Astronomia: spettroscopia nel visibile

Attraverso la spettroscopia è possibile indagare la composizione chimica e le condizioni fisiche di sorgenti poste anche a grandi distanze ed è per questo che la spettroscopia riveste un ruolo fondamentale nello studio dei corpi celesti.

La spettroscopia fonda la sua teoria sulla duplice natura ondulatoria e corpuscolare della luce.

Molte proprietà della luce possono essere descritte per mezzo del modello classico ondulatorio attraverso i parametri quali la lunghezza d’onda, la frequenza, la velocità e l’ampiezza.

Il modello ondulatorio non è però in grado di spiegare fenomeni connessi all’assorbimento e all’emissione  ed in questi casi è necessario invocare un modello corpuscolare in cui la luce viene rappresentata come un flusso di particelle discrete detti fotoni, la cui energia risulta proporzionale alla frequenza della radiazione

E= hv

Per capire la struttura degli spettri sono rilevanti sia l’aspetto corpuscolare (emissione e assorbimento) che quello ondulatorio (propagazione). Per capire come funziona la strumentazione e come si origina lo spettro l’aspetto rilevante è quello ondulatorio (ottica classica).

Basi fisiche

Se facciamo passare un raggio di luce attraverso una fenditura e successivamente attraverso un prisma, se ne ottiene la scomposizione nei colori semplici, cioè in uno spettro; all’uscita dallo strumento, il raggio di luce può venir proiettato su uno schermo o inviato su una lastra fotografica.

La luce (e qualunque altra radiazione) è composta da differenti intervalli di lunghezze d’onda: l’intervallo al quale è sensibile l’occhio umano, e che chiamiamo luce, o “visibile”, va da circa 4000 Å (1 Å = 10^-8 cm) nel violetto fino a circa 8000 Å nel rosso. La frequenza n (nu) della radiazione è legata alla lunghezza d’onda lambda (l) dalla relazione

“l = c/n”

dove c è il valore della velocità della luce pari a circa 300000 km/s.

Gli spettri del Sole e delle stelle presentano sul fondo continuo delle righe scure (raramente anche delle righe più chiare del continuo). Le righe scure più marcate furono scoperte da Wollanston nel 1802, nello spettro del Sole; nel 1814 Fraunhofer le indicò con le lettere latine tuttora in uso.

La loro interpretazione fu possibile nel 1859, quando Bunsen e Kirchhoff stabilirono le Basi dell’analisi spettrale:

  1. Un corpo incandescente, solido o liquido, o gas ad alta pressione ed alta temperatura, presenta uno spettro continuo senza righe.
  2. I gas luminosi, a bassa pressione e bassa temperatura, presentano alcune luminose righe in emissione; ogni elemento chimico presenta righe in emissione che gli sono caratteristiche, cosicché dallo spettro in emissione dei gas è possibile dedurre la loro composizione chimica.
  3. Se attraverso un gas si fa passare la luce emessa da un corpo che presenta uno spettro continuo, si otterrà uno spettro sul cui continuo appaiono delle righe oscure (righe di assorbimento o righe di Fraunhofer) esattamente a quelle lunghezze d’onda alle quali il gas, alle opportune condizioni di eccitazione, presenterebbe righe in emissione. Questo vale anche per le stelle e il Sole, in cui i raggi di luce provenienti dalle zone più interne, devono attraversare gli strati più esterni e più freddi: in alcuni di questi (strati di inversione) si formano le righe di Fraunhofer.

La comprensione di questi comportamenti degli spettri richiede almeno la conoscenza dei meccanismi di emissione e di assorbimento della luce nel modello dell’atomo più semplice, quello dell’idrogeno, nel quale un elettrone, che possiede una carica unitaria negativa, ruota attorno al nucleo, composto di un protone carico positivamente.

spettro

Gli elettroni sono innumerevoli, ma possono percorrere solo certe orbite in corrispondenza a determinati livelli energetici. L’orbita 1 più interna (livello fondamentale) è la più povera d’energia: un elettrone che dovesse raggiungere un’orbita più esterna, dovrebbe essere stimolato dall’esterno a compiere il salto, cioè dovrebbe ricevere energia dall’esterno: per il salto, per esempio, dall’orbita 1 all’orbita 2, sarebbe necessaria una quantità di energia di 10.19 eV (elettronvolt: 1 eV è l’energia che un elettrone acquisisce quando è sottoposto a un campo elettrico con una differenza di potenziale di 1 Volt). Con 13.595 eV o più, l’elettrone si stacca dal resto dell’atomo: l’atomo si ionizza,

Inversamente, il salto di un elettrone verso un’orbita più interna rende disponibile una certa quantità di energia sotto forma di radiazione di una determinata lunghezza d’onda (l’atomo emette un fotone), dando origine ad una riga d’emissione.

