Spettroscopia

La spettroscopia è quella branca della fisica che studia gli spettri della radiazione elettromagnetica emessa o assorbita dalla materia.L'analisi spettroscopica permette di individuare la composizione chimica del corpo che emette la radiazione.L'esperimento di Newton sulla scomposizione della luce bianca può essere considerato come l'inizio della ricerca spettroscopica.

Oltre tre secoli fa Isaac Newton (1642-1727) dimostrò che la luce solare poteva essere scomposta in luce di differenti colori usando un prisma.Egli scoprì anche che ad una più breve lunghezza d'onda corrispondeva un maggior angolo di rifrazione, e che lo spettro andava dal violetto al rosso.La spettroscopia, appena nata, sarebbe presto diventata il più potente mezzo di indagine dell'astronomia, quello che sarebbe stato uno straordinario mezzo di scoperta delle proprietà fisiche e chimiche delle stelle ed avrebbe poi prodotto risultati tali da far cambiare il volto dell'astrofisica e della nostra stessa esistenza con scoperte che hanno inciso profondamente sul tessuto concettuale e filosofico dell'universo che ci circonda.

Spectroscopy is the branch of Physics that studies the spectra of electromagnetic radiation emitted or absorbed by matter.The spectral analysis permits to know the chemical composition of the body that emits the radiation.The Newton experiment may be considered as the beginning of spectroscopy.

More than 300 years ago Sir Isaac Newton (1642-1727) showed that sunlight can be split into different colours using a prism. He found that the shorter the wavelength the greater the angle of refraction so that a spectrum of light is produced from red through to violet.
Stellar Spectroscopy is the study of the spectra of starlight. It is a very powerful tool that enables astrophysicists to infer many physical and chemical properties of stars and classify them into a logical sequence.

Dopo i primi esperimenti sulla scomposizione della luce con un prisma di vetro compiuti, come si è detto, da Isaac Newton e Francesco Maria Grimaldi nel seicento, un primo studio sistematico dello spettro solare venne effettuato nei primi anni dell’ottocento da Joseph Von Fraunhofer che catalogò 574 linee scure dello spettro solare, assegnando una lettera alle più evidenti (famose le H e K del Calcio e le C e F dell’idrogeno). Fraunhofer non fu in grado di dare una spiegazione di tale fenomeno. Solo nel 1859 Gustav Kirchoff lo interpretò come un assorbimento selettivo della luce da parte degli elementi chimici presenti nell’atmosfera solare.

Kirchoff dimostrò sperimentalmente che lo spettro dei corpi solidi, liquidi e dei gas ad alta pressione portati all’incandescenza sono continui, vale a dire che in essi i colori si susseguono senza interruzioni di sorta (spettro continuo), mentre i gas a bassa pressione portati all’incandescenza emettono un numero di righe brillanti su sfondo scuro (spettro di emissione). Kirchoff dimostrò anche che le righe scure prodotte da un gas, interposto tra uno spettro continuo e l’osservatore, occupavano la stessa posizione delle righe brillanti provocate dal medesimo gas portato all’incandescenza (spettro di assorbimento). E’ interessante osservare che, negli spettri di emissione, le caratteristiche osservate sono proprie della sorgente, mentre in quelli di assorbimento sono inerenti al gas posto fra la sorgente e l’osservatore.

Facendo riferimento al quotidiano, un esempio classico di spettro continuo è quello di una comune lampada a incandescenza. Una lampada al mercurio o al neon possiede uno spettro a righe di emissione, mentre un esempio comune di spettro di assorbimento è quello solare.

In generale anche le altre stelle mostrano degli spettri a righe di assorbimento (od in alcuni casi anche di emissione). In base agli esperimenti di Kirchoff, le righe sovrapposte allo spettro continuo possono essere attribuite alla presenza di un’atmosfera più fredda che assorbe selettivamente il continuo emesso dalla stella. Ciascun elemento assorbe le proprie lunghezze d’onda (in parole povere è come se ogni elemento chimico presentasse il proprio codice a barre), quindi si può determinare quali sono gli elementi chimici presenti nella stella. Il profilo e l’intensità delle righe permettono di ricavare l’abbondanza relativa degli elementi presenti nonchè alcune caratteristiche fisiche delle stelle, mentre lo spostamento dalle loro lunghezze d’onda nominali fornisce informazioni sul moto della sorgente stessa rispetto all’osservatore.Naturalmente l'indagine spettroscopica si applica non solo alle stelle, ma a tutti i corpi celesti che emettono luce, nebulose, galassie, quasars etc.

Possono inoltre aversi spettri atomici, che danno luogo a righe più o meno sottili e spettri molecolari, che originano bande sfumate, ovvero in alcuni casi entrambi.

After the first experiments made by Newton and Francesco Maria Grimaldi, a first systematic approach to the study of solar spectrum was done in the nineteenth century by Joseph Von Fraunhofer, who first found 574 dark lines in the spectrum, and assigned a letter to the most evident (H & K of Calcium and C & F of Hydrogen, for example).Fraunhofer wasn't anyway capable to explain the origin of the lines.Only in 1859 Kirchoff(1824-1857) ideintified them as selective absorbtion of light by the chemical elements of solar atmosphere.

Per quanto riguarda gli spettri continui nei gas molto caldi gli atomi hanno elevate energie cinetiche e le collisioni tra essi sono molto frequenti, i loro elettroni sono elevati a livelli eccitati e poi decadono al livello iniziale producendo righe di emissione.Tuttavia se i gas hanno elevata pressione e densità allora un elettrone nel suo stato eccitato può non avere tempo sufficiente per tornare allo stato iniziale prima di collidere con un atomo vicino.Ciò ha l'effetto di annullare l'incisione delle righe di emissione diffondendole lungo tutto lo spettro, in modo che alla fine la luce che la luce che emerge dal gas è diffusa in uno spettro continuo, senza righe, in tutte le lunghezze d'onda.

