Australia Telescope National Facility
Come funziona uno spettrografo?
Uno spettrografo è uno strumento utilizzato per ottenere e registrare uno spettro astronomico. Lo spettrografo divide o disperde la luce di un oggetto nelle lunghezze d’onda che lo compongono, in modo da poterla registrare e poi analizzare. Questi passi sono discussi più in dettaglio qui sotto.
- Dispersione della luce
- Struttura di uno spettrografo
- Registrazione di uno spettro
Dispersione della luce
La luce che entra in uno spettrografo può essere divisa o dispersa in uno spettro con uno dei due mezzi, usando un prisma o un reticolo di diffrazione. Quando Newton divise la luce in uno spettro nel 1660 usò un prisma di vetro. Gli studenti delle scuole usano spesso i prismi di perspex dei kit ray box per disperdere o “dividere” la luce bianca di una lampadina a incandescenza nei colori componenti dello spettro. Questo effetto è dovuto al fatto che le diverse lunghezze d’onda della luce hanno anche diverse frequenze. Quando passano attraverso un prisma, subiscono una rifrazione, un cambiamento di velocità dovuto al cambiamento del mezzo. Se la luce cade incidente sul prisma con un angolo diverso da 90°, cambierà anche la direzione. La luce rossa ha una lunghezza d’onda più lunga della luce blu, quindi il suo angolo di rifrazione è più basso, sia in entrata che in uscita dal prisma. Questo significa che viene piegata meno. La luce che emerge dal prisma viene dispersa come mostrato schematicamente nel diagramma qui sotto.
La maggior parte degli spettrografi astronomici usano reticoli di diffrazione piuttosto che prismi. I reticoli di diffrazione sono più efficienti dei prismi che possono assorbire parte della luce che li attraversa. Poiché ogni fotone è prezioso quando si cerca di prendere uno spettro da una sorgente debole, agli astronomi non piace sprecarlo. Un reticolo di diffrazione ha migliaia di linee strette che vengono tracciate su una superficie di vetro. Riflette piuttosto che rifrangere la luce, quindi nessun fotone viene “perso”. La risposta di un reticolo è anche lineare, mentre un prisma disperde la luce blu molto più che nella parte rossa dello spettro. I reticoli possono anche riflettere la luce nelle bande d’onda UV a differenza di un prisma di vetro che è opaco agli UV. Un esempio comune di reticolo di diffrazione è un CD in cui i pozzetti che codificano le informazioni digitali agiscono come un reticolo e disperdono la luce in uno spettro colorato.
 Credit: NASA
Dispersione della luce da un reticolo di diffrazione.
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 Credit: CSIRO
Diffrazione dalle buche in un CD.
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Struttura di uno spettrografo
Il diagramma schematico sottostante mostra i componenti chiave di un moderno spettrografo a fessura.
La fenditura dello spettrografo limita la luce che entra nello spettrografo in modo da agire come una sorgente puntiforme di luce da un’immagine più grande. Questo permette all’astronomo di prendere un certo numero di spettri da diverse regioni di una sorgente estesa come una galassia o di una specifica stella nel campo visivo del telescopio. La luce viene poi collimata (resa parallela) prima di colpire un reticolo di diffrazione. Questo disperde la luce in lunghezze d’onda componenti che possono poi essere focalizzate da uno specchio della macchina fotografica in un rivelatore come un dispositivo ad accoppiamento di carica (CCD). Ruotando il reticolo, diverse parti dello spettro disperso possono essere focalizzate sulla telecamera. La lampada di confronto è vitale in quanto fornisce linee spettrali di lunghezza d’onda nota (ad esempio sodio o neon) a riposo rispetto allo spettrografo, permettendo di calibrare lo spettro della sorgente lontana e di misurare qualsiasi spostamento delle linee spettrali.
Registrazione dello spettro
Newton ha registrato lo spettro della luce solare disegnandolo. L’ascesa della spettroscopia per uso astronomico fu in parte dovuta al suo legame con un’altra tecnologia emergente: la fotografia. Gli spettri astronomici potevano essere registrati fotografandoli su lastre di vetro. Questo era un approccio di gran lunga superiore alla visione attraverso un oculare e al tentativo di disegnare l’immagine. Le registrazioni fotografiche degli spettri potevano essere memorizzate per analisi successive, copiate per la distribuzione o la pubblicazione e le linee spettrali potevano essere misurate rispetto alle linee spettrali di una lampada stazionaria che produceva linee spettrali di lunghezza d’onda nota. Fu solo osservando e fotografando gli spettri di migliaia di stelle che gli astronomi furono in grado di classificarle in classi spettrali e quindi iniziare a capire le caratteristiche delle stelle. Gli spettri fotografici venivano generalmente registrati su lastre di vetro piuttosto che su pellicola fotografica perché le lastre non si allungavano. L’immagine dello spettro era normalmente presentata come un negativo in modo che le linee di assorbimento appaiono come linee bianche su uno sfondo scuro. L’esempio qui sotto mostra lo spettro fotografico di una stella di riferimento standard, α Lyrae, tratto da An Atlas of Stellar Spectra del 1943.
