''Zenith'' on line

Periodico di Astronomia di base a cura del
Centro Astronomico "Neil Armstrong" - Salerno
Numero 2


Il colore delle stelle

di Pierpaolo Pappacena


L’inquinamento atmosferico, e soprattutto quello luminoso, che affligge le nostre città rende impossibile la visione della maggior parte delle stelle che l’occhio umano può distinguere senza l’ausilio di strumenti ottici, siano essi telescopi o semplici binocoli.
Ma basterà recarsi non molto lontano dai centri abitati per poter ammirare una volta celeste ben più ricca di stelle ed inevitabilmente si potrà notare la varietà di colori che presentano gli astri: mentre stelle come Vega, Rigel e Sirio splendono di una vivida luce bianco-blu, altre come Aldebaran, Betelgeuse ed Antares sono decisamente rosse; Capella è gialla come il nostro Sole, Arturo diffonde una luce arancione. Al telescopio le varie tinte vengono esaltate (purché la serata sia particolarmente chiara); uno strumento di media apertura permette inoltre di ammirare i colori di alcune stelle doppie famose proprio per il diverso colore delle componenti.
Ma da dove derivano le colorazioni delle stelle e l’intensità delle loro tinte? Per rispondere a questa domanda sono necessarie due importanti premesse: che cos’è la luce e cos’è un colore.
Com'è noto, quella che noi chiamiamo luce è quella parte dello spettro elettromagnetico in cui lunghezze d’onda vanno dai 400 agli 800 nm (nanometri). Cioè, tutte le onde elettromagnetiche che hanno lunghezze d’onda comprese tra quei valori sono quelle a cui è sensibile l’occhio umano e costituiscono pertanto la cosiddetta luce visibile; tale parte dello spettro è pertanto detta finestra del visibile ed a seconda della lunghezza d’onda compresa in tale finestra, poi, la luce assume un colore.