Lo spettro continuo è prodotto da innumerevoli salti di elettroni liberi, che cioè si muovono tra un nucleo e l’altro, verso qualcuna delle orbite libere possibili: la lunghezza d’onda della radiazione così emessa dipende dalla differenza delle energie in gioco, quella posseduta dall’elettrone prima di legarsi e quella del livello energetico (orbita) a cui l’elettrone va a legarsi; poiché gli elettroni liberi possono avere energie molto differenti, mediante il processo descritto vengono a rendersi disponibili le più disparate lunghezze d’onda, che si fondono nel “continuo” di cui sopra.

Un tipo particolare di spettro continuo e’ quello emesso dal corpo nero. Si definisce corpo nero un corpo ipotetico che quando è freddo assorbe la radiazione di ogni lunghezza d’onda e perciò appare completamente oscuro, e quando viene riscaldato emette radiazione di tutte le lunghezze d’onda. Si tratta quindi di un ipotetico emettitore e assorbitore perfetto.

Un corpo nero emette uno spettro la cui “forma”, cioè l’intensità della radiazione alle varie lunghezze d’onda, è fissata e dipende solo dalla temperatura del corpo. Il punto di massima intensità della radiazione si trova ad una lunghezza d’onda inversamente proporzionale alla temperatura.

Le stelle e le loro proprietà

Le proprietà chimiche

Newton usò un prisma per dividere la luce bianca in uno spettro di colori e i prismi di alta qualità di Fraunhofer, permisero agli scienziati di vedere le linee nere di origine sconosciuta.

Spettro continuo
Spettro continua
Linee di emissione
Linee di emissione
Linee di assorbimento
Linee di assorbimento

Soltanto dopo il 1850, Gustav Kirchhoff e Robert Bunsen avrebbero descritto il fenomeno alla base di queste linee nere: oggetti caldi solidi producono luce con uno spettro continuo, gas caldi emettono luce a una specifica lunghezza d’onda e oggetti solidi caldi circondati da gas più freddi, mostreranno uno spettro quasi continuo con linee nere che corrispondono alle linee di emissione dei gas.

Confrontando le linee di assorbimento del Sole con lo spettro di emissione di un gas noto può essere determinata la composizione chimica delle stelle. La maggior parte delle linee di Fraunhofer e gli elementi con cui sono associate, sono mostrati nella seguente tabella. I nomi delle Serie di Balmer sono tra parentesi.

Identificazione Elemento Lunghezza d’onda (nm)
y O2 898.765
Z O2 822.696
A O2 759.370
B O2 686.719
C (Hα) H 656.281
a O2 627.661
D1 Na 589.592
D2 Na 588.995
D3 or d He 587.5618
e Hg 546.073
E2 Fe 527.039
b1 Mg 518.362
b2 Mg 517.270
b3 Fe 516.891
b4 Mg 516.733

 

Identificazione Elemento Lunghezza d’onda (nm)
y O2 898.765
Z O2 822.696
A O2 759.370
B O2 686.719
C (Hα) H 656.281
a O2 627.661
D1 Na 589.592
D2 Na 588.995
D3 or d He 587.5618
e Hg 546.073
E2 Fe 527.039
b1 Mg 518.362
b2 Mg 517.270
b3 Fe 516.891
b4 Mg 516.733

Non tutti gli elementi del Sole sono stati immediatamente identificati. Due sono gli esempi significativi:

  • Nel 1868 Norman Lockyer e Pierre Janssen indipendentemente osservarono una linea vicino il doppietto del sodio (D1 e D2) che Lockyer determinò essere un nuovo elemento. Lo chiamò Elio, ma questo elemento non fu trovato sulla Terra fino al 1895.
  • Nel 1869 gli astronomi C. A. Young e W. Harkness indipendentemente osservarono, durante un’eclissi, un’insolita linea di emissione verde intorno alla corona del Sole. Questo “nuovo” elemento fu erroneamente chiamato coronio, poiché fu trovato solo nella corona. Fu solo dopo il 1930 che W. Grotrian e B. Edlèn scoprirono che la linea spettrale a 530.3 nm era causata da ferro altamente ionizzato (Fe13). Altre linee inusuali nello spettro della corona sono anche causate da ioni altamente carichi, come ad esempio il nichel e il calcio. L’alta ionizzazione viene causata dalle alte temperature della corona solare.

