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Appun­ti per­so­na­li (per­ché anch’io mi dimen­ti­co qual­che colo­re) e per ragazze/i con un mini­mo di cono­scen­za del­la descri­zio­ne ondu­la­to­ria del­la luce, e di ele­men­ti chi­mi­ci e com­po­sti.

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. Esem­pi bana­li: un fun­go ros­so non si man­gia, un frut­to quan­do è matu­ro è di un colo­re spe­ci­fi­co e lo iden­ti­fi­chia­mo da distan­te tra le foglie verdi…etc.

Ovvia­men­te sia­mo sia­mo diven­ta­ti abi­li vede­re, e rico­no­sce­re, solo colo­ri che rag­giun­go­no il suo­lo ter­re­stre: ovve­ro foto­ni che rie­sco­no a supe­ra­re l’at­mo­sfe­ra. Come si può vede­re bene dal dise­gno pre­so da Wiki­pe­dia i colo­ri del­l’ar­co­ba­le­no sono solo un sot­to­grup­po di tut­to lo spet­tro del­la luce (che va dai più ener­ge­ti­ci rag­gi gam­ma alle meno ener­ge­ti­che onde radio).

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 mol­ti­tu­di­ne 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. (Nel­l’ar­ti­co­lo cita­to è inte­res­san­te vede­re come si inge­gna­va­no gli uomi­ni dei seco­li scor­si: ad esem­pio si misu­ra­va­no gli infra­ros­si con i ter­mo­me­tri).

Gli ogget­ti cele­sti pos­so­no esse­re mol­to debo­li tan­to da non ecci­ta­re, sul­la nostra reti­na, i coni che sono respon­sa­bi­li del­la nostra per­ce­zio­ne del colo­re. Gran­di tele­sco­pi, o sen­so­ri e foto a lun­ga posa pos­so­no com­pen­sa­re que­sta scar­sa inten­si­tà lumi­no­sa per­met­ten­do­ci di distin­gue­re i colo­ri nel cosmo.

L’o­ri­gi­ne di que­sta luce e dei suoi colo­ri è mol­to sot­ti­le e può esse­re spie­ga­ta 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 biso­gno 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 cen­ti­na­io 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 foto­ni nasco­no dal­le rea­zio­ni nuclea­ri, 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 (quin­di sup­po­nen­do ad esem­pio che non ci sia­no più rea­zio­ni nuclea­ri), 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.

Un foto­ne può inte­ra­gi­re con un ato­mo in diver­se manie­re (effet­to Comp­ton, effet­to fotoe­let­tri­co, pro­du­zio­ne di cop­pie, foto­di­sgre­ga­zio­ne). Se ha un’e­ner­gia tipi­ca (nel­l’Ul­tra­Vio­let­to) di una stel­la (cal­da) il foto­ne 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 i sal­ti colo­ra­ti. Il sal­to più pic­co­lo è quel­lo che gene­ra un foto­ne di mino­re ener­gia (ros­so), vice­ver­sa un sal­to grande=grande ener­gia del foto­ne (UV). Il dise­gno non è in sca­la, la sca­la ener­ge­ti­ca è scrit­ta a destra in uni­tà di eV (elet­tron­Volt). I colo­ri visi­bi­li appar­ten­go­no solo alla serie di Bal­mar, ovve­ro sono foto­ni che arri­va­no allo sta­to ecci­ta­to 2 par­ten­do da sta­ti ad ener­gia mag­gio­re (da n>2 a n=2). I foto­ni nel visi­bi­le sono tre e si chia­ma­no rispet­ti­va­men­te

  • Hydro­gen-Alpha (656.3 nm), Ros­so, da 3 a 4 vol­te più inten­so (pro­ba­bi­le) 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 (gene­ra­to ad esem­pio da una stel­la mol­to cal­da) 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.

Tem­pe­ra­tu­ra (in kel­vin)[1] Colo­re asso­lu­to Colo­re appa­ren­te[2][3][4] Clas­se Har­vard (di tem­pe­ra­tu­ra) Mas­sa[1]

M=Mas­sa Sole

Rag­gio[1]

R=Rag­gio sola­re

Lumi­no­si­tà[1]
(bolo­me­tri­ca)
Linee
del­l’idro­ge­no
Fra­zio­ne fra tut­te le
stel­le di sequen­za prin­ci­pa­le[5]
≥33000 K blu blu O ≥16 M ≥6,6 R ≥30000 L Debo­li ~0,00003%
10000–33000 K azzur­ro blu chia­ro B 2,1–16 M 1,8–6,6 R 25–30000 L Medie 0,13%
7500–10000 K bian­co azzur­ro A 1,4–2,1 M 1,4–1,8 R 5–25 L For­ti 0,6%
6000–7500 K bian­co-gial­lo bian­co F 1,04–1,4 M 1,15–1,4 R 1,5–5 S Medie 3%
5200–6000 K gial­lo bian­co-gial­lo G 0,8–1,04 M 0,96–1,15 R 0,6–1,5 L Debo­li 7,6%
3700–5200 K aran­cio­ne gial­lo-aran­cio­ne K 0,45–0,8 M 0,7–0,96 R 0,08–0,6 L Mol­to debo­li 12,1%
≤3700 K ros­so aran­cio-ros­so M 0,08–0,45 M ≤0,7 R ≤0,08 L Mol­to debo­li 76,45%

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 attra­ver­so un’a­stro­fo­to­gra­fia, rile­van­do il tipi­co colo­re ros­so del­l’­Hal­pha, si può loca­liz­za­re una zona in cui il gas è ioniz­za­to ad esem­pio da gio­va­ni cal­de stel­le. Que­sta è infat­ti una pro­va effet­ti­va per iden­ti­fi­ca­re una regio­ne di for­ma­zio­ne stel­la­re in quan­to 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 (nebu­lium inte­res­san­te discus­sio­ne sugli ele­men­ti igno­ti)
  • 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 è costi­tui­ta da una super­gi­gan­te esplo­sa (ad esem­pio una nana bian­ca), per ecci­ta­re la mate­ria che a sua vol­ta emet­te foto­ni per il pro­ces­so spie­ga­to nel para­gra­fo pre­ce­den­te,  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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