Relativamente agli spettri di emissione , in un gas contenente solo atomi di una data specie, gli elettroni si troveranno nel loro stato iniziale quando la temperatura è bassa.Se il gas si riscalda, i suoi atomi acquistano energia cinetica e tendono a collidere con quelli vicini, facendo sì che gli elettroni si innalzino verso stati eccitati.Quando gli elettroni successivamente decadono verso livelli più bassi,verranno emessi fotoni di differenti energie e lunghezze d'onda, corrispondenti al particolare schema di livello di energia degli elettroni per quel gas.Il gas quindi emetterà sotto forma di righe, luce nelle lunghezze d'onda e di intensità corrispondente alle energie di transizione degli elettroni .Le righe saranno in numero maggiore man mano che la temperatura del gas sale, in corrispondenza ai livelli di energia di transizione degli elettroni permessi rispetto a quello iniziale.

Per quanto riguarda gli spettri di assorbimento, occorre comprendere cosa succede quando si interpone un gas di composizione non nota di fronte ad una sorgente di luce che emette uno spettro continuo.La luce della sorgente contiene fotoni di diversa energia e lunghezza d'onda, e, nel caso in cui l'energia di alcuni di questi fotoni sia esattamente uguale a quella della differenza tra lo stato iniziale e quello eccitato degli atomi del gas interposto, i fotoni in questione verranno eliminati dalla composizione della luce incidente, e quindi assorbiti.Gli elettroni che si trovano in uno stato eccitato ritorneranno tuttavia presto al loro stato iniziale emettendo un fotone; tuttavia detto fotone verrà emesso in una direzione diversa da quello assorbito, così che i fotoni riemessi non verranno osservati in uno spettroscopio, nel quale invece si osserverà uno spettro continuo attraversato da righe scure situate alle lunghezze d'onda corrispondenti agli stati eccitati del gas interposto, ovvero esattamente a quelle in cui si sarebbero trovate le righe di emissione se il gas stesso fosse stato riscaldato.

Sia le righe scure di assorbimento che quelle chiare di emissione costituiranno quindi le impronte digitali spettrali degli elementi presenti nel gas caldo.

In a very hot gas, the atoms have high kinetic energies and collisions between them are very frequent. Their electrons are raised to excited states and then drop down producing emission lines. However, if the gas is at very high pressure and density, then an electron in its excited state may not have enough time to drop down to its ground state before it undergoes another collision from a neighbouring atom. This has the effect of blurring the sharpness of each emission line into a broad band of wavelengths. The same thing happens to neighbouring lines so that by the time the light emerges from the gas it has 'smeared out' into a continuous spectrum at all wavelengths.

In a gas containing only atoms of one kind, the electrons will all be in their ground state if the temperature is low. As the gas is heated, its atoms gain kinetic energy and collide with their neighbours causing their electrons to be raised to excited states. As the electrons drop down, photons will be emitted with many different energies and wavelengths corresponding to the particular electron energy level scheme for the gas. The emission of these lines will cause the gas to glow with a light composed of wavelengths that correspond to the electron energy transitions. For moderate temperatures we might find that only the first excited state of the atom is attained and so the emission light will consist of a single bright emission line corresponding to the difference in energies between the first excited and ground states. As the temperature is increased, more emission lines will start to appear until at higher temperatures many lines will be visible corresponding to all the allowed energy transitions of electrons in the gas. In this way an emission line spectrum is formed that is related to the elemental composition of the gas.

To understand the nature of an absorbtion spectrum, we need to consider what happens when we place a gas of unknown composition in front of a source of light that emits a continuous spectrum. Light from the continuous source contains photons of all energies and wavelengths. Now if it is the case that the energy of some of these photons is exactly equal to the difference between the ground state and an excited state of an atom in the unknown gas, then that photon will be removed from the incident light. The excited electron will quickly return to the ground state emitting a photon however, the emitted photon need not be emitting along the same direction as the absorbed photon but is usually emitted in a different direction. The re-emitted photons are not therefore, generally observed through a spectroscope at the source, and the continuous spectrum is observed when looking to have dark lines at the wavelengths corresponding to excited states of the atoms in the unknown gas. It follows that it is precisely these wavelengths at which light would be emitted in an emission spectrum if the unknown gas was heated to a high temperature.
Both the dark lines superimposed on the continuous spectrum and the bright lines in the emission spectrum provide a 'spectral fingerprint' that identifies the elements present in a hot gas.

Nella figura che segue sono mostrate le righe corrispondenti alle principali serie di transizione dell'Idrogeno: La Lyman, nell'UV, la Balmer nel visibile e la Paschen nell' IR.L'elemento distintivo è il livello di energia al quale le transizioni hanno inizio e fine: il livello 1 per la Lyman, il livello 2 per la Balmer ed il livello 3 per la Paschen.Esistono ulteriori serie, quelle di Brackett e Pfund nel profondo IR.

In the following image is shown the lines of the main Hydrogen transition series; the Lyman in UV; the Balmer in visible and the Paschen in IR.The distinctive feature is the energy level at which taransitions begins and end.There are two further series in deep IR, Brackett and Pfund.

Le serie dell'Idrogeno acquistano grande importanza in astronomia per la particolare abbondanza di tale elemento nell'universo.La serie di Balmer, senza dubbio la più importante di esse, è caratterizzata dalle transizioni elettroniche da n ≥ 3 a n = 2. Questi passaggi sono indicati ciascuno da una lettera greca: la transizione 3 -> 2 è associata alla lettera α, la 4 -> 2 alla β e così via. Poiché storicamente queste righe sono state le prime ad essere indentificate, il loro nome è formato dalla lettera H, il simbolo dell'idrogeno, seguita dalla lettera greca associata alla transizione.

The Hydrogen series have a particular importance in astronomy for the abundance of such element in the universe.The Balmer serie , with any doubt the most important of them, is caracterized by electron transitions from n≥3 to n = 2.The transition 3 -> 2 is defined by letter Alpha, the one 4 -> 2 to the letter Beta, and so on.