Tra le 20000 linee di assorbimento, che sono state elencate per il Sole tra i 293.5 nm e gli 877.0 nm, solo approssimativamente il 75% di queste linee è stato collegato con l’assorbimento degli elementi.

Dall’analisi della larghezza di ogni linea spettrale in uno spettro di emissione, possono essere determinati sia gli elementi presenti in una stella sia la loro abbondanza. Usando queste informazioni, le stelle possono essere categorizzate in popolazioni stellari.

Nella Popolazione I si trovano le stelle più giovani e con il più alto contenuto di metallo (il nostro Sole è una stella Pop I), mentre le stelle appartenenti alla Popolazione III, sono le più vecchie con un contenuto di metallo molto basso.

Temperatura e dimensione

Funzione di distribuzione del corpo nero a varie temperature.
Funzione di distribuzione del corpo nero a varie temperature.

Nel 1860 Gustav Kirchhoff propose il concetto di corpo nero, un oggetto che emette e assorbe radiazione elettromagnetica a tutte le lunghezze d’onda. Nel 1894 W. Wien derivò un’espressione che mette in relazione la temperatura (T) del corpo nero e la lunghezza d’onda del suo picco di emissione (λmax).

“b” è una costante di proporzionalità chiamata “costante di spostamento di Wien”, che vale 2.8977729×10-3 mK. Questa equazione è chiamata legge di Wien. Dalla misura del picco della lunghezza d’onda di una stella, può essere determinata la temperatura superficiale. Per esempio, se il picco della lunghezza d’onda di una stella è 502 nm la corrispondente temperatura sarà 5773 K.

La luminosità di una stella è una misura dell’energia elettromagnetica emessa in un dato intervallo di tempo. La luminosità (L) può essere legata alla temperatura (T) di una stella da:

dove R è il raggio della stella e σ è la costante di Stefan-Boltzmann, il cui valore è 5.670367(13)x10-8 Wm-2K-4. Così quando sia la luminosità che la temperatura sono note (attraverso misure dirette e calcoli) si può determinare il raggio della stella.

Moto nell’universo

Le stelle e i gas interstellari sono destinati dalla gravità a formare galassie, gruppi di galassie possono essere destinati a formare ammassi di galassie. Con eccezione delle stelle nella Via Lattea e delle galassie nel Gruppo Locale, quasi tutte le galassie si stanno allontanando da noi a causa dell’espansione dell’universo.

Effetto Doppler e redshift

Spostamento verso il rosso e Spostamento verso il blu
Spostamento verso il rosso e Spostamento verso il blu

Il moto di oggetti stellari può essere determinato guardando il loro spettro. A causa dell’effetto Doppler, gli oggetti che si muovono verso di noi sono spostati verso il blu, mentre quelli che si allontanano da noi sono spostati verso il rosso.

La lunghezza d’onda della luce spostata verso il rosso è maggiore, apparendo più rossa rispetto a quella della sorgente. Al contrario, la lunghezza d’onda della luce spostata verso il blu è più corta, apparendo più blu della sorgente di luce:

dove λ0 è la lunghezza d’onda emessa, v0 è la velocità dell’oggetto e λ è la lunghezza d’onda osservata. Si noti che v<0 corrisponde a λ<λ0, una lunghezza d’onda spostata verso il blu. Un assorbimento spostato verso il rosso o una linea di emissione appariranno più spostate verso la parte rossa finale dello spettro rispetto ad una linea ferma.

Nel 1913 Vesto Slipher determinò che la galassia Andromeda era spostata verso il blu, questo significava che si stava spostando verso la Via Lattea. Egli registrò lo spettro di altre venti galassie — quattro di queste erano spostate verso il rosso — e fu in grado di calcolare la loro velocità rispetto alla Terra.

Edwin Hubble userà dopo quest’informazione, così come le sue osservazioni, per definire la legge di Hubble: più una galassia è lontana dalla Terra e più velocemente si allontana da noi. La legge di Hubble può essere generalizzata così:

dove  è la velocità (o flusso di Hubble),  è la costante di Hubble e  è la distanza dalla Terra. Lo spostamento verso il rosso (z) può essere espresso dalle seguenti equazioni:

Calcolo del redshift, 
Basato sulla lunghezza d’onda Basato sulla frequenza

In queste equazioni, la frequenza è denotata da  e la lunghezza d’onda da . Maggiore è il valore di z, più la luce è spostata verso il rosso e l’oggetto è più lontano dalla Terra. A partire dal gennaio 2013, la più grande galassia spostata verso il rosso di z~12 fu trovata usando il Campo ultra profondo di Hubble e corrisponde ad un’età di oltre 13 miliardi di anni (l’universo ha approssimativamente 13.82 miliardi di anni).

