emissione del corpo nero mostra un massimo di energia ad una certa lunghezza d’onda (λmax). Cioè se la temperatura T del corpo aumenta la λ a cui si ha il massimo dell’emissione deve diminuire.

Il grafico seguente rappresenta la funzione di Planck per un corpo nero a quattro temperature diverse, crescenti dalla curva  in basso a 3000 K fino alla curva in alto a 6000 K. Il grafico dimostra lo spostamento del massimo di emissione verso lunghezze d’onda più corte all’aumentare della temperatura. All’aumentare della temperatura il massimo di emissione si sposta verso lunghezze d’onda minori e quindi energie maggiori.

Se ne deduce che al variare della temperatura del corpo varia anche il colore. La temperatura di colore è la temperatura cui corrisponde un ben determinato massimo di emissione. In pratica, più caldo è un oggetto, più corta è la lunghezza d’onda a cui emetterà radiazione. Per esempio, la temperatura superficiale del Sole è di 5778 K, il che dà un picco a circa 500 nm. Questa lunghezza d’onda è vicina al centro dello spettro visibile. Una lampadina che ha un filamento luminoso con una temperatura leggermente più bassa, risulta in un’emissione di luce gialla, mentre un oggetto che si trovi al “calor rosso” è ancora più freddo. Vediamo alcuni esempi.

Esempio 1.  La funzione di Planck per un corpo nero che emette alla temperatura del corpo umano

Il massimo di emissione si ha a circa 9 micron, mentre al di sotto di 3 micron non c’è praticamente alcuna emissione. Infatti al buio una persona risulta invisibile, mentre diventa visibile con un sensore di luce infrarossa. Le ordinate sono espresse in unità di 10 alla 8 erg/cm3/s.

Esempio 2. La funzione di Planck per un corpo nero che emette alla temperatura di una lampadina a incandescenza

Di nuovo, il massimo di emissione è collocato nell’infrarosso, eppure la lampadina emette luce visibile. Questo è possibile perché, come si vede dal grafico, la funzione si estende fino a 0.3 micron che include l’intervallo di lunghezza d’onda visibile. Quindi solo una frazione della radiazione globale emessa dalla lampadina è luce visibile (la maggior parte dell’energia utilizzata per accendere una lampadina ad incandescenza si disperde nell’ambiente circostante sotto forma di calore!..). Le ordinate sono espresse in unità di 10 alla 13 erg/cm3/s, valori centomila volte superiori a quelli del caso precedente.

Esempio 3. La funzione di Planck per un corpo nero che emette alla temperatura superficiale di una stella molto calda

Questa volta il massimo di emissione cade nell’ultravioletto. La stella risulta visibile ad occhio perché la funzione si estende fino all’infrarosso e oltre con emissione decrescente, ma pur sempre con valori molto alti. Le ordinate sono espresse in unità di 10 alla 18 erg/cm3/s, valori dieci miliardi di volte superiori a quelli del primo esempio.

Legge di Stefan-Boltzmann - Ogni corpo (nero) emette radiazione in funzione della propria temperatura superficiale (assoluta, cioè misurata in Kelvin [k]). La potenza irradiata da un corpo nero (emettanza di una superficie) è proporzionale alla quarta potenza della sua temperatura:

dove U è l’energia irradiata dall’unità di superficie nell’unità di tempo (emettanza), T la temperatura assoluta espressa in kelvin e σ è la costante si Stefan-Boltzmannche vale:

Come si è visto precedentemente, per corpo nero si intende un corpo che assorbe tutta la radiazione elettromagnetica incidente, un corpo di un certo colore lo è perché riflette parte della luce che lo colpisce. I “corpi bianchi” invece riflettono buona parte della radiazione che li colpisce ma ne assorbono sempre una parte. Le caratteristiche di un corpo in emissione sono strettamente correlate con le caratteristiche in assorbimento per cui un corpo nero, assorbitore ideale, è anche a sua volta un emettitore ideale. Per rendere conto della realtà nella legge di Stefan-Boltzmann si usa moltiplicare la costante σ per l’emissività ε, che dipende dalla superficie del corpo preso in considerazione oltre che dalla sua temperatura ed è compresa fra “0″ (per i corpi idealmente bianchi) e “1″ (per i corpi idealmente neri). Per cui per i corpi reali (chiamati anche “corpi grigi“) si ha:

All’aumentare di T non solo diminuisce il valore di λ max, ma accade anche che la funzione di Planck assume valori con intensità rapidamente crescente. Se sommiamo i valori della funzione ad ogni lunghezza d’onda, otteniamo il flusso globale di energia, cioè la quantità di energia emessa dall’unità di superficie nell’unità di tempo. Questo è possibile calcolando l’integrale di B(l,T), che nel grafico è rappresentato tramite l’approssimazione dei rettangoli, e si ottiene una semplicissima soluzione, secondo cui il flusso è proporzionale alla quarta potenza della temperatura.