Transizione	3 ->2	4 ->2	5 ->2	6 ->2	7 ->2	8 ->2	9 ->2	$\infty$ ->2
Nome	H-α	H-β	H-γ	H-δ	H-ε	H-ζ	H-η	Limite di Balmer
Lunghezza d'onda (Å)	6563	4861	4341	4102	3970	3889	3835	3646
Colore	Rosso	Verde	Blu	Violetto	Violetto	Violetto	Ultravioletto	Ultravioletto

Sebbene i fisici avessero osservato queste righe già prima del 1885, mancava ancora uno strumento capace di predire con accuratezza la lunghezza d'onda esatta delle righe. L'equazione di Balmer è estremamente precisa in questo. Essa è un caso particolare dell'equazione più generale di Rydberg, che portò i fisici a scoprire anche le ulteriori serie che descrivono anche le altre righe dello spettro dell' Idrogeno.

Notobstanding those lines were observed before v1885, it was the lack of an instrument to do an exact prediction of the lines wavelenght.The Balmer equation is extremely precise in this:

Lambda k = B* K^2/ K^2 - 2^2 dove :

Lambda K è la lunghezza d'onda della riga di Idrogeno

K = 3,4,5,6

B è una costante empirica che vale 364,6 nm

Noi appassionati di astronomia possediamo una particolare caratteristica; amiamo il buio delle notti limpide e senza luna ma anche la luce,quella flebile che proviene da stelle o lontane galassie e quella, enormemente più intensa , che proviene dalla stella a noi più vicina, il sole.

Possediamo, quindi, o desideriamo di possedere, strumenti sempre più grandi ed otticamente perfetti che possano mostrarci la luce di stelle o galassie lontane, ovvero ci consentano di riprendere, con camere sempre più perfezionate ed efficienti, immagini i nostri occhi non possono, per la loro limitatezza, trattenere.

La luce visibile, che è quella che percepiamo e che preferibilmente riprendiamo con le nostre camere CCD o con fotocamere digitali , è solo una parte della vasta gamma di radiazione elettromagnetica ( un’onda che si propaga nel vuoto o nei materiali con una velocità prossima ai 300.000 Km al sec). emessa dagli oggetti celesti, e tuttavia essa stessa preziosa ed immediata fonte di informazione.

Sappiamo tutti, infatti, come il nostro primo istinto, una volta osservato il primo oggetto:pianeta galassia, nebulosa, stella o quant’altro,sia quello di percepirne i colori, mentre normalmente effettuiamo, con le camere CCD, più riprese con filtri distinti (cd. LRGB) in modo da ottenere immagini che riproducano con sufficiente fedeltà la gamma cromatica degli oggetti stessi.L’emissione della luce visibile, come quella di tutte le altre radiazioni, avviene in determinate lunghezze d’onda,alle quali sono associati i colori percepiti dai nostri occhi, dal violetto al rosso profondo con tutte le sfumature intermedie.Chiamamo normalmente “spettro” una successione di onde dello stesso tipo, quindi la gamma di onde del visibile sarà chiamata “spettro visibile”.Lo spettro visibile è, naturalmente, soltanto una parte della radiazione elettromagnetica che va dalle lunghezze d’onda cortissime (Raggi gamma) a quelle lunghissime (onde radio) ( vedi BOX 1).Più precisamente potremo chiamare spettro la rappresentazione del modo in cui l’intensità della radiazione emessa da una sorgente dipende dalla sua lunghezza d’onda.Tale assunto costituisce il primo approccio dell’analisi spettrale, uno dei fondamenti della moderna astrofisica che ha permesso e che continua a permettere scoperte importantissime sulla conoscenza dell’universo che ci circonda.Tenuto conto che ciascun elemento chimico emette od assorbe particolari frequenze, la luce proveniente dal sole e dalle stelle porta con sé preziose notizie sulla loro composizione chimica e sulla loro natura.La luce che osserviamo reca quindi un messaggio, scritto in modo abbastanza chiaro al suo interno;noi astrofili normalmente leggiamo l’intestazione , ma le novità più interessanti sono nel corpo del messaggio stesso: lo spettro,messaggio che raramente approfondiamo nell’erronea convinzione che sia un lavoro destinato ai professionisti.Nessuno di noi, tuttavia, si accontenterebbe di leggere solo la copertina di un libro trascurandone il contenuto, ed allo stesso modo l’analisi spettrale apre all’appassionato di astronomia un mondo nuovo ed un nuovo modo di realizzare la sua passione, in un contesto di indubbia scientificità.

We amateur astronomers love both the dark of clear nights without moon, and the dim light coming from stars or far galaxies and the one, much more strong, coming from the nearest star: the sun.In this apparent dicothomy we live our passion.Therefore we own, or wish to own larger telescopes, to see the light of far objects, or to take images of them, by more and more perfect and efficient CCD cameras.

Visible light, the one we intercept with our eyes or our instruments, is only part of the large electromagnetic radiation coming from celestial objects (a wave going trough the void at a speed of 300.000 Km per sec. ), anyway, a precious source of information.We know that the first thing, once having observed an object, is the attempt to see its colors, so we make, with our CCD cameras, more than one shot ( usually three or four , the so called RGB or LRGB technique) to display the same object in all its colors.The emission of visible light covers a range of different wavelenghts to which are associated the colors we see, going from the violet to deep red.We usually call spectrum a sequence of wavelenghts of the same type, so the visible range of wavelenghts will be called "visible spectrum".The visible spectrum is , obviously, only a small part of electromagnetic radiation, extended from the very short wavelenghts (gamma rays) to very long ones (radio waves) (BOX 1).More precisely, we can say that a spectrum is the display of the way in which the intensity of radiation emitted by a source depends on its wavelenght.Such a statement is the first approach to the spectral analysis, one of the milestones of modern astrophysics, that is a precious source of informations on the universe.The light coming from the outer space hide a clear message: we amateur astronomers often read the foreword, but the news are inside it.None of us would be satisfied to read the cover of a book: the novel is inside its pages ! in the same way, spectral analysis is a new way for an amateur to do astronomy in a scientific contest.

Gli spettri del sole e delle altre stelle sono spettri continui che , passando attraverso le relative atmosfere presentano righe in assorbimento.

L’informazione spettrale è quindi duplice; da un lato l’esame dello spettro continuo, dall’altro quello in assorbimento.

