La natura delle stelle


(tratto da: Sette variazioni sul cielo, di Margherita Hack, Raffaello Cortina Editore, 1999)

I primi passi verso la comprensione della natura delle stelle sono stati compiuti da Angelo Secchi, un gesuita che cominciò a studiarne sistematicamente gli spettri, disperdendo la luce bianca nei suoi componenti dal rosso al violetto, grazie a uno spettroscopio che era situato nel piano focale del suo telescopio.
Angelo nasce a Reggio Emilia nel 1818, dove frequenta la scuola dei gesuiti; a quindici anni inizia il noviziato presso il Collegio Romano, dove studia fisica e matematica. Trascorre un periodo in Inghilterra e negli Stati Uniti. Si dedica all'osservazione di diversi corpi celesti tra cui il Sole, Giove, Saturno e le comete. Inizia le sue ricerche sugli spettri nel 1863.
Nelle strisce colorate solcate da righe scure degli spettri stellari  è contenuta la chiave per capire struttura fisica, composizione chimica e fonti dell'energia stellare; in una parola, tutto lo svolgersi della vita delle stelle (ndr: testo modificato dal curatore). In quattro anni di lavoro ne cataloga centinaia suddividendole in quattro classi:

  1. quelle bianco-azzurre, solcate da poche e forti righe scure, come per esempio Rigel o Vega.
  2. quelle gialle, come il Sole, Procione o Alpha Centauri , il cui spettro è solcato da numerosissime e sottili righe scure ;
  3. le rosso-arancio, come Aldebaran o Antares in cui dominano bande oscure delimitate nettamente verso il violetto e sfumate verso il rosso.
  4. Infine, un gruppo scarsamente popolato di stelle, per lo più di debole splendore apparente, in cui le bande sono nettamente delimitate verso il rosso e sfumate verso il violetto.
Secchi classifica in un quinto tipo quelle poche che non rientrano nei quattro precedenti perché, oltre alle righe scure presentano righe più brillanti del fondo continuo  .
Sebbene questa classificazione sia basata unicamente su dati osservativi, senza alcun tentativo di interpretazione fisica, Secchi intuisce che il colore è un indice della temperatura stellare. Come un metallo portato all'incandescenza diventa prima rosso cupo, poi rosso chiaro, quindi giallo e infine bianco-azzurro al crescere della temperatura, così le stelle bianco-azzurre devono essere più calde di quelle rosse. 

Il significato del lavoro di Secchi si spiega alla luce delle leggi scoperte dal chimico tedesco Gustav Robert Kirchhoff,  che possono essere così riassunte (ndr: inserto del curatore) :
  1. uno spettro continuo è prodotto da un solido, un liquido o da un gas molto denso e in grande estensione;
  2. uno spettro di righe di emissione (le righe brillanti) da un gas rarefatto;
  3. le righe di assorbimento (quelle scure) da un gas rarefatto frapposto tra una sorgente a spettro continuo e l'osservatore.
Infatti Kirchhoff notò che, se,  per esempio, portiamo ad alta temperatura del gas sodio, vediamo che le radiazioni più intense che emette sono due righe gialle . Ora, poniamo dietro la nube di gas una sorgente a spettro continuo, per esempio un metallo incandescente, a temperatura più alta di qualla del gas: nello spettro continuo appariranno due righe scure nella stessa posizione in cui cadevano le righe gialle . Ciò significa che un gas può assorbire solo quelle radiazioni che è in grado di emettere. La scoperta è stata la chiave per interpretare gli spettri stellari.
La prima spiegazione fu la seguente: la stella è costituita da una superficie di gas caldo e denso che dà luogo allo spettro continuo (la cosiddetta fotosfera) ed è circondata da un'atmosfera meno calda e più rarefatta che assorbe le radiazioni caratteristiche dei gass ivi presenti. Oggi sappiamo che non c'è nessuna separazione netta fra fotosfera e atmosfera (di una stella, ndr.), e che le righe scure sembrano tali perché il gas, alle lunghezze d'onda caratteristiche di un dato elemento, è molto più assorbente che alle lunghezze d'onda adiacenti. Di conseguenza, in corrispondenza delle righe riceviamo radiazione dagli strati superficiali più freddi di quelli che contribuiscono al continuo.
Le osservazioni di Kirchhoff davano modo di effettuare un'analisi chimica qualitativa delle atmosfere stellari. Cominciò così una serie di ricerche di laboratorio per conoscere gli spettri caratteristiche di tutti gli elementi portati allo stato gassoso. Con il confrontodegli spettri di laboratorio con quelli stellari ebbe inizio il paziente lavoro di identificazione delle righe scure. Molte di queste furono facilmente attribuite a elementi comuni come l'idrogeno, il carbonio, l'azoto, l'ossigeno, il calcio, il silicio, il ferro, ecc. . Altre righe intense, presenti soprattutto nelle stelle bianco-azzurre (le più calde), non erano facilmente identificabili. Solo più tardi si capì che erano prodotte da gas ionizzato, ossia da atomi che avevano perso uno o più elettroni, o da gas come l'elio che richiede alte temperature, difficilmente riproducibili in laboratorio, per dare righe osservabili nello spettro ottico, oppure righe (dette "proibite" a causa della loro bassa probabilità) che possono apparire solo in gas estremamente rarefatti, come quello delle nubi interstellari o della corona solare. Si scoprì pure che le bande presenti nelle stelle rosse erano dovute a ossidi del titanio, del vanadio o di elementi rari, come lantanio o zirconio, e in altre (stelle, erano dovute, ndr)  a composti del carbonio. La semplice classificazione di Secchi, basata su osservazioni visuali degli spettri , non era più sufficiente a descrivere tutti i dettagli che apparivano sulle lastre fotografiche. Sarà in seguito sostituita dalla cosiddetta classificazione di Harvard.


Dolores e la spettroscopia

La spettroscopia