All’aumentare della temperatura, l’energia totale emessa cresce, perché aumenta l’area totale sotto la curva

Qual è il legame fra la dimensione dei pacchetti (E) e la frequenza della radiazione emessa ( ν) ?

E = h ν

Nel 1905 Einstein conferma l’idea di Planck spiegando l’effetto fotoelettrico e mostrando che la radiazione non è solo emessa, ma anche assorbita sottoforma di pacchetti o fotoni.

Applicazioni in campo astronomico.

Torniamo a fare qualche  esempio, questa volta in campo astronomico. Analizziamo di seguito lo spettro di alcune sorgenti differenti a partire da una stella simile al Sole:

Esempio 1.  Stella con temperatura superficiale pari a 6000 K

Il grafico a destra rappresenta lo spettro dello stella, cioè la distribuzione di energia alle varie lunghezze d’onda. La linea continua rossa è la funziona di Planck per un corpo nero di temperatura analoga. Il massimo di emissione di energia si ha a 4800 Å. La stella in questo esempio è molto simile al Sole.

Esempio 2.  Stella con temperatura cinque volte maggiore della precedente

Il massimo di emissione non cade nell’intervallo del visibile, dove si osserva solo la “coda” a bassa energia della funzione di Planck.

Esempio 3. Radiazione del fondo cosmico

Una della più importanti scoperte astronomiche, che è valsa il premio Nobel a Penzias e Wilson: la radiazione di fondo cosmico, cioè com’era l’universo ai suoi inizi. Essa viene emessa ad una temperatura equivalente di 3 K e si osserva alle lunghezze d’onda millimetriche, dal lontano infrosso al radio.

Esempio 4. Nubi di gas molecolare

Esempi di sorgenti astronomiche presenti nella nostra Galassia: le nubi di gas molecolare (CO, H2, etc.). La loro temperatura è molto bassa, e questo le rende “oscure” in luce visibile. Sono invece osservate in infrarosso e radio.

Esempio 5. Sorgenti infrarosse

Altre sorgenti visibili in infrarosso: dischi di gas e polveri attorno a stelle giovani.

Esempio 6. Il Sole in Ultravioletto

Immagine del Sole in ultravioletto, ottenuta dal satellite SOHO. Le zone di colore bianco sono regione della fotosfera a temperatura più alta.

Esempio 7. La galassia M101

Immagine di una galassia vicina in ultravioletto. Osservare a queste lunghezze d’onda consente di mettere in evidenza le stelle più calde rispetto a quelle più fredde la cui emissione è spostata a lunghezze d’onda maggiori.

Esempio 8. Emissione X all’interno degli ammassi di galassie

A sinistra, la sovrapposizione di un’immagine ottenuta nel visibile di un ammasso di galassie con un’immagine ottenuta in X dal satellite CHANDRA. La macchia di colore violetto è l’emissione X di gas ad altissima temperatura, centinaia di milioni di gradi, presente fra le galassie dell’ammasso. L’immagine a destra è una porzione di quella visibile a sinistra, ottenuta con Hubble Space Telescope. Si può notare l’elevato numero di galassie presenti.

Tabella riassuntiva per le cinque principali categorie di sorgenti

Come si stima la temperatura superficiale delle stelle?

La radiazione di corpo nero e la variazione dei colori delle stelle

Poco tempo dopo la comprensione della radiazione di corpo nero, fu notato che gli spettri delle stelle sono estremamente simili a curve di radiazione di corpo nero a diverse temperature, da alcune migliaia a circa 50.000 Kelvin. L’ovvia conclusione è che le stelle sono simili a corpi neri, e che la loro variazione di colore è una diretta conseguenza delle loro temperature superficiali.

Stelle fredde (per esempio, di tipo spettrale K e M) emettono la maggior parte della propria energia nelle regioni rossa e infrarossa dello spettro elettromagnetico, e così ci appaiono rosse, mentre le stelle calde (come quelle di tipo spettrale O e B) emettono perlopiù a lunghezze d’onda blu e ultraviolette, apparendoci quindi azzurre o bianche.