Lo spettro continuo in una data regione è l’emissione a tutte le lunghezze d’onda di quella regione, anche se non con la medesima intensità.Tale definizione comporta un’importante conseguenza; che lo spettro continuo delle stelle può avere maggiore intensità nella parte blu dello spettro visibile, nella parte rossa,in quella gialla etc..specificando il colore della stella.Ora, potendo con sufficiente approssimazione dire che le stelle si comportano in modo non troppo diverso da un corpo nero perfetto, utilizzando le leggi del corpo nero che legano la emissione di onde elettromagnetiche alla temperatura,possiamo ricavare la temperatura della superficie di una stella (BOX 2).

Siccome, poi, le righe sovrapposte allo spettro continuo sono dovute alla presenza di un’atmosfera più fredda che assorbe selettivamente il continuo emesso dalla stella, in modo che ciascun elemento ivi presente assorba le proprie, siamo in grado di riconoscere, sulla base della presenza delle righe di assorbimento alle varie lunghezze d’onda, gli elementi chimici presenti e quindi analizzare chimicamente l’atmosfera della stella.Il profilo e l’intensità delle righe ci fanno conoscere, inoltre, l’abbondanza relativa degli elementi presenti nella sorgente,mentre lo spostamento delle loro lunghezze d’onda fornisce informazioni sul moto della sorgente stessa rispetto all’osservatore (effetto Doppler).

La spettroscopia costituisce quindi un potentissimo e, per certi versi semplice strumento d’indagine sulle proprietà fisico-chimiche delle stelle, che usa la luce da esse emessa quale veicolo d’informazione.Ecco allora che la luce, con la quale abbiamo comunemente a che fare nelle nostre serate astronomiche o nelle belle giornate solari assume un altro aspetto, molto più completo ed appagante dal punto di vista scientifico.

Spectra from sun and other stars are continous spectra that, passing through the atmosphere show absorbtion lines.The spectral information is then doubled: continous spectrum and absorbtion spectrum.Continous spectrum in a domain is the emission of all wavelenghts in that domain, although not with the same intensity.This has an important consequence:that a star continous spectrum may have a stronger intensity in the blue, yellow, red part of the spectrum, identifying the star's color.Now,as the stars behave in a way not too different from a perfect black body, applying the black body laws and the relation betweeen the emission of electromagnetic waves and temperature, we can obtain the surface temperature of a star (BOX 2).

Furthermore, as the lines on the continous spectrum are due to an atmosphere that absorbs in a selective mode the continous, so that every element absorbs its own, we can recognize the chemical elements of the star.The profile and intensity of the lines make we know the relative abundance of elements in the source. while the shift of their wavelenghts gives informations on the motion of the source itself from the observer.

Spectroscopy is then a powerful and at the same time simple research instrument on the physical and chemical properties of the stars, using their light as information mean.

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 sottoclassificazione 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.

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.

After Father Angelo Secchi' studies in the field of stellar spectroscopy, with a classification of stars in 5 categories, on the basis of their color and the abundance and typology of the lines, the professional instruments for the spectroscopy greatly improved at the end of 19 th century, with a large amount of lines and details in stellar spectra.The Harvard College observatory then became the center of a monumental activity of classification that , thanks to its manager , Edward Pickering, and its scientists, led to a new classification in 16 classes.Later,(1890) one scientist of Harvard , Mrs Annie Cannon, simplified the previous classification bringing it to the one that is familiar to the actual amateur astronomers, with the letters OBAFGKM.Famous is the rigmarole to remember the order of classes" Oh, Be A Fine Girl Kiss Me".Mrs Cannon's classification was a masterpiece of simplicity and efficiency, for the class order was in the same time a cromatic (and then of temperature) order, and one of complexity of spectra and their lines, passing from stars of very high temperature and simple spectra to some with low temperature and very complex spectra.The initial classification was improved with an under classification, as B0, ..B1..B2,.....A0,...A1...Etc.The period between the end of 19 th century and the beginning of the 20 th was the most intense ad fascinating for modern astronomy:Herzsprung and Russel discovered then that the cromatic order was the brightness order too, buiding the relation that is considered a milestone of astronomy: the HR diagram.One of more important and well known results of spectral analisys was the discovery, by Edwin Hubble, of the galaxies redshift and the expansion of universe.

Il quadro che ho delineato in modo del tutto sommario e riduttivo è sufficiente per comprendere che senza la spettroscopia la moderna astronomia ed astrofisica semplicemente non avrebbero potuto esistere: viene spontanea allora la domanda: C’è un posto per gli appassionati non professionisti in questa essenziale branca dell’astronomia? La risposta è affermativa, per entrambe le due grandi articolazioni della spettroscopia: quella solare e quella stellare.In ciascuna di esse gli astrofili possono compiere un salto di qualità in termini di conoscenza e comprensione dei fenomeni che continuamente osservano e riprendono,dando, in alcuni casi anche un supporto all’analisi professionale (si pensi alla ripresa di spettri di comete e supernovae).Condizione necessaria per accostarsi a questa splendida realtà e percepirne appieno la portata è il possesso di uno spettroscopio; molti astrofili potenzialmente interessati si fermano e desistono nella convinzione che tale strumento non sia facilmente accessibile, o comunque sia di costo elevato, e, quel che più conta, sia difficile da usare:nessuna di tali idee è a mio avviso fondata, come cercherò di dimostrare nelle pagine che seguono.

What I tried to explain before, in a very simple way, is enough to understand that modern astronomy and astrophysics could not exist without spectroscopy.Now, amateur astronomer can make a great step forward in their knowledges in both the branches : the solar and the stellar spectroscopy.Anyway, a necessary condition to face this new approach to astronomy is to own a spectroscope: many amateurs often don't try to enter this new dimension of astronomy for the fear that this instrument may be of high cost and difficult to use: none of these thoughts are , in my opinion, true, as I'll try to demonstrate in the following part of this article.

