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spettrografìa

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Definizione

sf. [sec. XIX; spettro+-grafia]. In fisica, insieme delle tecniche relative alla registrazione fotografica, grafica o elettronica di spettri ottici o di altre bande dello spettro delle onde elettromagnetiche (per esempio spettrografia X, spettrografia gamma). Per estensione, sistema di registrazione del peso di ogni componente di una grandezza fisica variabile con continuità all'interno di un determinato intervallo (per esempio spettrografia di massa). In particolare, la spettrografia a raggi X è una tecnica di analisi della struttura di un fascio di raggi X basata sulla diffrazione del fascio in esame su un cristallo di caratteristiche cristallografiche note. In fisica nucleare, spettrografia di massa è la tecnica di misurazione delle masse atomiche mediante spettrografi di massa.

Astronomia: generalità

La spettrografia è uno degli strumenti più importanti dell'astrofisica e delle osservazioni astronomiche in genere. Si è rivelata di grande utilità nello studio delle atmosfere stellari e quindi della loro costituzione e struttura, nonché del movimento delle stelle e di tutti gli oggetti celesti nello spazio. I dati rilevabili da uno spettro stellare, mediante analisi diretta o semplice elaborazione, sono la presenza di elementi atomici, eventualmente ionizzati, e lo stato di movimento della stella, od oggetto celeste, rilevabile misurando lo spostamento delle righe dello spettro dalla loro posizione di riposo per confronto con uno spettro di riferimento (naturalmente, nell'ipotesi che lo spostamento delle righe sia avvenuto per effetto Doppler). Per questo, si misurano con appositi strumenti, detti spettrocomparatori, le posizioni di tutte le righe visibili nello spettro e se ne calcola la lunghezza d'onda per confronto con le lunghezze d'onda, note, dello spettro di riferimento. Conoscendo le lunghezze d'onda, si può risalire all'elemento che le ha generate e al suo stato di ionizzazione e di eccitazione attraverso cataloghi e atlanti spettroscopici; viceversa, avendo già identificato alcune righe dello spettro, è possibile risalire allo stato di movimento della sorgente. La velocità di quest'ultima è data, in prima approssimazione, da (per effetto Doppler) ed è convenzionalmente indicata come positiva se di allontanamento e negativa se di avvicinamento: queste due condizioni corrispondono rispettivamente a uno spostamento dello spettro verso il rosso e verso il violetto. Nel caso di oggetti celesti (per esempio, stelle o galassie) il primo movimento è chiamato anche red shift: a 450 nm una velocità di 1 km/s produce uno spostamento dello spettro di 0,0015 nm; se lo spettro è stato ripreso con una dispersione di 0,1 nm/mm (caso abbastanza frequente in astronomia), risulterà spostato, sul piano focale dello spettrografo o sull'emulsione fotografica, di 0,015 nm. Il problema è alquanto più complesso quando la sorgente si muove con velocità elevata o possiede una struttura non conosciuta: l'identificazione delle righe e la misura della velocità di allontanamento (o di avvicinamento) dell'oggetto costituiscono un problema la cui soluzione è affidata soprattutto all'ingegno dell'astronomo; ciò avvenne, per esempio, nello studio della prima quasar scoperta, 3 C 48, il cui red shift di 0,37 portava nella regione visibile dello spettro righe usualmente non osservabili perché nell'estremo ultravioletto e quindi al di fuori della finestra ottica. Nel caso di velocità particolarmente elevate (a partire da ca. il 10% della velocità della luce), la formula riportata sopra va modificata per tener conto degli effetti relativistici. Mediante misure più elaborate e per confronto con modelli teorici o con oggetti celesti analoghi già studiati, è possibile risalire alla struttura dell'oggetto e alla sua composizione chimica.

