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I colori del cosmo (in aggiornamento…)

Una delle cose che mi interessa di più della fotografia è la possibilità di osservare, in maniera diversa, le cose che ci stanno attorno. L’astrofotografia acuisce i sensi verso lo spazio e ci permette di sondare il nostro rapporto con l’oltre il nostro giardino. Nostro, ma allo stesso tempo di tutte le forme di vita che sono a bordo di questa grande astronave con cui condividiamo il viaggio nel “vuoto” cosmico.

I colori che vediamo

Come esseri viventi terresti, per sopravvivenza, ci siamo evoluti in modo da riconoscere alcune sfumature di colori. Ovviamente queste sono quelle che raggiungono il suole terrestre ovvero che riescono a superare l’atmosfera, come si può vedere bene dal disegno preso da Wikipedia:

 

Atmospheric electromagnetic transmittance or opacity-in italian.png
NASA (tradotto da Drugonot) – Source image, Public Domain, Link

 

La luce nel cosmo ha una miriade di “colori” (frequenze). L’uomo attraverso i suoi sensi può percepirne diversi, come ad esempio i colori delle stelle. Tuttavia, come la figura sopra ci mostrava, il senso della vista può farci cogliere solo una ristretta parte della miriade dei colori della luce. Attraverso l’ingegno nei secoli l’uomo è riuscito ad immaginare un modo per acuire in sensi in una direzione. In particolare dopo l’invenzione del telescopio e nell’ottocento con la nascita della spettroscopia, ha acquisito la possibilità di vedere nuove diverse sfumature del cosmo.

Infatti gli oggetti celesti possono essere molto deboli tanto che non eccitano, nel nostro occhio, i coni responsabili della nostra percezione del colore.

L’origine di questi colori è molto sottile e possono essere spiegate in dettaglio. In questa breve raccolta di appunti, con un livello di difficoltà aperto a tutti, mi voglio concentrare sui colori che possiamo percepire anche noi come tali, osservando con un telescopio il cosmo. Capita spesso infatti che i colori delle astrofotografie siano in falsi colori, cioè che non rispecchiano i colori reali. La scelta cromatica dei diversi colori è arbitraria ed è dettata dal bisognio di avere un contrasto dal punto di vista spettrale che può fornire informazioni sulla natura stessa dei fenomeni cosmici.

Come primo approccio mi concentrerò sull’origine della luce stellare, ovvero dei fotoni che escono dalle nostre stelle. Successivamente mi concentrerò sull’origine degli altri colori che si vedono nel cosmo e nelle astrofotografie. In particolare dei colori delle nebulose.

Origine della luce stellare

L’origine dei colori delle stelle non è un fatto banale. Anzi fino ad un centiaio di anni fa non si avevano che ipotesi, e per lo più sbagliate.

Solar internal structure-it.svg
Di HeNRyKusOpera propria, Pubblico dominio, Collegamento

Mi ricordo, dalle lezioni di fisica, lo stupore di imparare che le stelle, per me le lampadine per eccellenza, in realtà sono oggetti opachi come un semplice tocco di carbone. Si producono effettivamente fotoni all’interno delle stelle attraverso le reazioni nucleari innescate dal collasso gravitazionale, ma non sono propriamente quelli che vediamo direttamente. Questi infatti sbattono contro atomi vicini, vengono assorbiti e riemessi, interagiscono in questo modo milioni di volte prima di arrivare alla fotosfera (uno dei gusci esterni della stella) impiegando centinaia di migliaia di anni (per i nostri fotoni Solari) per uscire.

Questo è interessante: se ci fosse una modifica nella generazione di fotoni all’interno del Sole, noi ce ne accorgeremmo solo centinaia di migliaia di anni dopo (guardando ai soli fotoni e non ai neutrini per esempio).

In tutto questo torneo di collisioni e mazzate il fotone acquisisce un’energia tipica della temperatura della fotosfera: stelle calde=blu-azzurro stelle fredde=giallo-rosso.

L'auriga e la cometa Giacobini zinner
La costellazione dell’Auriga e la cometa Giacobini – Zinner. In particolare i colori delle diverse stelle che compongono la costellazione.

 

 

Nebulosa a emissione

La luce creata da queste stelle viaggia nel cosmo, che non è ovunque realmente vuoto. Il mezzo interstellare infatti è composto da diversi elementi. Il più abbondante è anche quello più semplice: l’idrogeno. La luce così si trova ad avere a che fare con l’idrogeno.

Quando un fotone di sufficiente energia interagisce con un atomo, questo può cedere parte della sua energia alla nube elettronica dell’atomo. Questo surplus di energia viene quindi assorbita dall’elettrone. L’atomo può quindi passare ad una forma eccitata in cui l’elettrone non ha la minore energia possibile (ovvero non è nel suo stato fondamentale).

