Termine del Glossario Spettro

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Descrizione L'arcobaleno si forma quando le goccioline d'acqua scompongono la luce nei diversi colori, dal viola, al blu, al verde, al giallo, all'arancione e al rosso. Ogni colore corrisponde a una gamma di lunghezze d'onda e i colori dell'arcobaleno sono disposti in ordine crescente di lunghezza d'onda, dal viola al rosso. Questa sorta di scomposizione della luce, o più in generale della radiazione elettromagnetica, per lunghezza d'onda, è definita spettro.

La radiazione elettromagnetica è una miscela di particelle luminose chiamate "fotoni". Creare uno spettro significa ordinare i fotoni in base all'energia e documentare quanti fotoni ce ne sono in ogni intervallo di energia. Per una legge fondamentale della meccanica quantistica, ciò equivale a ordinare la luce in base alla frequenza - un altro modo per creare uno spettro.

Se la quantità di energia varia in modo uniforme con la lunghezza d'onda (o l'energia del fotone, o la frequenza), lo spettro è detto continuo. Al contrario, cali o picchi acuti in uno spettro a determinate lunghezze d'onda sono definiti rispettivamente linee di assorbimento e di emissione. Tali linee provengono da
transizioni tra diversi livelli energetici all'interno di atomi o molecole (o anche di nuclei atomici), che assorbono o emettono radiazioni a lunghezze d'onda specifiche. Ad esempio, nella luce visibile, le stelle mostrano spettri continui con linee di assorbimento. Le linee contengono informazioni sulla composizione chimica di una stella. L'analisi degli spettri è nota come spettroscopia; gli strumenti che consentono la registrazione degli spettri sono definiti spettroscopi, spettrometri o spettrografi.

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Una composizione che mostra quattro arcobaleni. Ognuno è centrato in punti diversi

24 ore di arcobaleno

Didascalia: Menzione d'onore al concorso di astrofotografia IAU OAE 2023, categoria Immagini fisse con smartphone-dispositivi mobili: 24 ore di arcobaleno, di Fabrizio Guasconi. Questa vista panoramica di Livorno, Italia, mostra una serie di vividi arcobaleni catturati in tre giorni diversi nel dicembre 2021. Gli arcobaleni sono il risultato della rifrazione della luce solare da parte di goccioline d'acqua sospese nell'aria, tipicamente dopo una pioggia o in condizioni di nebbia. Le gocce d'acqua agiscono come un prisma, scomponendo (rifrangendo) la luce solare nei vari colori. Le diverse lunghezze d'onda della luce vengono rifratte in misura diversa, ed è per questo che vediamo questa stratificazione di colori. Il fotografo ha unito sapientemente gli scatti più significativi realizzati in giorni diversi per evidenziare le diverse dimensioni e la brillantezza di questi arcobaleni. I punti in cui gli arcobaleni appaiono centrati sono diversi perché ogni arcobaleno è apparso quando il Sole si trovava in una posizione diversa nel cielo. Questa immagine composita cattura magnificamente il fascino transitorio ma ipnotico degli arcobaleni, illustrandone la fugace apparizione e la graduale dissipazione influenzata dalle mutevoli condizioni atmosferiche. Riceve una menzione d'onore nella categoria Immagini fisse scattate esclusivamente con smartphone/dispositivi mobili.
Crediti: Fabrizio Guasconi/IAU OAE (CC BY 4.0)

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Una linea liscia che declina a lunghezze d'onda maggiori con alcuni bruschi avvallamenti.

Spettro di una stella di tipo O

Didascalia: Spettro della stella di tipo O HD 235673 con lunghezza d'onda in nanometri sull'asse x e flusso sull'asse y. La parte superiore del grafico mostra lo stesso spettro, ma con macchie chiare per le lunghezze d'onda ad alto flusso e macchie scure per le lunghezze d'onda a basso flusso. Il colore della linea tra 400 e 700 nm corrisponde approssimativamente al colore con cui l'occhio umano vede la luce di quella lunghezza d'onda. Al di sotto dei 400 nm e al di sopra dei 700 nm, dove l'occhio umano può vedere poca o nessuna luce, le linee sono colorate rispettivamente di blu e di rosso. Le righe nere mostrano le linee di assorbimento spettrale causate da atomi e ioni di diversi elementi presenti nell'atmosfera della stella. Questi atomi e ioni assorbono a lunghezze d'onda specifiche, causando linee scure e nitide nello spettro. La densità di queste righe dipende dalla temperatura dell'atmosfera della stella. Due stelle composte dalla stessa miscela di elementi potrebbero avere spettri con serie di righe molto diverse se le loro atmosfere hanno temperature diverse. Per le stelle di tipo O le caratteristiche più importanti sono un piccolo numero di linee causate dall'elio ionizzato. Queste righe sono più marcate nelle stelle di tipo O che in quelle più fredde. Nello spettro compaiono anche linee di atomi di elio e di idrogeno. Lo spettro presenta un flusso maggiore all'estremità blu dello spettro rispetto a quella rossa.
Crediti: IAU OAE/SDSS/Niall Deacon

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Una linea liscia che declina a lunghezze d'onda maggiori con qualche brusco calo.