La luce del sole (e di molte altre stelle stelle) è luce bianca e va quindi dispersa in tutte le sue componenti monocromatiche, dal violetto al rosso.Il modo più semplice e più usato in passato per ottenere ciò è quello di usare un prisma, sfruttando il principio della rifrazione, in base al quale quando la luce passa attraverso un prisma le lunghezze d’onda più lunghe (parte rossa dello spettro) vengono rifratte in misura diversa e subiscono una deviazione con un angolo inferiore di quelle più corte (blu-violetto) .Ciascuno di noi ha potuto , almeno una volta, ammirare la bellezza dei colori della luce solare scomposta nei suoi colori fondamentali da un oggetto di vetro presente in casa.Il prisma ideale per ottenere una buona dispersione è un prisma di vetro flint equilatero, con angoli di 60°, ma anche altri prismi di diversa angolazione possono essere adattati. Nella Fig 1 è mostrato un esempio di spettro solare ottenibile con un prisma a 60° opportunamente orientato, proiettato su un foglio di carta bianco. Un prisma può anche essere anteposto ad un obiettivo fotografico agendo quale prisma –obiettivo per la registrazione di spettri stellari.

Dal punto di vista dell’indagine spettroscopica, il prisma presenta tuttavia un serio inconveniente: la dispersione spettrale è piuttosto limitata,come si può osservare nella Fig 2 dove uno spettro ottenuto con un prisma di vetro flint è messo a confronto con quello con un reticolo di diffrazione a trasmissione da 300 l/mm.Inoltre , cosa ancora più importante,la dispersione è non lineare, in quanto proporzionalmente minore nella parte rossa dello spettro rispetto a quella blu-violetto: lo spettro blu-violetto avrà quindi un’estensione maggiore di quello rosso: chi abbia un interesse meno che provvisorio per la spettroscopia non può che rivolgersi ad un altro strumento : il reticolo di diffrazione.Chi scrive ha usato raramente sistemi a prismi, ritenendo enormemente più efficienti i sistemi a diffrazione.

Fig1 : Dispersione della luce solare di un prisma:notare la differente estensione dello spettro blu rispetto al rosso

Dispersion of sun light by a prism:note the different extension of blue and red spectrum

Comparison between the dispersion of a prism and a 300 g/mm transmission grating

The sunlight (and the light from many stars) is white light and must be diffracted in all its monocromatic components, from violet to the red : the simplest way, and most used in the past to obtain this , is to use a prism, applying the principle of refraction, on whose basis , when the light passes through a prism the longer wavelenght (red part of spectrum) are refracted and bear a deviation with an angle narrower than the shorter wavelenght (blue - violet part).In the upper image Fig 1 is shown an example of solar spectrum obtained by a prism.Anyway, using a prism has a noticeable issue: spectral dispersion is quite less than a grating and not linear, for it's less in the red part of spectrum respect the blue part .In Fig 2 is shown the dispersion of a prism compared to that of a 300 g/mm transmission grating; the image speak by itself.

Una breve premessa sulla natura della diffrazione della luce, sulla quale si basa la costruzione dei reticoli.La diffrazione è un fenomeno basato sulla stessa natura ondulatoria della luce e consiste nella deviazione rispetto alla propagazione in linea retta che un’onda presenta quando incontra un ostacolo: se consideriamo la diffrazione che avviene col passaggio di un fascio di luce attraverso due fenditure, esistono regioni dove si crea un interferenza costruttiva, e regioni dove si crea un interferenza distruttiva.L’interferenza costruttiva avviene ad angoli diversi a seconda delle diverse lunghezze d’onda (colori).Tale concetto può esser generalizzato per n fenditure, e le linee o scanalature del reticolo possono essere assimilate a delle fenditure: maggiore quindi sarà il numero delle linee per mm del reticolo e maggiore sarà la dispersione che esso, a parità di altre condizioni, potrà fornire.Si può quindi definire in ultima analisi il reticolo di diffrazione come quello strumento capace di trasmettere o riflettere o (a seconda che sia a trasmissione o a riflessione ) le diverse lunghezze d’onda di una sorgente di luce policromatica in diversi angoli di diffrazione. Il fascio di luce incidente su un reticolo è in parte trasmesso o riflesso (Ordine 0) ed in parte diffratto più volte sia a destra che a sinistra del raggio stesso, secondo i vari ordini di diffrazione (che non sono altro che i picchi di energia luminosa diffratta),che prendono numeri negativi e positivi. L’ordine 1 è quello nel quale il fascio diffratto presenta la maggiore energia relativa, mentre negli altri man mano questa decresce. l’ordine 1 (ed in particolare il +1) è lo spettro più luminoso,dove l’energia è maggiore ma anche quello dove la dispersione è minore rispetto agli ordini inferiori, nei quali gli spettri sono più elongati. Nei reticoli con un numero medio basso di linee/mm si verifica il fenomeno della sovrapposizione degli ordini.In sintesi,accade che la parte rossa dell’ordine 1 si viene a sovrapporre parzialmente a quella UV dell’ordine 2, lo spettro rosso dell’ordine 2 viene a sovrapporsi a quello blu dell’ordine 3 e cosi via,”inquinando” l’immagine spettrale.A tale problema si ovvia, i genere, con l’uso di filtri che isolano la lunghezza d’onda che si desidera osservare, ovvero con l’uso di reticoli con un elevato numero di linee/mm (superiore a 1200) in modo da “distanziare” tra loro gli spettri dei vari ordini ed evitare o ridurre (entro certi limiti ) il problema.Quanto detto in precedenza impone anche una considerazione; l’ordine zero, come si è visto, costituisce l’immagine reale dell’oggetto celeste di cui si vuole osservare lo spettro, sia esso stella , pianeta o sole, quindi occorre prestare la massima attenzione, specie con i sistemi di spettroscopi senza fenditura od a fenditura molto aperta,dotati di reticoli a trasmissione, a non osservare mai l’immagine diretta di ordine 0 del sole.I reticoli oggi più usati per gli strumenti professionali sono tuttavia quelli a riflessione, e ciò per una semplice considerazione: nei reticoli a trasmissione la maggior parte dell’energia luminosa (circa il 60%) è convogliata verso l’ordine 0, ovvero l’immagine dell’oggetto, e la restante divisa tra i vari ordini.Nei reticoli a riflessione è, invece possibile,effettuando le incisioni sul reticolo secondo un certo angolo, detto angolo di “blaze” i convogliare il massimo dell’energia luminosa, sino anche al 90% su di un solo ordine, e, al suo interno, in una data lunghezza d'onda, con ovvie conseguenze positive sull’incisione dell’immagine spettrale .Si dirà quindi che il reticolo X è "blazed" per 500 nm nell'ordine 1 quando la maggior parte dell'energia luminosa diffratta verrà diretta verso tale ordine e, principalmente, verso la zona blu-verde dello spettro di ordine 1.Per ulteriori riferimenti al processo di blazing nei reticoli a riflessione vedere più avanti e la fig 3.