Per stimare la temperatura superficiale di una stella possiamo usare la nota relazione tra la temperatura di un corpo nero e la lunghezza d’onda del picco spettrale. Aumentando quindi la temperatura di un corpo nero il picco dello spettro si muove verso lunghezze d’onda più corte (più blu). Ciò è illustrato nella figura seguente, dove le intensità di tre ipotetiche stelle sono raffigurate in funzione della lunghezza d’onda. L”arcobaleno” indica l’intervallo di lunghezze d’onda visibili dall’occhio umano.

Questo semplice metodo è concettualmente corretto, ma non può essere usato per ottenere temperature stellari accurate, dato che le stelle non sono corpi neri perfetti. La presenza di vari elementi nell’atmosfera stellare provocherà l’assorbimento di certe lunghezze d’onda della luce. Dato che queste righe di assorbimento non sono distribuite uniformemente lungo lo spettro, possono modificare la posizione del picco spettrale. Inoltre, ottenere uno spettro utilizzabile di una stella è un processo che richiede tempo, ed è eccessivamente difficoltoso per grandi campioni di stelle.

Un metodo alternativo utilizza la fotometria per misurare l’intensità della luce che passa attraverso diversi filtri. Ogni filtro fa sì che soltanto una specifica parte dello spettro riesca a passare, mentre tutto il resto viene bloccato. Un sistema fotometrico assai usato è detto sistema UBV di Johnson. Fa uso di tre filtri passa-banda: U (“Ultravioletto”), B (“Blu”) e V (“Visibile”). Ciascun filtro occupa una regione differente dello spettro elettromagnetico.

Il processo della fotometria UBV consiste nell’usare dispositivi sensibili alla luce (come pellicole o camere CCD) e nel puntare il telescopio verso una stella per misurare l’intensità della luce che passa attraverso ciascun filtro. Questa procedura fornisce tre luminosità apparenti o flussi (quantità di energia per centimetro quadrato per secondo) chiamati Fu, Fb e Fv. Il rapporto dei flussi Fu/Fb e Fb/Fv è una misura quantitativa del “colore” della stella; questi rapporti possono essere usati per stabilire una scala di temperatura per le stelle. In generale, più alti sono i rapporti Fu/Fb e Fb/Fv, maggiore è la temperatura superficiale.

      a cura di P. Buonadonna

Bibliografia

• P.Bianucci,Walter Ferreri, Tullio Regge, Pippo Battaglia, Guido Cossard, Atlante dell’Universo, UTET, 1997
• M.Rigutti, Cento Miliardi di Stelle Il Mestiere dell’Astronomo, Giunti Martello editore, 1984
• John David Jackson, Classical Electrodynamics, 1998
• Corrado Mencuccini, Vittorio Silvestrini, Fisica II, Napoli, Liguori editore, 2010. ISBN 978-88-207-1633-2
• Franco Bagatti, Alessandro Desco, Elis Corradi e Claudia Ropa, A tutta chimica, Zanichelli Scienze, 2008
• D.Halliday, R.Resnick, J.Walker, Fondamenti di Fisica, Casa Editrice ambrosiana, Milano, 1999
• Progetto AstroInfo, Colori e Temperature delle Stelle, http://docs.kde.org/stable/it/kdeedu/kstars/ai-colorandtemp.html
• Unità Didattica I, La Radiazione di Corpo Nero, Università degli Studi di Padova Dipartimento di Astronomia http://www.astro.unipd.it

Siti Web correlati:

http://www.astropix.it/spettroscopia/spettristelle.html

http://www.astro.unipd.it/progettoeducativo/Didattica/UnitaDidattiche

http://www.astronomia.com/approfondimenti/classifichiamo-le-stelle/il-corpo-nero

Mercurio

Mercurio ruota attorno al Sole in 88 giorni. Ciò implica l’inesistenza di un periodo particolarmente lungo per la sua osservazione. Essendo un pianeta interno è sempre angolarmente vicino al Sole, quindi, per la sua osservazione, occorre attendere le massime elongazioni riportate sulle riviste; peraltro anche alle massime elongazioni (28° dal Sole) Mercurio appare abbastanza basso sull’orizzonte e i densi strati dell’atmosfera ne impediscono una buona visione. L’osservazione con piccoli telescopi va compiuta col Sole ancora sopra l’orizzonte o appena è tramontato. E’ utile a tal fine l’ausilio di un binocolo per rintracciarlo. La luce di Mercurio è bianca con una lieve sfumatura grigia. Per chi possiede un telescopio con cerchi graduati può montare il filtro solare davanti l’obiettivo e puntare il sole, poi trovare il pianeta conoscendo le differenze in ascensione retta e declinazione tra i due.