Spettro di una stella di tipo B

Didascalia: Lo spettro della stella di tipo B HD 258982. Il colore della linea tra 400 e 700 nm corrisponde approssimativamente al colore con cui l'occhio umano vede la luce di quella lunghezza d'onda. Al di sotto dei 400 nm e al di sopra dei 700 nm, dove l'occhio umano può vedere poca o nessuna luce, le linee sono colorate rispettivamente di blu e di rosso. Le righe nere mostrano le linee di assorbimento spettrale causate da atomi e ioni di diversi elementi presenti nell'atmosfera della stella. Questi atomi e ioni assorbono a lunghezze d'onda specifiche, ingenerando linee scure e nitide nello spettro. La densità di queste righe dipende dalla temperatura dell'atmosfera della stella. Due stelle composte dalla stessa miscela di elementi potrebbero avere spettri con serie di linee molto diverse se le loro atmosfere hanno temperature diverse. Per le stelle di tipo B le linee più importanti sono causate dagli atomi di elio. Queste righe sono più marcate nelle stelle di tipo B e più deboli nei tipi più caldi e più freddi. Ci sono anche le righe degli atomi di idrogeno, ma non sono così marcate come nelle stelle di tipo A più fredde.
Crediti: IAU OAE/SDSS/Niall Deacon

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Una linea liscia che raggiunge un picco a circa 420 nm e poi diminuisce a lunghezze d'onda maggiori con alcuni avvallamenti piuttosto ampi.

Spettro di una stella di tipo A

Didascalia: Lo spettro della stella di tipo A BD-11 1212. Il colore della linea tra 400 e 700 nm corrisponde approssimativamente al colore con cui l'occhio umano vede la luce di quella lunghezza d'onda. Al di sotto dei 400 nm e al di sopra dei 700 nm, dove l'occhio umano può vedere poca o nessuna luce, le linee sono colorate rispettivamente di blu e di rosso. Le righe nere mostrano le linee di assorbimento spettrale causate da atomi e ioni di diversi elementi presenti nell'atmosfera della stella. Questi atomi e ioni assorbono a lunghezze d'onda specifiche, ingenerando linee scure e nitide nello spettro. La densità di queste righe dipende dalla temperatura dell'atmosfera della stella. Due stelle composte dalla stessa miscela di elementi potrebbero avere spettri con serie di linee molto diverse se le loro atmosfere hanno temperature diverse. Le linee degli atomi di idrogeno dominano gli spettri delle stelle di tipo A e sono le più forti in questo tipo di spettro.
Crediti: IAU OAE/SDSS/Niall Deacon

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Una linea relativamente liscia che raggiunge un picco a circa 430 nm e poi diminuisce a lunghezze d'onda maggiori con avvallamenti piuttosto ampi.

Spettro di una stella di tipo F

Didascalia: Lo spettro della stella di tipo F 2MASS J22243289+4937443. Il colore della linea tra 400 e 700 nm corrisponde approssimativamente al colore con cui l'occhio umano vede la luce di quella lunghezza d'onda. Al di sotto dei 400 nm e al di sopra dei 700 nm, dove l'occhio umano può vedere poca o nessuna luce, le linee sono colorate rispettivamente di blu e di rosso. Le righe nere mostrano le linee di assorbimento spettrale causate da atomi e ioni di diversi elementi presenti nell'atmosfera della stella. Questi atomi e ioni assorbono a lunghezze d'onda specifiche, causando linee scure e nitide nello spettro. La densità di queste righe dipende dalla temperatura dell'atmosfera della stella. Due stelle composte dalla stessa miscela di elementi potrebbero avere spettri con serie di linee molto diverse se le loro atmosfere hanno temperature diverse. Le linee degli atomi di idrogeno, più forti nelle stelle di tipo A, sono ancora relativamente forti nelle stelle di tipo F, ma le linee dei metalli, in particolare del calcio ionizzato, iniziano a diventare forti a questo tipo di spettro.
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Una linea piuttosto irregolare che raggiunge un picco a circa 470 nm e poi diminuisce a lunghezze d'onda maggiori con alcuni profondi cali.

Spettro di una stella di tipo G

Didascalia: Lo spettro della stella di tipo G UCAC4 700-069569. Il colore della linea tra 400 e 700 nm corrisponde approssimativamente al colore con cui l'occhio umano vede la luce di quella lunghezza d'onda. Al di sotto dei 400 nm e al di sopra dei 700 nm, dove l'occhio umano può vedere poca o nessuna luce, le linee sono colorate rispettivamente di blu e di rosso. Le righe nere mostrano le linee di assorbimento spettrale causate da atomi e ioni di diversi elementi presenti nell'atmosfera della stella. Questi atomi e ioni assorbono a lunghezze d'onda specifiche, causando linee scure e nitide nello spettro. La densità di queste righe dipende dalla temperatura dell'atmosfera della stella. Due stelle composte dalla stessa miscela di elementi potrebbero avere spettri con serie di linee molto diverse se le loro atmosfere hanno temperature diverse. Nelle stelle di tipo G le linee degli atomi di idrogeno sono più deboli rispetto alle stelle di tipo F, mentre quelle del calcio ionizzato sono più forti. Anche le linee degli atomi metallici, come gli atomi di ferro, sodio e calcio, iniziano a diventare prominenti.
Crediti: IAU OAE/SDSS/Niall Deacon

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