A short introduction to the nature of diffraction of light, which is the basis of gratings.Difraction is based on the behaviour of light as a wave and is the deviation of a wave from a straight line in presence of an obstruction on its path: if we consider the diffraction that take place with the passage of a wave of light through two slits,there exist places were it is created a constructive interference, and other were we have a destructive one.The constructive interference take place in different angles, depending on the wavelenghts (and the colours); such a statement may be extended to n slits, and the greater the number n, the wider will be the dispersion.We can then define a grating as the instrument capable to transmit or reflect (depending if it is a transmission or reflection one)the different wavelenghts of a polycromatic source in different diffraction angles.The light ray that hits a grating is partially transmitted or reflected (0 order) and partially more times diffracted on its right and left , into the various diffraction orders,defined by increasing numbers, so we have: .....-3......-2.....-1 .....0......+1.......+2......+3....... orders the great the number, the less the relative energy and the more the dispersion.In the low groove per mm gratings may take place the overlapping of orders, say that the deep red of 1st order spectrum may overlap the UV- violet part of 2 nd order spectrum, the red part of order 2 nd spectrum overlaps the blue part of 3 rd order, and so on.This issue is generally fixed using high g/mm gratings and using filters to select the wavelenght to be studied.The gratings used in professional instruments are essentially those of reflection type, and this for the reason that the most of energy in transmission gratings is directed to 0 order (the real image of the object) and the remaining divided between the various orders.In reflection gratings is , instead, it is possible, by making the grooves with a certain angle,called "blaze angle", to send the great part of light energy, till 90%, on a date order and, inside it, on a specified wavelenght.One say, than, that the grating X is "blazed for 500 nm in the 1st order, when the great part of energy of diffracted light is directed toward the 1st order spectrum and, inside it, toward the blue - green part of spectrum itself.For futher informations about the blazing process in the reflection gratings, see below and the fig 3.

Possiamo ora parlare degli strumenti per la spettroscopia ed in particolare della loro autocostruzione.Per comodità mi riferirò esclusivamente agli spettroscopi a reticolo, dato che quelli a prismi vengono raramente usati in conseguenza dell’elevato livello di efficienza raggiunto dai reticoli.Esistono anche spettroscopi nei quali l'elemento dispersivo è composto da reticoli e prismi (grism), ma la loro costruzione ed il loro uso è essenzialmente professionale ed esula da questa trattazione.

Gli elementi necessari per la costruzione di uno spettroscopio amatoriale tipo sono essenzialmente quattro: il reticolo, la fenditura, l’ottica collimatrice, l’ottica della camera o di osservazione.A questi quattro elementi fondamentali deve aggiungersi il box contenete il reticolo, col sistema meccanico di movimentazione del reticolo, ovvero il basculamento dello stesso sul proprio asse, in modo da poter esplorare tutto lo spettro di un dato ordine.Per immagini e riferimenti sugli strumenti completi vedere i link del presente sito sugli strumenti per la spettroscopia, la spettroscopia solare e stellare, e gli strumenti CLAUS, HIRSS e HIRSS2.

Del reticolo ho discusso in precedenza: preciso soltanto che intenderò riferirmi in seguito ai reticoli a riflessione, che sono quelli da me usati nei miei spettroscopi, passo ora a parlare della fenditura.

La fenditura assolve l’importante funzione di costituire l’apertura di entrata di uno spettroscopio , di garantire l’omogeneità della radiazione in ingresso che arriva al mezzo di dispersione (prisma o reticolo) per tramite del collimatore, nonchè di selezionare accuratamente la luce dell'oggetto ripreso od osservato.Per assolvere in modo ottimale questa funzione è necessario che le lame della fenditura siano lavorate a tolleranze ottiche, siano perfettamente parallele, e la loro distanza reciproca sia regolabile, come un diaframma.

Una fenditura professionale che risponda a tutti questi requisiti avrebbe tuttavia il difetto, per un amatore, di costare sicuramente di più dell’intero spettroscopio che egli conta di assemblare (mediamente tra i 300 ed i 1000 €).Occorre quindi fare di necessità virtù e scendere a qualche compromesso.

Il primo è l’autocostruzione, ma a tale proposito è bene dire che una fenditura regolabile, a meno di non avere la disponibilità di una officina meccanica, e di difficile autocostruzione, mentre una fenditura fissa è relativamente semplice da assemblare anche in casa.E’ bene, a tale riguardo, sgombrare il campo da un luogo comune che vuole che le lamette da barba costituiscano l’ideale: le lame affilate da entrambi i lati non funzionano, in quanto suscettibili di dare immagini impastate o doppie, è necessario che le lame abbiano un profilo triangolare con la parte piana rivolta verso la sorgente di luce; ed un oggetto di uso comune che possieda lame rispondenti a tale requisito è un temperamatite, anche se con l’ inconveniente di essere generalmente di ferro anziché di acciaio, e di poter dare origine a ruggine,Si trovano, tuttavia, anche temperamatite con lame in acciaio, e sono i più adatti.Personalmente ho una vasta provvista di temperamatite, e spesso, quando vado ad acquistarli, sorrido nel vedere la faccia meravigliata ed incuriosita del venditore nel vedere che li osservo controluce per verificare la qualità delle lame: un modo di costruzione di una fenditura del genere è descritto al link: http://www.lightfrominfinity.org/autocostruzione.htm .Un’altra possibilità, per le fenditure regolabili, è quella di rivolgersi al mercato del surplus, dove un rivenditore americano , Surplushed (http://www.surplushed.com), ne vende alcune ad un prezzo assolutamente conveniente e con un eccellente rapporto qualità-prezzo.Ritengo queste ultime le più utili per la costruzione di uno strumento di una certa precisione.Per quanto riguarda il controllo della fenditura, sia essa autocostruita che acquistata, occorre dire che l’esame delle lame con un mirino loupe od altro sistema di ingrandimento può essere utile esclusivamente per verificare il parallelismo delle lame, e non anche la loro qualità, specie a fenditura molto chiusa; per ottenere ciò è consigliabile esaminare le frange d’interferenza prodotte dal passaggio attraverso le lame da un raggio di luce coerente,possibilmente quella di un laser, meglio se a luce verde.Più queste sono dritte, ben delineate e regolarmente spaziate, più la fenditura è adatta per l’uso cui è destinata.