Venere

E’ in assoluto l’oggetto più luminoso del cielo. La sua magnitudine apparente supera il valore -4. I periodi di migliore visibilità sono quando il pianeta si trova alle massime elongazioni e l’aria è relativamente poco perturbata dall’insolazione e dalla tramontana. Con l’ausilio di un binocolo da venti o più ingrandimenti o con un piccolo telescopio, se ne scorgono le fasi. Il colore di Venere è tipicamente bianco-azzurro. Le massime elongazioni del pianeta sono riportate nei periodici in edicola mensilmente.

Marte

Con Marte iniziano i pianeti esterni, ovvero posti oltre l’orbita della Terra. Questo pianeta è inconfondibile per la sua colorazione arancione-rossiccia, tipica della sua superficie che è ricca di ossidi di ferro. Poichè è un pianeta relativamente piccolo, non è particolarmente luminoso (solo durante le opposizioni favorevoli) e quindi il principiante può trovare qualche difficoltà a scorgerlo; si consiglia l’uso di una rivista astronomica. In queste riviste vengono riportate le posizioni dei pianeti e delle costellazioni in cui si trovano e conoscendo tali costellazioni l’individuazione risulta più semplice. Per apprezzare le caratteristiche della superficie (colorazioni scure, calotte polari, ecc.) è necessario l’uso del telescopio, meglio se rifrattore.

Giove

Dopo Venere è l’oggetto più luminoso (magnitudine media -2). E’ ben visibile quasi tutto l’anno (generamente meglio nel periodo estivo) e si riconosce con facilità per il notevole diametro apparente. La sua luce va dal bianco alla tonalità giallo pallido. Con un binocolo 10×50 già si intravedono i quattro satelliti galileiani (Io, Europa, Ganimede e Callisto). Con un piccolo telescopio a 40 ingrandimenti è nitidamente visibile la sfumatura delle bande più scure nei pressi dell’equatore.

Saturno

Anche per questo pianeta è opportuno consultare una rivista astronomica che ci indichi la sua posizione tra le stelle. Il suo colore varia dal grigio pallido al giallo pallido. La forma allungata degli anelli si apprezza o con un piccolo telescopio (50-60 ingrandimenti) o con un binocolo potente. Titano, il suo satellite più grande, si apprezza già con un binocolo 12×50.

Urano, Nettuno e Plutone

Per la loro notevole distanza dalla Terra, questi pianeti (ad eccezione di Urano) non sono visibili ad occhio nudo ne’ con l’ausilio di comuni binocoli. Di fatto non si osservano nel senso che non se ne scorgono le caratteristiche superficiali anche ad alto ingrandimento. Utile ed interessante è compiere una serie di disegni e/o foto per rappresentare il moto di questi pianeti rispetto alle stelle che appaiono fisse sullo sfondo. Al telescopio Urano è inconfondibile per il suo colore azzurro.

Il Sole

Per osservare e fotografare il Sole è necessario munirsi di un filtro apposito da collocare davanti al telescopio o all’obiettivo fotografico. Non bisogna mai osservare il Sole ad occhio nudo o con filtri rudimentali perchè si può perdere la vista. Evitate anche filtri che si collocano sotto gli oculari, (spesso a corredo degli strumenti più economici all’atto dell’acquisto) perchè in quel punto la luce solare viene focalizzata e può provocare dilatazioni tali da spaccare il filtro con conseguente danneggiamento degli occhi. L’osservazione del Sole è mirata all’individuazione delle “macchie solari“. Detta attività osservativa può rappresentare un utile strumento scientifico purchè venga condotta sistematicamente nel corso degli anni tramite l’annotazione costante delle macchie in apposite schede osservative che permettono la registrazione del loro moto sulla superficie (si ricorda che anche il Sole ruota su se stesso e quindi anche le macchie si spostano). Le macchie solari mostrano una zona centrale molto scura ed una zona periferica più chiara, di colore grigio, chiamata penombra; solitamente appaiono organizzate in gruppi.