L’effetto Doppler e la legge di Hubble possono essere uniti e formare l’equazione:

dove c’è la velocità della luce.

Moto caratteristico

Gli oggetti che sono legati dalla gravità ruoteranno intorno a un comune centro di massa. Per i corpi stellari, questo moto è noto come velocità peculiare e può complicare l’interpretazione della legge di Hubble. Quindi per tenere conto di tale effetto occorre modificare la Legge di Hubble:

Questo moto, può causare confusione quando si osserva uno spettro solare o galattico poiché il redshift aspettato, che è basato sulla legge di Hubble, sarà oscurato dal moto peculiare. Per esempio, la forma e la dimensione dell’ammasso della Vergine sono stati materia di un dettagliato esame scientifico a causa dell’ampia gamma di velocità caratteristiche delle galassie nell’ammasso.

Stelle binarie

Due stelle di diversa dimensione che orbitano intono al centro di massa. Si nota che lo spettro è diviso in base alla posizione e alla velocità delle stelle.
Due stelle di diversa dimensione che orbitano intono al centro di massa. Si nota che lo spettro è diviso in base alla posizione e alla velocità delle stelle.

Così come i pianeti possono essere legati alle stelle dalla forza di gravità, coppie di stelle possono orbitare l’una intorno all’altra. Alcune stelle binarie, sono binarie visibili. Questo significa che possono essere viste orbitare l’una intorno all’altra tramite un telescopio.

Alcune stelle binarie, invece, sono troppo vicine tra loro per essere distinte. In questo caso quando vengono osservate attraverso uno spettrometro, mostreranno uno spettro composito: lo spettro di ogni stella sarà sovrapposto a quello dell’altra.

Questo spettro composito diventa più facile da rilevare quando le stelle hanno una luminosità simile tra loro e appartengono ad una diversa. classificazione stellare

La spettroscopia delle stelle binarie può dare informazioni utili grazie alla loro velocità radiale. Mentre le stelle ruotano l’una intorno all’altra, una stella può muoversi verso la Terra, mentre l’altra si allontana causando uno spostamento Doppler nello spettro composito.

Il piano orbitale del sistema determina la rilevanza dello spostamento osservato: se l’osservatore si trova in posizione perpendicolare al piano orbitale, non verrà vista alcuna velocità radiale. Un esempio sulla terra chiarisce l’effetto: se si guarda una giostra posizionandosi su un lato di questa, si vedranno gli oggetti sulla giostra avvicinarsi e allontanarsi, mentre se si guarda la giostra dall’alto, gli oggetti appariranno muoversi solo sul piano orizzontale.

Strumenti

Gli strumenti per la spettroscopia, dai più semplici ai più sofisticati, hanno il compito di raccogliere e scomporre la luce delle fonti da studiare in uno spettro. Il più semplice, ma non meno spettacolare esempio di spettro che la natura ci offre è costituito dall’arcobaleno, che altro non è che lo spettro del Sole ottenuto grazie alla diffrazione provocata dalle molecole d’acqua.

Un passo avanti verso la scomposizione della luce si ottiene attraverso l’ausilio di un prisma di vetro, come per primo fece Newton. Attualmente la maggior parte degli spettroscopi utilizza come mezzo disperdente un reticolo di diffrazione, che può essere di tipo a trasmissione o riflessione.

Astronomia: spettroscopia nel visibile 14

Il tipo di reticolo più utilizzato grazie alle sue maggiori prestazioni è il reticolo in riflessione, fondamentalmente costituito da una superficie su cui vengono incise a distanza regolare migliaia di righe. L’immagine in figura a lato mostra il funzionamento del reticolo in riflessione, basato sull’equazione fondamentale

nl = d (sen i + sen i’)

dove n è l’ordine dello spettro, d la distanza tra i singoli gradini (o linee), i l’angolo di incidenza e i’ l’angolo di diffrazione.

La figura sotto mostra come da un singolo raggio incidente abbiano origine più spettri di ordine diverso, compreso lo spettro di ordine zero che altro non è che l’immagine della sorgente di radiazione.

