Il Corpo Nero

Nonostante il nome, il corpo nero non è veramente nero ed è in grado di emettere luce (niente a che vedere, quindi, con il “buco nero”). Vediamo che cos’è e come si comporta. Esso è un corpo ideale, in grado di assorbire tutta la radiazione elettromagnetica che lo raggiunge. Per convenzione, l’oggetto più simile a un $corpo nero$, è un corpo cavo sul quale è praticato un piccolo foro rispetto alla superficie interna. I fotoni (la luce) che vi entrano non riescono più a uscire!

Tuttavia, esiste una legge fisica che non può essere contrastata: l’energia deve conservarsi. Il $corpo nero$ non può quindi tenersi per sé quella che ha assorbito. E’ quindi costretto a ri-emetterla come radiazione termica. Esso è quindi “nero” solo per quanto riguarda la “riflessione” della luce. Le caratteristiche della radiazione che lui emette dipendono solo e soltanto dalla sua temperatura. Si può quindi analizzare la sua luce ottenendone uno spettro e questo avrà una curva piuttosto semplice e regolare che varierà solo in base alla temperatura. La Fig. 3 ci mostra l’intensità di radiazione del $corpo nero$ in funzione della lunghezza d’onda (colore) per diverse temperature. Si nota bene che al diminuire della temperatura il “picco” della curva si abbassa e si sposta verso destra.

Figura 3. L’intensità luminosa in funzione della temperatura del $corpo nero$. Al suo diminuire il “picco” si abbassa e si sposta verso destra (lunghezze d’onda maggiori).

Perché allora non considerare come corpi neri anche le stelle? Loro producono energia e non la riflettono come i pianeti. Vale allora la pena di confrontare lo $spettro$ di un astro con la curva del copro nero e vedere cosa succede. Ovviamente, lo $spettro$ della stella sarà rappresentato nello stesso modo, ossia come intensità della luce in funzione della lunghezza d’onda. Prendiamo allora il nostro Sole e cerchiamo quale curva di $corpo nero$ imita meglio il suo $spettro$. La Fig. 4 ci fa vedere che si ottiene un ottimo accordo con un $corpo nero$ di temperatura pari a circa 5780 K. Vi rendete conto della meravigliosa scoperta? Possiamo facilmente scoprire la temperatura delle stelle confrontando il loro $spettro$ con quello dei modelli di $corpo nero$. Abbiamo trovato una caratteristica importantissima e fisicamente fondamentale per dividere le stelle in vari gruppi.

Figura 4. Lo $spettro$ del Sole confrontato con la curva di $corpo nero$ per una temperatura di 5777 K – ingrandisci

Possiamo riassumere il risultato con la Fig. 5, dove lo $spettro$ stellare viene paragonato a corpi neri di varia temperatura. Se il picco capita nella zona blu dello $spettro$ vediamo che la temperatura è altissima, mentre se invece cade nel rosso, la temperatura è molto più bassa.

Figura 5. Lo spettro di una stella viene confrontato con varie curve di $corpo nero$. Se il picco capita nella zona blu dello $spettro$, la stella è caldissima; se capita in quella rossa, la stella è “fredda”.

A questo punto avremmo abbastanza informazioni per poter iniziare la nostra classificazione delle stelle. Tuttavia, è meglio parlare prima, con maggiori dettagli, delle righe spettrali.

Come si abbiamo visto bene nella Fig. 4, lo $spettro$ del Sole presenta dei picchi e delle rapide cadute nel suo andamento. Queste righe spettrali dipendono dalle molecole presenti nell’atmosfera della stella e possono sia assorbire che accentuare l’emissione di luce. Questa caratteristica che sembrerebbe creare confusione è invece importantissima per stabilire la composizione delle varie stelle, dato che si conosce molto bene a quale elemento si riferiscono le singole linee. Un aiuto ulteriore allo studio delle stelle. Vale la pena ricordare a questo punto che l’effetto Doppler (già ben conosciuto) non crea grossi problemi nel determinare la temperatura di una stella, proprio per la presenza delle linee molto ben conosciute. Basta vedere quanto una certa linea si è spostata rispetto a quanto previsto per quel tipo di stella e riportare al suo giusto posto lo $spettro$ per poi confrontarlo con la curva del $corpo nero$. Il discorso sarebbe più complesso, ma vi basti sapere che l’effetto doppler non costituisce un ostacolo per determinare la temperatura e quindi la classe della stella.

Le linee spettrali hanno anche un altro utilizzo meraviglioso. La loro grandezza e intensità dipende dalla gravità superficiale di una stella. D’altra parte, sappiamo che la magnitudine assoluta di una stella (che conosciamo per le stelle di cui è nota la distanza e la $magnitudine$ apparente) è legata alla gravità superficiale. Poiché il raggio di una stella è molto più grande in una gigante che in una nana mentre la loro massa è comparabile, ne segue che la gravità della prima sarà minore di quella della seconda e, come conseguenza, la $magnitudine$ e le linee si presenteranno diverse. In altre parole, le caratteristiche delle righe spettrali, unite alla $magnitudine$ assoluta, ci fornisce una stima della gravità superficiale e quindi del diametro relativo dell’astro. Nuovi parametri, quindi, per eseguire una classificazione.

Ricapitolando, abbiamo in mano sia la temperatura (lo $spettro$) che la magnitudine assoluta (le dimensioni). Possiamo partire!