La Luna

L’osservazione della Luna, unico satellite naturale della Terra, è un ottimo allenamento per la successiva osservazione planetaria. Riuscire a scorgere e mettere a fuoco particolari dettagliati della superficie lunare allena l’occhio ed impratichisce all’uso del telescopio. La fotografia ed il disegno sono propedeutici per la fotografia planetaria e del profondo cielo. La Luna va osservata durante le fasi quando i crateri, gli altipiani ed i solchi superficiali mostrano la propria ombra. Sono le ombre infatti che fanno apprezzare la tridimensionalità e la profondità esaltando spesso anche i dettagli più piccoli. La linea di demarcazione tra la zona illuminata e quella oscura si chiama “terminatore“, l’area di “investigazione” in cui si concentrano le ombre più lunghe. Interessante per l’astrofilo, a scopo di ricerca o di studio, è il fenomeno delle “librazioni lunari“, movimenti del satellite che consentono di vedere periodicamente anche alcune zone del suo lato nascosto. Un fenomeno suggestivo è quello della “luce cinerea” che consente di vedere tutto il disco lunare durante le prime fasi, prima e dopo la “Luna nuova” (piccola e sottile falce). Il fenomeno è causato dalla riflessione della luce solare sulla superficie e sull’atmosfera terrestre che, agendo come specchio, illumina il disco lunare sul lato oscuro, ovvero sul lato rivolto verso il nostro pianeta.

Luce cinerea

Le comete

Abbastanza significativo è il disegno della chioma e dei getti gassosi se questi oggetti si trovano nelle vicinanze della Terra. In questi casi con un piccolo strumento e con meno di 100 ingrandimenti si possono vedere le formazioni gassose più appariscenti. Se fatti con rigore, questi disegni possono assumere valore scientifico, perchè contribuiscono alla conoscenza della forma e del moto del corpo cometario. Molte comete sono state scoperte a livello amatoriale con l’ausilio di binocoli.

Congiunzione di Mercurio, Venere e Saturno su Tolfa (Rm) il 25 giugno 2005. Pentax 75/500. Posa di 5s su Fuji Velvia 50

Ma quanto è grande l’intero sistema solare? Quando parliamo di migliaia di chilometri la nostra mente può ancora fare delle proiezioni e dei raffronti come ad esempio sulle distanze che separano le maggiori città del mondo, ma quando si parla di migliaia di milioni di chilometri forse cominciamo ad avere qualche difficoltà a rappresentarceli mentalmente. Per poterci fare un’idea delle dimensioni reali del sistema solare dovremmo usare una scala di misura che fosse il più possibile vicino a quella umana, come ad esempio il metro e i suoi sottomultipli. Ecco qui gli ingredienti per costruirci un modello del sistema solare in miniatura utilizzando oggetti con cui abbiamo una certa familiarità:

DISTANZE REALI SOLE- PIANETI (valori approssimati in milioni di km)

• Mercurio…….60
• Venere………108
• Terra…………150
• Marte………..230
• Giove………..780
• Saturno……..1400
• Urano……….2900
• Nettuno…….4500
• Plutone……..6000*

* Valore medio: la sua orbita è molto ellittica, la sua distanza varia tra 4425 e 7375 milioni di km.

SOLE (..sfera di 1 milione e 400 mila km). Potrebbe essere ben rappresentata da un pallone o una zucca di 14 cm di diametro.

A 5 metri dalla zucca troviamo Mercurio, il pianeta più vicino al Sole, non più grande di una capocchia di spillo.

A 10 m troviamo Venere, grande come un granello di miglio.

A 15 m troviamo la nostra Terra, grande anch’essa come un granello di miglio. La Luna è una capocchia di spillo a 4 cm dalla Terra.

A 25 m c’è Marte: metà del granello di miglio.

A 78 m Giove, grande come una pallina da ping-pong (potrebbe contenere nel suo volume 1300 granelli di miglio, ossia 1300 Terre).

Tra Marte e Giove incontriamo la fascia di asteroidi che può essere rappresentata da un fine pulviscolo come quello che si agita in un raggio di luce dentro una stanza buia.

A 150 m troviamo Saturno, grosso come una noce, circondato da sottilissimi anelli il cui diametro potrebbe essere quello di una piccola pesca.

A 260 m troviamo Urano, grande come una nocciola.

A 480 m Nettuno, altra nocciola.

A 700 m circa Plutone, come una capocchia di spillo.

Il nostro modello del Sistema Solare, pur avendo ridotto le dimensioni del nostro Sole a quelle di una zucca e quelle dei più piccoli pianeti rocciosi a capocchie di spillo, risulterebbe pur sempre esteso almeno 700m, 7 campi da calcio regolamentari!* Andare dal Sole a Plutone equivarrebbe a fare 150 mila volte il giro della Terra all’equatore! ..e se volessimo incontrare la stella più vicina “Proxima centauri”? mantenendo le stesse proporzioni del modello, dovremo allontanarci dalla zucca approssimativamente di 4000 km, come andare da New York a Los Angeles.

*In realtà il nostro sistema solare è ben più grande, non si ferma all’orbita di Plutone ma comprende moltissimi altri corpi celesti di piccole dimensioni (di cui fa parte lo stesso Plutone che è stato recentemente declassato dalla lista dei “big”..).

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