La spettroscopia fotoelettrica permette di registrare informazioni spettrali elettronicamente e digitalmente piuttosto che su lastre fotografiche. I moderni dispositivi astronomici ad accoppiamento di carica o CCD possono raggiungere un’efficienza quantica di circa il 90% rispetto a circa l’1% delle emulsioni fotografiche. Questo significa che un CCD può convertire quasi 9 su 10 fotoni incidenti in informazioni utili rispetto a circa 1 su 100 per la pellicola. Usando un CCD un astronomo può quindi ottenere uno spettro utile molto più velocemente che usando una lastra fotografica e può anche ottenere spettri da fonti molto più deboli. I CCD hanno una risposta più lineare nel tempo rispetto alle emulsioni fotografiche che perdono sensibilità con l’aumentare dell’esposizione. Uno spettro registrato su un CCD può essere letto direttamente su un disco del computer per la memorizzazione e l’analisi. La natura digitale delle informazioni permette una rapida elaborazione e la correzione dei contributi atmosferici allo spettro. Gli spettri moderni sono quindi normalmente visualizzati come grafici di intensità relativa rispetto alla lunghezza d’onda, come mostrato di seguito per uno spettro stellare.
Spettroscopia multifibra
L’ultimo decennio ha visto la crescita della spettroscopia multifibra. Questo comporta l’uso di fibre ottiche per portare la luce dal piano focale del telescopio ad uno spettrografo. Un vantaggio chiave di questa tecnica è che più di uno spettro può essere ottenuto simultaneamente, migliorando notevolmente l’efficienza del tempo di osservazione su un telescopio. Molte delle tecniche per la spettroscopia multifibra sono state sviluppate all’Anglo-Australian Observatory per l’uso sull’AAT e sui telescopi Schmidt del Regno Unito.
Il progetto 2dF ha rivoluzionato il campo emergente della spettroscopia multifibra utilizzando un robot computerizzato per posizionare con precisione 400 prismi minuti su una piastra metallica in modo che ogni prisma potesse raccogliere la luce da un oggetto come una galassia o un quasar. Ad ogni prisma era attaccata una fibra ottica che alimenta uno spettrografo. Lo strumento 2dF si trova in cima all’AAT e può prendere spettri da 400 oggetti simultaneamente su un campo visivo di 2 gradi. Durante l’osservazione di un campo, il robot imposta un secondo set di prismi su un’altra piastra che può essere capovolta in pochi minuti per iniziare l’osservazione di un nuovo campo. Questo sistema incredibilmente efficiente permette di ottenere spettri di migliaia di oggetti in una sola notte di osservazione.
Due progetti chiave, il 2dF Galaxy Redshift Survey e il 2dF QSO Redshift Survey hanno fornito l’impulso scientifico per costruire questo strumento multifibra. Queste indagini hanno prodotto dati accurati su oltre 250.000 galassie e 25.000 quasar che si sono rivelati una manna immensa per i cosmologi che studiano la formazione e la struttura su larga scala dell’Universo.
Gli astronomi e gli ingegneri australiani continuano a progettare, sviluppare e costruire nuovi dispositivi multifibra per i telescopi di ultima generazione di classe 8-10 m oltreoceano. Un consorzio australiano dell’AAO, ANU e UNSW ha appena costruito OzPoz, uno spettrografo multifibra per il VLT dell’ESO in Cile. Sviluppa le tecniche usate nel 2dF e attualmente permette di raccogliere 132 spettri simultaneamente. Strumenti futuri come Echidna e AAOmega sono attualmente in fase di sviluppo.
Spettroscopia in altre bande d’onda
La spettroscopia non è solo lo strumento degli astronomi ottici. Può essere effettuata in tutte le bande d’onda, ognuna delle quali fornisce nuove intuizioni sulla struttura e le caratteristiche degli oggetti celesti.
La spettroscopia nell’infrarosso permette agli astronomi di studiare le regioni di nascita delle stelle oscurate all’astronomia ottica da nubi fredde di polvere e gas. L’Australia è attivamente coinvolta nell’astronomia infrarossa e ha costruito spettrografi infrarossi come IRIS 2 per l’AAT e il telescopio da 2,3 m dell’ANU a Siding Spring. La Research School of Astronomy and Astrophysics di Mt Stromlo a Canberra stava costruendo il Near IR Integral Field Spectrograph (NIFS) per il telescopio Gemini North da 8.1 m alle Hawaii quando un incendio ha distrutto la maggior parte delle strutture sulla montagna all’inizio del 2003. Un sostituto del NIFS è stato ora realizzato e sarà presto in uso su Gemini.
La spettroscopia ad alta energia nelle regioni dei raggi X e dei raggi γ è più difficile perché gli strumenti devono sopportare i rigori del lancio di un razzo e il duro ambiente dello spazio. Poiché i fotoni ad alta energia hanno lunghezze d’onda molto più corte, i design ottici tradizionali per gli spettrografi non sono adatti o in grado di essere adattati. La risoluzione degli spettrografi ad alta energia non può attualmente eguagliare quella degli spettrografi ottici, ma ci permettono di ottenere una maggiore comprensione di oggetti ed eventi violenti ed energetici nell’Universo.
Anche i radioastronomi ottengono informazioni spettrali dalle loro osservazioni. I ricevitori usati sui radiotelescopi possono captare migliaia di bande in una data regione della banda radio, proprio come si potrebbe ottenere muovendo un quadrante radio attraverso diverse stazioni e misurando l’intensità del segnale ricevuto. Queste informazioni forniscono effettivamente dettagli sulle varie transizioni emesse dalla materia. I dati dello spettro radio possono fornire dettagli sulla frequenza e sulla velocità. Possono anche fornire informazioni sulla polarizzazione del segnale, informazioni normalmente non disponibili negli spettri visibili. I miglioramenti nei ricevitori e nei rivelatori permettono ora agli astronomi di osservare abitualmente alle lunghezze d’onda del mm, dove c’è una ricchezza di linee spettrali dalle molecole nello spazio. Molecole come l’acido acetico e la formaldeide sono state scoperte nelle nubi interstellari e la ricerca continua per la firma di aminoacidi come la glicina. Le informazioni su questi si riveleranno vitali per gli astrobiologi e gli astrochimici.