Astronomia: spettroscopia nel visibile 15

Solitamente un reticolo in riflessione è ottimizzato per concentrare la maggior parte della luce nello spettro di ordine 1 ad una determinata lunghezza e questo è un parametro di cui occorrerà tener conto nella progettazione di uno spettroscopio.

Come si vedrà in seguito occorrerà anche tener conto che ad un maggior numero di linee/millimetro corrisponde una maggior dispersione e una distanza maggiore tra i vari ordini spettrali.Gli strumenti realizzati in questo lavoro sono di due tipi e utilizzano rispettivamente un reticolo in trasmissione e un reticolo in riflessione.

A prescindere dal tipo di reticolo e dalla focale delle ottiche le parti fondamentali dei due strumenti sono analoghe, mentre è differente la geometria ottica.

spettrografo
Schema di spettrografo con reticolo in riflessione – Schema di spettrografo con reticolo in trasmissione.

Il primo strumento realizzato è uno spettroscopio in trasmissione, dalle prestazioni modeste, ma molto valido specialmente dal punto di vista didattico. Lo strumento è stato costruito utilizzando materiale esclusivamente di recupero a parte i reticoli.

I reticoli in trasmissione sono del tipo a film olografico e sono stati acquistati presso Edmund Optics scegliendo due differenti rapporti linee/millimetro (500 e 1000 l/mm). I reticoli non sono ottimizzati per una particolare lunghezza.

Le ottiche sono costituite da una lente recuperata da un proiettore per diapositive, la cui focale si aggira intorno ai 100 mm e da un vecchio obiettivo fotografico da 45 mm. L’obiettivo fotografico funge da collimatore, mentre la lente del proiettore è stata utilizzata come ottica dell’obiettivo. Il collimatore è montato su un supporto unito al corpo dello spettroscopio con una vite che ne permette la messa a fuoco tramite scorrimento.

La fenditura non è regolabile ed è stata realizzata accostando due lame smontate da una lametta da barba usa e getta. Il barilotto di un oculare montato a valle della fenditura serve per l’accoppiamento al telescopio, mentre davanti all’obiettivo è stato montato un porta oculari che può ospitare un oculare per l’osservazione diretta dello spettro o una webcam per la ripresa e può essere messo a fuoco grazie al semplice scorrimento e bloccato con una vite.

I reticoli olografici vengono venduti già montati in un telaio tipo diapositiva, pertanto il fissaggio di fronte al collimatore è ottenuto tramite semplice fissaggio con un paio di mollette da ufficio.

Poiché l’accoppiamento delle ottiche con i due tipi di reticolo utilizzati da origine ad uno spettro abbastanza disperso e quindi non osservabile interamente nel campo dell’oculare è stato necessario realizzare uno snodo che consenta di far ruotare l’obiettivo rispetto al reticolo.

La realizzazione di questo strumento non è stata preceduta da un vero e proprio progetto ed è basata piuttosto su prove empiriche in fase di costruzione. Le varie parti sono state dimensionate e posizionate in modo da avere il minimo ingombro possibile.

Con il reticolo da 500 l/mm si ottiene uno spettro nell’ordine 1 disperso su un angolo di circa 10°, mentre con il reticolo da 1000 l/mm lo spettro risulta di circa 24°, considerando un intervallo di lunghezze d’onda compreso tra 3800 e 7300 Å.

In questo video si presentano esperimenti sulla luce e sul colore. Si raccontano e si illustrano le esperienze e le teorie di Isaac Newton e di Thomas Young. In particolare, si reinventano gli esperimenti di Young sulla natura ondulatoria della luce, sulla sua diffrazione in frange e sulla sua interferenza, usando materiali semplici. Si propongono infine esperimenti sugli spettri di diversi elementi, usando lampade spettrali.

La classificazione spettrale di Harvard ed il diagramma HR

Dopo gli studi sistematici di padre Angelo Secchi nel campo della spettroscopia stellare che portarono ad una prima classificazione degli spettri  in 5 categorie in base al colore ed alla abbondanza e tipologia delle righe,  gli strumenti professionali per la spettroscopia migliorarono notevolmente ed alla fine dell’ottocento i dettagli visibili negli spettri stellari erano talmente ricchi da richiedere una classificazione adeguata alle nuove scoperte.

L’osservatorio del College di Harvard divenne in quell’epoca il centro di una monumentale attività di classificazione  che, ad opera del suo direttore, Edward Pickering ,e delle sue collaboratrici, portò nel 1890 ad una nuova  complessa classificazione in ben 16 classi, contraddistinte da altrettante lettere dell’alfabeto.