Si può pensare proprio ad una scala in cui l’elettrone, che sta pacifico nel suo stato fondamentale e più basso (1), riceve un calcio (freccia nera verso l’alto), aumenta la sua energia e quindi raggiunge un livello maggiore su per una scala energetica (ad esempio fino al livello 3).

Siccome questa forma eccitata non è stabile l’elettrone decade da questi livelli eccitati fino ad un livello di energia più basso (le varie frecce nere verso il basso). Questo può avvenire solo per salti energetici discreti (o quantizzati) emettendo fotoni con alcune energie caratteristiche (e quindi con colori distinti). Tra quelli visibili dall’occhio umano ci sono diversi colori, che corrispondono alla serie di Balmar ovvero dal livello n>2 a n=2. Quelle nel visibile sono tre

  • Hydrogen-Alpha (656.3 nm), Rosso, da 3 a 4 volte più intenso della H-beta.
  • Hydrogen-Beta (486.1 nm), Blu-ciano
  • Hydrogen-Gamma (434.1 nm), Blu-violetto, intenso circa la metà rispetto all’H-beta
Spettro delle righe di Balmar. A partire da destra H-alfa H-beta H-gamma nel visibile.

 

Se l’energia del fotone è superiore ad un certo valore (13.6eV che corrisponde ad un ultravioletto duro ed è chiamata  energia di ionizzazione) può strappare addirittura l’elettrone all’atomo. Solitamente, una stella molto calda che emette fotoni ad energia tale da rendere eccitato l’idrogeno, ha una buona probabilità di ionizzare l’atomo.

Una volta che l’atomo è ionizzato, il nucleo e l’elettrone sono spaiati e si possono ricombinare per formare un nuovo atomo con elettroni tipicamente nello stato energetico più alto. In questo modo l’elettrone ripercorrerà a cascata il grafico emettendo energia fino ad arrivare allo stato fondamentale. Questo processo prevede l’emissione di un H-alfa circa la metà delle volte. Quindi, l’emissione H-alpha indica che l’idrogeno è ionizzato in quel punto. In questo modo si ha una prova effettiva della regione di formazione stellare, che è circondata da gas continuamente ionizzato da giovani calde stelle. Queste regioni sono quelle comunemente chiamate HII.

Oltre all’idrogeno (che ne riveste circa il 90%) si posso trovare altri elementi ionizzati come l’azoto, lo zolfo e l’ossigeno. Quando un atomo perde due elettroni si dice ionizzato due volte e si esprime col numero romano III (ad esempio OIII ossigeno ionizzato due volte). Questi elementi ionizzati o neutri (I) emettono con questi colori

  • Oxygen III (500.7 nm) Blu-verde.
  • Oxygen III (495.9 nm) Blu-verde, 1/5 volte della linea 500.7 nm
  • Nitrogen II (658.3 nm) Rosso
  • Nitrogen II (654.8 nm) Rosso, circa 1/4 della linea a 658.3 nm
  • Helium I (587.6 nm) Arancio
  • Helium II (468.6 nm) Blu

Nebulose planetarie

Le nebulose planetarie sono semplicemente nebulose ad emissione in cui la sorgente fotonica, per eccitare la materia che a sua volta emette fotoni per il processo spiegato nel paragrafo precedente, è costituita da una supergigante esplosa. In particolare, la materia eccitata non è altro che gli strati esterni della stella esplosa. Per questo motivo, oltre all’idrogeno e all’elio, è presente una quantità non trascurabile di ossigeno e azoto

Nebulose a riflessione

In progress..

Comete

Riassumendo

Come spiegato in questo link al sito di R. Clark, e qui riportato tradotto per completezza, quando si vede un colore in una astrofotografia le sue origini possono essere collegate ai seguenti fenomeni:

  • Rosso –> Rosa = Colore generato dall’H-alpha quando la polvere interstellare assorbe le linee H-beta e H-gamma delle nebulose ad emissione dell’idrogeno (più polvere  = più virato sul rosso)
  • Azzurro, Magenta= H-alpha + H-beta + H-gamma nelle nebulose di idrogeno ad emissione con moderato assorbimento della polvere.
  • Rosa = H-alpha + H-beta + H-gamma + Oxygen and/or Sulfur (OIII / SII)
  • Arancione, Marrone = polvere
  • Blu cielo chiaro = Scattering di Rayleigh da particelle poco più piccole della luce visibile
  • Blu cielo profondo = Scattering di Rayleigh da particelle più piccole della luce visibile
  • Verde (foglia di thè) and biancastro blu = Dominato dall’emissione dell’ossigeno (OIII)

 

L’intensità luminosa di queste nebulose, che giunge fino a noi, è troppo debole per azionare la nostra fovea (ovvero per vedere i colori) e abbiamo bisogno di telescopi molto grandi. Attraverso la tecnica fotografica, l’astrofotografia ci permette di arrivare molto lontano…

 

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