L’0ttica di collimazione o collimatore è l’elemento di uno spettroscopio la cui funzione è di rendere parallelo il fascio ottico da inviare al reticolo, ossia di collimarlo.In pratica si tratta (se costituito da sistemi a lenti) di un cannocchiale sistemato all’incontrario, il cui obiettivo è rivolto verso il reticolo e sul cui focheggiatore è alloggiata la fenditura: è necessario inoltre che quest’ultima sia posta esattamente sul fuoco dell’obiettivo.In prima approssimazione, per verificare ciò, si può controllare visualmente l’incisione delle lame traguardate attraverso l’obiettivo, ma per un posizionamento preciso è necessario poi, una volta assemblato lo spettroscopio, focheggiare l’immagine dello spettro prima grossolanamente con l’obiettivo della camera e poi spostando solo la fenditura sino a che le righe non risulteranno le più nette possibili.La lunghezza focale del collimatore è connessa a quella dell’ottica di osservazione o della camera, nel senso che in genere si opta per rapporti 1:1 rapporti diversi a favore dell’ottica di osservazione (tipo 2 o 3 a 1) avrebbero l’effetto ingrandire eccessivamente l’immagine (ossia le righe) senza alcun guadagno nella risoluzione spettrale, che è invece dato dal numero di righe per mm del reticolo e dalle sue dimensioni: la scelta della focale del collimatore dipenderà quindi dalla finalità di utilizzo dello strumento, per il sole o per le stelle, per l’alta o la bassa risoluzione.Per il sole è in genere preferibile usare focali medie o lunghe, data l’enorme quantità di luce in arrivo ed il notevolissimo numero di righe ( oltre 8700) osservabili, per le stelle e con telescopi commerciali è bene invece tenersi su focali basse, anche per ottenere una scala immagine che comprenda la maggior parte dello spettro da osservare . Il diametro del collimatore dovrà coprire e preferibilmente essere leggermente superiore alla diagonale del reticolo (che si ottiene moltiplicando il lato per 1,4, nel caso di reticolo quadrato).Se, quindi, come è probabile, acquisteremo un reticolo quadrato da 30 mm , sarà necessario avere un collimatore di D > 42 mm.

L’ottica di osservazione ha la funzione di ingrandire il fascio parallelo diffratto proveniente dal reticolo, ossia lo spettro, ed osservarlo tramite un oculare o riprenderlo con una camera CCD, webcam, digicam o quant’altro.Il diametro dovrebbe essere pari alla diagonale del reticolo, od anche poco inferiore, mentre la lunghezza focale sarebbe opportuno fosse pari o al massimo leggermente superiore a quella del collimatore.

Inutile dire che gli obiettivi fotografici e quelli (ma non tutti) per fotocopia, facilmente rinvenibili questi ultimi, nei mercatini o rivenditori di surplus , costituiscono eccellenti ottiche, sia di collimazione che della camera,per il campo piano che forniscono.La focale dovrebbe aggirarsi, per spettroscopi a risoluzione bassa e media, tra i 50 e 150 mm.

Un discorso a parte merita il BOX contenente il reticolo la cui struttura è in funzione del progetto di spettroscopio, se solare, stellare o di uso universale, e dell’ordine spettrale che si intende osservare con quel tipo di reticolo. Cerco di spiegarmi: se si intendono osservare spettri stellari , o, ad esempio, lo spettro solare nell’IR od in una data riga a risoluzioni elevate, e quindi l’intensità della radiazione in ingresso nello spettroscopio gioca un ruolo fondamentale, allora è necessario utilizzare l’ordine +1 (quello più luminoso) e quindi prevedere un angolo di circa 38° tra collimatore ed ottica della camera.Nel caso di spettroscopi solari a medio- alta risoluzione ed in tutti i casi in cui si intenda avvalersi di una maggiore risoluzione spettrale (spettri più estesi) al prezzo di una minore luminosità degli stessi, allora può essere utilizzato l' ordine -1,od ordini superiori al 1° che hanno una minore luminosità, ma il vantaggio di una maggiore dispersione con un angolo elevato che rende pratico un box con attacchi a 90°.Un modo piuttosto semplice e valido di realizzare un box è quello di tagliare un quadratino di alluminio 6 x 6 cm o 8 x 8 cm da 2 o 3 mm di spessore facendo ricavare dei fori filettati del diametro necessario (o filettati 42 x 1) su due delle facce a 90° per applicarvici le ottiche di collimazione ed osservazione, realizzando poi dei tappi laterali di chiusura che possono anche essere di PVC.Personalmente ho utilizzato tale soluzione in parecchi dei miei spettroscopi.

I'll talk about of instruments for spectroscopy, and particularly of their self making:I'll talk about grating spectroscopes, the most used by amateurs.For any further information about spectroscopes, see the link to this site about instruments for spectroscopy, solar and stellar spectroscopy, and the CLAUS, HIRSS, HIRSS 2 spectroscopes.The component of an amateur spectroscope are essentially four:The grating, the slit, the collimating optics, the camera or observation optics. It is to be considered another one, the box containing the grating and its movement system around its own axis. I discussed before about the grating, I want only underline that , in following chat, I'll refer exclusively to reflection grating. I'll talk now of the slit.