Più tardi(1901) una delle collaboratrici di Pickering, Annie Cannon, rivisitò e semplificò notevolmente la classificazione precedentemente effettuata portandola a quella familiare e tuttora (seppur con alcune modifiche)  adottata di 7 lettere, OBAFGKM. Celebre è la filastrocca inventata per rammentare l’ordine delle lettere e delle classi (Oh Be A Fine Girl Kiss Me).

La classificazione di Miss Cannon costituì un vero capolavoro di semplicità ed efficienza, in quanto l’ordine delle classi era contemporaneamente un ordine cromatico, ovvero di temperatura, e di complessità degli spettri e delle righe.

Esso passa quindi da stelle bianco  blu e bianche di elevatissima temperatura e spettri relativamente semplici, con poche righe, a stelle gialle e poi rosse, di temperatura superficiale più bassa e  spettri più complessi, con molte righe o con bande.

La classificazione fu inoltre affinata con una sotto classificazione decimale all’interno delle classi, anche se non completa per tutte le classi stesse:  si ebbero quindi le sottoclassi B0 B1..B2..   A0…A1…A2…etc.

All’interno delle classi la temperatura diminuisce passando dalla prima all’ultima delle sottoclassi. Il ciclopico lavoro culminò nel magnifico “Henry Draper Catalogue” pubblicato tra il 1918 ed il 1924 da Pickering e dalla Cannon che mostrava la classificazione operata da quest’ultima su 225.300 stelle.

Più tardi ulteriori modifiche furono effettuate, ed una classificazione in parte parallela si affiancò a quella principale, tra le integrazioni ricordiamo la classe S con caratteristiche simili alle M e K e con abbondanza di ossido di zirconio, le classi R e N, comprendenti le stelle ad alta presenza di carbonio, ed il gruppo W che alcuni considerano una variante della classe O, ma che costituisce una vera classe a sé stante,cui appartengono le  stelle cd. di Wolf –Rayet caldissime, con ampie righe in emissione.

Diagramma HR
Un esempio del Diagramma HR

Il periodo intenso e affascinante di ricerche che, tra la fine dell’ottocento e gli inizi del novecento, posero le basi dell’astrofisica moderna fu poi completato dall’opera di Hertzsprung e Russell, che, per vie diverse, scoprirono che per un gran numero di stelle l’ordine cromatico era anche quello di luminosità, nel senso che le stelle blu erano più luminose di quelle gialle, a loro volta più luminose di quelle rosse, con l’eccezione di alcune stelle dei tipi spettrali G-K-M, di dimensioni molto più grandi (giganti e supergiganti) ed alcune stelle molto calde , ma di piccole dimensioni (nane bianche) che non seguivano questo trend, differendo così da quelle del primo tipo della cd. “sequenza principale”.

Le scoperte dei due astronomi diedero il via  alla costruzione di quello che costituisce una pietra miliare dell’astronomia moderna ed un indispensabile strumento di indagine : il diagramma chiamato HR,dalle iniziali dei suoi ideatori, che lega la magnitudine assoluta  alla  temperatura effettiva delle stelle ed alla classe spettrale.

Uno dei risultati più famosi ed eclatanti dell’indagine spettroscopica applicata alla cosmologia  , diretta conseguenza delle ricerche in precedenza effettuate, è stata la scoperta epocale di E. Hubble sul redshift  degli spettri delle galassie e sulla espansione dell’universo, ma un numero notevolissimo di scoperte è stato possibile ed è ancora oggi possibile solo con l’esame e l’analisi spettrale, che si estende sempre più a lunghezze d’onda oltre il visibile, nell’IR e nell’UV.

Riferimenti e approfondimenti

  1. Peter V. Foukal, Solar Astrophysics, Weinheim, Wiley VCH, 2004, p. 69, ISBN 3-527-40374-4.
  2. Isaac Newton, Oticks: Or, A Treatise of the Reflections, Refractions, Inflections and Colours of Light, London, Royal Society, 1705, pp. 13–19
  3. Joseph Fraunhofer, Bestimmung des Brechungs- und des Farben-Zerstreuungs – Vermögens verschiedener Glasarten, in Bezug auf die Vervollkommnung achromatischer Fernröhre, in Annalen der Physik, vol. 56, nº 7, 1817, pp. 282–287, Bibcode:1817AnP….56..264FDOI:10.1002/andp.18170560706.
  4.  Martha Haynes, Hubble’s Law, Cornell University. 
  5. Amici della Scienza

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