Astronomia: studio spettroscopico mediante la larghezza delle righe spettrali

Lo studio spettroscopico delle atmosfere stellari viene compiuto attraverso l'osservazione della larghezza delle righe spettrali, misurando la relativa area occupata su una registrazione spettrofotometrica: tale larghezza dipende in primo luogo dal numero di salti elettronici che l'hanno originata, e quindi dal numero di atomi dell'elemento presente nella stella, e dalla temperatura e pressione alle quali si trovano gli atomi emettenti (cioè dal loro stato di ionizzazione ed eccitazione). Il mezzo di lavoro più efficace si è rivelato la curva di accrescimento (o di crescenza), che correla sperimentalmente la larghezza della riga al numero di atomi emettenti. Tale curva è stata costruita sperimentalmente per il Sole e successivamente per alcune delle stelle più brillanti. L'esame più approfondito delle righe spettrali, in particolare del loro profilo, soprattutto se accompagnato da ricerche teoriche, permette di rilevare altri dati sulla costituzione delle stelle. La larghezza di una riga spettrale dipende infatti, oltre che dai parametri citati, anche dalla turbolenza dell'atmosfera della stella, rilevabile ancora dalla curva di accrescimento quando sia possibile individuare, sulla curva stessa, la transizione fra i due rami che la compongono. Altri effetti che modificano la larghezza di una riga spettrale sono gli effetti Stark e Zeeman, generati da campi elettrici e magnetici: il campo elettrico, nel caso delle atmosfere stellari, è quello prodotto localmente dalle particelle cariche libere (principalmente elettroni) ed è rilevabile praticamente solo sulle righe dell'idrogeno, che maggiormente risentono di tale campo, mentre il campo magnetico è relativo a tutta la stella o a zone aventi dimensioni comparabili con quelle della stella (come nel caso delle macchie solari). Dallo studio delle righe spettrali è rilevabile, almeno per le stelle aventi luminosità apparente abbastanza elevata, il rispettivo moto di rotazione; questo provoca per effetto Doppler, se l'asse di rotazione non è diretto verso la Terra, un allargamento della riga: il bordo della stella che si avvicina provoca un allargamento della riga verso il violetto, l'altro bordo produce lo stesso fenomeno verso il rosso. I particolari rilevati negli spettri sono stati impiegati nella classificazione delle stelle in tipi spettrali, secondo l'Henry Draper Catalogue del 1918-24, perfezionato con l'introduzione delle classi di luminosità (W.W. Morgan, P.C. Keenan, E. Kellmann) e di altri parametri. Un capitolo a sé, anche dal punto di vista spettroscopico, è quello relativo al Sole, la cui elevata luminosità permette uno studio particolareggiato dello spettro, con dispersioni molto inferiori a 1 nm/mm e con potere risolutivo elevato (nel visibile). Per questo motivo, fin dalle prime ricerche (W.H. Wollaston, 1802; J. Fraunhofer, 1814) è stato possibile scoprire e catalogare centinaia e poi decine di migliaia di righe spettrali, per la maggior parte identificate e attribuite a più di 70 elementi. La corona solare, o almeno la componente L del suo spettro, ha rappresentato un puzzle, risolto nel 1941 con l'attribuzione alla corona stessa di una temperatura di oltre 1 milione di gradi. La corona L presenta infatti righe in emissione proibite, generate da elementi ionizzati più volte, e attribuite inizialmente a un ipotetico elemento coronio. Un problema analogo è stato quello affrontato nei primi decenni del XX sec. nello studio delle nebulose gassose, in emissione o planetarie, nonché della materia interstellare, per la quale sono stati trovati dei valori limite per la densità. Lo studio della composizione della materia interstellare è stato effettuato attraverso l'analisi delle righe in assorbimento prodotte dalla materia stessa su tutti gli spettri stellari. Le quasar costituiscono un argomento molto importante dal punto di vista spettrografico; i dati di cui si dispone su tali oggetti, ritenuti la chiave della soluzione del problema cosmologico, sono infatti quasi tutti di origine spettroscopica. I loro spettri presentano righe in assorbimento e in emissione, queste ultime di tipo proibito, generate probabilmente nell'atmosfera della quasar. La caratteristica comune a tutte le quasar è quella di presentare un red shift estremamente elevato dovuto alla loro estrema distanza da noi e all'espansione dell'Universo nel suo complesso (red shift cosmologico).

Fisica terrestre

Spettrografia terrestre, spettro rappresentante i toni liberi di vibrazione della Terra in seguito a un grande terremoto. Secondo l'ipotesi di A. Love del 1911 la Terra avrebbe dovuto avere un periodo di vibrazione fondamentale (tono grave) di circa un'ora, seguito da armoniche con periodi minori. Naturalmente lo spettro dei toni dipende dalla struttura interna del pianeta, quindi la spettrografia terrestre fornisce informazioni utili per le indagini profonde, utilizzando il rilevamento delle oscillazioni libere del pianeta e non quello della propagazione delle onde sismiche.

Bibliografia

K. Loden, L. O. Loden, U. Sinnerstad (a cura di), Spectral Classification and Multicolour Photometry, Londra, 1966; J. D. McGee e altri, Photoelectronic Image Devices, in “Advances in Electronics and Electron Physics”, vol. XXVIII, New York, 1970; H. Seddon, M. J. Smyths (a cura di), Automation in Optical Astrophysics, Edimburgo, 1971; S. Laustsen, A. Reiz (a cura di), Auxiliary Instrumentation for Large Telescopes, Ginevra, 1972; F. Flaerthy, A. Land, Astronomical Spectroscopy, New York, 1976.