LO SPETTRO ELETTROMAGNETICO

Ora, ogni cosa che ci circonda ha un diverso colore, ma è noto che la maggior parte di queste cose splende di luce riflessa. Ed è proprio dalla luce che lo illumina che un oggetto trae la propria colorazione, riflettendo certe radiazioni ed assorbendo tutte le altre. Ad esempio, le foglie di una pianta ci appaiono verdi perché assorbono tutte le radiazioni con lunghezza d’onda diverse dal verde, riflettendo solo quelle con la lunghezza d’onda corrispondente al verde; il rosso di una mela è tale perché riflette solo "il rosso", assorbendo tutti gli altri colori. Così si può dire che il colore degli oggetti è solo una loro proprietà di riflettere, selezionandola, la luce che vi incide.
Ma non è sempre così. La fiamma di una candela è luminosa di per sé stessa; il filamento di una lampadina accesa emette luce da solo; il Sole, come tutte le stelle, splende di luce propria. Tutti questi oggetti sono sorgenti luminose ed il loro colore dipende dalla composizione della luce irradiata e solo da essa.
Sin dal secolo scorso i fisici di tutto il mondo cercarono di spiegare quali sono i fattori che determinano la composizione della luce emessa dai corpi incandescenti. A tal scopo usarono i campioni più disparati, arroventandoli per esaminarne la luce con lo spettroscopio. Subito fu però chiara una cosa: a parità di temperatura, ogni corpo emetteva con maggiore intensità quelle radiazioni che più facilmente assorbiva quando era illuminato a sua volta da luce diffusa (legge di Kirchoff). Ciò permise di immaginare un corpo ideale che godesse della particolare proprietà di assorbire al cento per cento tutte le radiazioni che incidano su di esso e che appaia perfettamente nero alla temperatura ambiente. Questo corpo ideale, detto corpo nero o radiatore integrale, può essere realizzato approssimativamente con una piccola sfera cava sulla cui superficie sia stato aperto un piccolo foro: in condizioni normali il foro appare perfettamente nero, ma riscaldando la sfera portandola ad elevate temperature (nell’ordine di migliaia di gradi), similmente a quanto avviene dalla bocca di un forno, dal foro esce calore ed una luce facilmente analizzabile allo spettroscopio.
Lo studio del corpo nero rese subito evidente come la composizione, l’intensità ed il colore della luce emessa dipendono unicamente dalla temperatura e che il potere emissivo di un corpo nero cresce con la quarta potenza della temperatura (legge di Stephan-Boltzmann).
Wien individuò altre due proprietà del corpo nero, più direttamente riguardanti la colorazione di un corpo incandescente. Senza volerne spiegare il significato matematico, è invece opportuno evidenziarne quello pratico: man mano che la temperatura di un corpo nero aumenta, il suo colore si sposta gradualmente dal rosso verso il violetto, al blu, al bianco, mentre il flusso luminoso cresce assai più che proporzionalmente. In concreto, se si porta un corpo nero alla temperatura di 5600° K si avrà un’emissione nel giallo chiaro alla lunghezza d’onda di 520 nm; alzando la temperatura a 7200° K il flusso di massima emissione sale di tre volte e mezza ed il colore si sposta fino all’estremo violetto, a circa 400 nm. Sostanzialmente, l’esempio mostrato è esperienza comune: tutti sanno che un corpo incandescente al color bianco è assai più caldo di uno portato al color rosso, ma Wien ebbe il merito di precisare in termini matematici tale esperienza, affermando con le leggi da lui enunciate che è possibile conoscere la temperatura di un corpo qualsiasi analizzandone la luce ed il colore.
Dal corpo nero alle stelle il passo è breve. Approssimativamente, agli effetti dell’emissione della luce, le stelle possono essere infatti considerate dei corpi neri che ci appaiono ben luminosi e colorati poiché, come è noto, si trovano a temperature assai elevate. A temperature che vanno dai 100 ai 500 gradi, le stelle (invero a questi stadi di evoluzione stellare dovremmo parlare più propriamente di protostelle) sono invisibili e la loro presenza può essere rilevata solo all’infrarosso da strumenti capaci di "vedere" in tale particolare regione dello spettro elettromagnetico (infatti le lunghezze d’onda della luce emessa da tali stelle non rientrano in quella famosa finestra del visibile di cui si è accennato ad inizio articolo); verso i 2-3 mila gradi (è bene precisare che si tratta di temperature superficiali), la radiazione emessa raggiunge la finestra del visibile e la stella si presenta di un colore rossastro. A temperature maggiori la colorazione dell’astro si sposta dapprima verso il giallo, poi verso il bianco; a 20-30 mila gradi la stella è di un abbagliante luce bianco-azzurra come quella che sprizza dal cannello della fiamma ossidrica.
Dunque il colore di una stella dipende semplicemente dalla sua temperatura superficiale; il problema, a questo punto è di stabilire, di misurare, in qualche modo, il colore di una stella, perché se è vero che Aldebaran e Betelgeuse sono rosse è un po’ più difficile stabilire oggettivamente quale delle due è... più rossa!
A parte la difficoltà di stabilire una graduatoria delle tinte che non risenta della soggettiva percezione di un colore, è anche noto che l’occhio umano non ha la stessa sensibilità per tutti i colori: è stato infatti provato che l’uomo vede meglio nel giallo (non è un caso, dato che questo è il colore del Sole), un pò meno bene nel rosso e nel blu; inoltre, a bassi livelli di luminosità, esso perde la capacità di distinguere i colori, e non c’è dubbio che la maggior parte delle stelle appaiono molto deboli e non rivelano alcun colore dominante. Tuttavia, per evidenziarne il colore, si usano particolari tecniche fotografiche: si possono fare fotografie a colori a lunga esposizione oppure, meglio ancora, foto in bianco-nero servendoci di filtri (come è noto, i filtri colorati esaltano la luce del colore corrispondente, talché, fotografando la stessa stella con diversi filtri, se l’immagine ottenuta, ad esempio, con un filtro blu mostra la stella in questione più intensamente di quanto non facciano le immagini ottenute con altri filtri vorrà dire che la stella è intrinsecamente blu).
Come detto, l’occhio umano ha il massimo di sensibilità cromatica nel giallo: ciò significa che una stella che abbia il massimo di emissione in questa zona sarà per l’occhio più luminosa di un’altra stella che, a parità di energia emessa e a parità di distanza, abbia il massimo di emissione in altre zone spettrali. Ma noi sappiamo che dalla luminosità stimata si possono ricavare le magnitudini apparenti nonché le magnitudini apparenti fotografiche (con filtri o senza filtri). Se si adopera l’emulsione fotografica normale, che a differenza dell’occhio ha il massimo di sensibilità cromatica nel violetto, si potranno stimare le magnitudini fotografiche e confrontarle con quelle visuali.
Ecco allora il modo per misurare il colore delle stelle: confrontare le loro magnitudini in almeno due diversi sistemi. Di solito si scelgono le magnitudini B, fotografiche, che misurano il flusso luminoso nel blu-violetto, e le magnitudini V, visuali, ottenibili ad occhio nudo, che misurano il flusso nel giallo. Si definisce pertanto indice di colore B-V di una stella la differenza tra le magnitudini B e V dell’astro; tale valore è posto per convenzione uguale a zero per certe stelle bianche come Vega. Secondo tale criterio di misurazione, una stella blu avrà un indice di colore negativo perché la stella blu appare più brillante alla lastra fotografica che agli occhi dell’uomo e quindi la magnitudine apparente B deve essere più piccola della visuale V; viceversa, l’indice di colore per una stella gialla come il Sole o Capella è positivo e si aggira intorno a 0,7, mentre per stelle via via più arancioni e rosse, i valori crescono verso il 2. Nella Tabella 1 sono riportati alcuni indici di colore di stelle famose particolarmente brillanti.

