Lo spettro

La luce che proviene dalla nostra stella, il Sole, è bianca cioé formata dalla somma di tutti i colori. Questo è dimostrato anche dall'esperienza di tutti i giorni, se la luce non fosse bianca, alcuni colori non si potrebbero vedere come accade la sera quando si guardano oggetti illuminati dalle luci arancioni (al sodio) dei lampioni nelle zone industriali o sotto le gallerie dove gli oggetti perdono il loro colore diventando arancioni più o meno scuri.
Per isolare un colore si può ricorrere all'uso di un filtro: attraverso un filtro rosso, per esempio, il cielo appare nero dato che la luce blu viene da questo bloccato. Viceversa se utilizzo un filtro blu, sarà la luce rossa ad essere bloccata e i tetti delle case risulteranno molto scuri.
Per capire le ragioni di questo effetto, è sufficiente guardare un arcobaleno, il colore rosso si trova molto lontano dal blu, quindi se il filtro lascia passare il rosso, lascera passare un po' di giallo, pochissimo verde e quasi niente blu.
La misura di quanta luce passa dal filtro è chiamata banda passante e può essere amche molto piccola. Ad esempio il filtro rosso che abbiamo descritto, è a larga banda cioè lascia passare anche altri colori ma i filtri possono avere la banda anche molto stretta.
I colori che percepiamo variano a seconda della lunghezza d'onda della luce, il blu è centrato intorno ai 500 nm (nano metri, un nano metro corrisponde a un miliardesimo di metro o ad un milionesimo di millimetro) mentre il rosso inizia intorno ai 700 nm oltre troviamo l'infrarosso IR e in direzione opposta l'ultravioletto UV, radiazioni non visibili per l'occhio umano ma che possono essere misurate con diversi strumenti.

Le righe spettrali

Il colore di una sorgente di luce dipende da vari parametri quali la temperatura e la composizione chimica.
Per esempio se si scalda un pezzo di ferro esso passerà dal colore rosso scuro fino al giallo arancio ed infine al bianco. Il colore del metallo dipende solo dalla temperatura. Se guardiamo invece la fiamma del gas questa è azzurra (dipende soprattutto dalla composizione chimica) e diventa rossa alle estremità dove la temperatura si abbassa a causa del contatto con la pentola o l'aria che sono più fredde.
Se guardiamo le normali lampade ad incandescenza, abbiamo una luce che ha le caratteristiche del pezzo di ferro, queste si illuminano a causa della corrente che circola attraverso il filamento che si scalda fino a diventare luminoso.
La temperatura che viene raggiunta è intorno ai 3000 gradi K e il colore è bianco giallastro.
Le lampade a scarica (chiamate comunemente tubi al neon) scaldano molto meno e la luce è generata da una scarica elettrica che passa attraverso il gas contenuto all'interno. Le lampade al sodio di cui abbiamo accennato in precedenza sono di questo tipo.
Mettendo una miscela di gas diversi è possibile modificare il colore della luce fino a farla diventare quasi bianca come quella utilizzata per l'illuminazione interna.
Se fossimo in grado di vedere lo spettro di queste lampade apparirebbe come una serie di righe o bande più o meno larghe, posizionate sullo spettro. Prese singolarmente apparirebbero come la luce al sodio ovvero di un solo colore, ma la loro somma appare all'occhio come una luce quasi bianca.


La righa H-Alfa

Se guardiamo il Sole, esso ci appare bianco come se lo spettro fosse simile a quello della lampada a incandescenza. In realtà se si analizza lo spettro della luce della nostra stella, esso appare composto da moltissime righe più o meno larghe tipiche dei gas presenti sulla nostra stella.
Le righe più intense sono quelle del gas più abbondante sul Sole ovvero l'idrogeno.
Alla lunghezza d'onda di 656.28 nm si ha l'emissione piu importante dell’Idrogeno e poiché questa è stata la prima linea mappata nello spettro solare, gli è stato dato il nome di Idrogeno-Alfa (Ha).
Proseguendo nel profondo violetto, troviamo un'altra importante riga di emissione, quella del Calcio-K (CaK), alla lunghezza d’onda di 393.3 nm.
Queste due sole linee ci consentono di trarre informazioni sulla maggior parte dei fenomeni veramente importanti che avvengono nel Sole: le protuberanze, le strutture che circondano le macchie solari (facole), la granularita, i flare, e molte altre che a causa dell'elevata luminosità della superficie del Sole (ovvero la somma di tutte le altre righe) non è possibile vedere.


Per vedere il sole in luce H-Alfa si utilizza un filtro a banda molto stretta chiamato appunto filtro H-Alfa, basato sul principio dell'interferometro di Fabry-Perot. Tale strumento è costituito sostanzialmente da due strati semi riflettenti, separati da uno spazio, questa struttura si chiama etalon.
Se si fa passare un fascio parallelo di luce bianca attraverso un etalon, la maggior parte dell'energia verra riflessa dagli strati semiriflettenti. Essendo la luce una radiazione di natura ondulatoria, la radiazione si somma alle altre componenti in modo simile alle onde del mare: se due onde sono in fase si sommano, se sono in controfase si annullano.
Qundi ogni volta che la radiazione viene riflessa si comporta come se fosse essa stessa sorgente, il risultato è che solo la radiazione di cui metà della lunghezza d'onda entra un numero intero di volte nello spazio di separazione dei due strati semiriflettenti, sarà riflessa in fase e quindi riuscirà a passare. Le altre si sommeranno con fasi diverse e quindi tenderanno ad annullarsi.
La costruzione di questi filtri è una operazione molto delicata, poichè le superfici non devono mostrare imperfezioni superiori a pochi milionesimi di millimetro!