TABELLA 1

Ma facciamo un passo indietro. Abbiamo detto che il colore delle stelle dipende dalla loro temperatura superficiale. Quest’ultima può essere ricavata grazie ad una semplice formula che la mette in relazione con l’indice di colore: noto il valore di B-V, dunque, è facile calcolare la cosiddetta temperatura di colore, che, è bene ripeterlo, misura la temperatura superficiale della stella. La temperatura di colore è, con una tolleranza di un centinaio di gradi, coincidente con la temperatura superficiale vera e propria (la lieve differenza è dovuta al fatto che le stelle non sono dei perfetti radiatori integrali, ma deviano sia pur di poco dal comportamento dei corpi neri), che si deduce invece dalla conoscenza del potere emissivo, cioè dell’energia emessa per unità di superficie e di tempo (facile da calcolare purché si conosca il raggio della stella). Nella stessa Tabella 1 sono riportate anche le temperature di colore delle stelle in esame.
Il colore delle stelle è uno degli elementi discriminanti nella loro classificazione generale. Questa divide il 99% di tutte le stelle in nove classi, ognuna delle quali è indicata con una lettera: abbiamo quindi, in ordine decrescente di temperatura superficiale, le classi O, B, A, F, G, K, M (da cui la famosa frase "Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me" che serve per ricordarsene la sequenza). In verità tale classificazione divide le stelle per gruppi aventi certe caratteristiche spettrali (ad esempio più o meno righe di assorbimento o righe più o meno intense), ma può comodamente servire anche per distinguere le stelle per colore e per temperatura, come detto, secondo la Tabella 2.

TABELLA 2

Occorre a questo punto fare un’importante distinzione. Il cielo è pieno di oggetti diversamente colorati. Fra questi, tra i più suggestivi sono sicuramente le nebulose, estese nubi di polveri e gas eccitati e resi luminosi dai raggi ultravioletti di stelle vicine: in tali casi i colori mostrati da queste strutture non hanno niente a che fare con le loro temperature, che si aggirano su valori molto bassi, e ciò perché la relazione colore-temperatura è valida solo per quei corpi che si comportano come dei corpi neri. Se analizziamo lo spettro della luce emessa da una nebulosa noteremo come l’emissione luminosa non è continua come avviene nei corpi incandescenti, ma è concentrata intorno a ristrette zone: si dice, in questi casi, che lo spettro non è continuo ma è per righe. Un esempio più alla nostra portata è costituito dai tubi fluorescenti al neon: essi hanno diversi colori, splendono di luce propria come le stelle, ma sono freddi.
Per concludere, un’annotazione. L’indice di colore B-V di una stella, quello da cui si ricava cioè la temperatura di colore, è, come detto la differenza tra le magnitudini visuali e fotografiche della stella. Ora, è noto che lo spazio interstellare, sebbene ben più vuoto del vuoto che la migliore macchina pneumatica costruita dall’uomo possa mai produrre, è pur sempre, su scala cosmica, "denso" di atomi di polvere e gas. Ciò si traduce in un elemento perturbativo nel calcolo delle magnitudini di cui sopra: tale materia interstellare opera irrimediabilmente un assorbimento della luce delle stelle che osserviamo, del tutto analogamente a quanto avviene sulla Terra, dove l’atmosfera "cambia" il colore del Sole al tramonto, facendolo diventare rosso. Così, in fase di calcolo dell’indice di colore di una stella, se risulta abbastanza facile operare correzioni che tengano conto delle aberrazioni cromatiche prodotte dall’atmosfera terrestre, per quanto riguarda l’assorbimento interstellare si deve procedere a rettifiche un pò più laboriose. Un sistema di correzione presuppone l’uso di uno spettrografo, altri si basano su misurazioni del flusso luminoso in almeno tre differenti lunghezze d’onda (per esempio nell’ultravioletto, nel blu e nel giallo) o in altre regioni dello spettro.