The slit is the entrance opening of a spectroscope, and it assure the homogeneity of radiation to be sent to the grating by means of the collimator.To do in the best way its job, it's necessary for the jaws of the slit to be worked at optical tolerances, say to be" diffraction limited", to be exactly parallel to each other, and to be adjustable in their distance .A professional slit with all (or part) of these features would have the problem of an high cost.A good adjustable slit may cost between 400- 1000 $, surely more than the cost of the whole spectroscope.It is then necessary to try to make it by ourselves, or to find cheap ones.In order to the first approach, it is necessary to underline that the razor blades, commonly thought to can be used as slit, doesn't work, for they are sharpened on both sides, with a "V" shape , and give unsharp or doubled images of spectrum lines.An object of common use we can fit as a slit is a pencil sharpener, because its blades are sharpened on one side only and have a triangle shaped profile: anyway, it will be useful to find one in stainless steel, to avoid rust.The sharpened side is to be directed toward the grating, an the plane side to the object.The assembling of such a device is described at the link:http://www.lightfrominfinity.org/autocostruzione.htm .The surplus seller Surplushed in USA has some unexpensive adjustable slits in its catalogue, good to begin.

It is the component of a spectroscope whose task is to make parallel the rays coming from the slit and sent to the grating.It is , in a few word, a refractor telescope (if a lens system) set at the contrary, with the objective lens toward the grating and the focuser toward the slit: it's necessary, furthermore, that its objective is exactly focused onto the slit: to obtain this, one can observe the slit jaws through the lens and vary the distance until they look sharp.Anyway, this approach is the first to do, and , after assembled the spectroscope, it's necessary a fine focusing, first of the camera objective and after without moving anything else, of the collimator lens, until the lines will appear very sharp.Generally, the focal lenght of collimator ought in general to be the same of the camera lens (1:1 ratio) every increase in this ratio (1:2 and so on) for example a collimator of 100 mm and a camera lens of 200, will magnify the spectrum image without a real gain in spectral resolution.For the sun it will be useful a medium FL collimator, for the great flux of light entering it, for, the stars it's useful to take FL lower.The collimator objective will fully light up the grating, so it will be in diameter not minor than the grating's diagonal.

It has the function to enlarge the diffracted parallel light beam caming from the grating, say the spectrum, and observe it by means of an eyepiece or taking a picture of it by a CCD camera, a digicam, webcam, and so on.The diameter ought to be equal, or greater, to the grating diagonal.

It's useful to remember short focus that camera lens and copy objectives (say 50-150 mm) are often the best choice to act both as collimator and observation optics.

Its structure is strictly connected to the project of the spectroscope to be made.If one intend to build a stellar spectroscope, then is necessary to use the order +1, where the intensity of diffracted light is higher and consequently an angle of about 38° between collimator and observation optics.If we like to study the solar spectrum, then we can take advantage from the use of the higher orders, where the intensity is less (but this is not influent in the case of the sun), but the dispersion is quite stronger.A simple way to realize a box is to use an aluminum square barrel 6 x 6 or 8 x 8 cm, and to make a threaded 42 x 1 hole on two of its faces (to connect to the collimator and observation optics) and two plastic caps on the free sides.

Alcune ulteriori considerazioni sui reticoli di diffrazione:dal reticolo allo spettroscopio

Some further considerations about diffraction gratings: from the grating to the spectroscope

Premetto di non essere un teorico, men che mai in un campo come quello della fisica nel quale le mie conoscenze sono state acquisite da autodidatta .Sento spesso parlare, nell’ambito della spettroscopia, di risoluzione e dispersione spettrale, range spettrale, risoluzione lineare etc, con dovizia di formule matematiche ed assunti teorici che spesso creano non poca confusione nei non addetti ai lavori.

Ritengo quindi di fare cosa utile cercando di semplificare al massimo la questione riportando solo le formule essenziali ,a mio beneficio ed a quello di altri, in modo che anche l’astrofilo senza una laurea in astronomia o fisica possa comprendere alcuni concetti base dei reticoli di diffrazione,componenti principali dei moderni spettroscopi, e degli spettroscopi stessi.Parlerò solo dei reticoli, in quanto ritengo personalmente l'uso dei prismi superato dalla evoluzione e disponibilità dei primi, nettamente superiori quanto a potere dispersivo.

Definirei reticolo di diffrazione quello strumento capace di riflettere o trasmettere (a seconda che sia a riflessione od a trasmissione) le diverse lunghezze d’onda di una sorgente di luce policromatica in diversi angoli di diffrazione.

Il reticolo permette quindi di ottenere luce monocromatica da una sorgente policromatica o di luce bianca.Naturalmente lo spettro in uscita da un reticolo è formato da diversi colori, ma se si evidenzia una parte soltanto di tale spettro, grazie, ad esempio ad una fenditura in uscita, si ottiene luce monocromatica.Un esempio del funzionamento di un reticolo a riflessione semplice è quello riportato in fig 2B, si può ossservare la scomposizione dello spettro nei vari ordini , a destra e sinistra dell'ordine 0 (per comodità sono riportati solo i primi) ed il fatto che lo spettro di ordine 0 non è altro che la riflessione del raggio incidente.

Esistono due tipi fondamentali di reticoli a riflessione, uno denominato reticolo inciso (“Ruled diffraction grating”) che consiste di un substrato di vetro ottico alluminato sul quale vengono incise, con un apposito strumento a punta di diamante un gran numero di righe equidistanti : tali incisioni, angolate, vengono effettuate in modo tale da concentrare il massimo dell’energia luminosa in un dato angolo e quindi in una determinata lunghezza d’onda: in reticolo si dice allora “blazed” per quella data lunghezza d’onda.La lunghezza d’onda di “blaze” è quindi quella dove il reticolo ha la massima efficienza.Di tali reticoli vengono messe in vendita repliche dell'originale, di prezzo all'incirca 1/10 dell'originale stesso. A tale riguardo è necessaria una precisazione: aumentando il numero degli ordini, diminuisce dello stesso rapporto l’efficienza del reticolo nell’angolo di blaze per cui e stato prodotto: vale a dire che un reticolo che è stato “blazed” per 5000 A nel 1° ordine sarà blazed, cioè avrà il picco di efficienza a 2500 A nel 2° ordine.In parole povere, se voglio investigare, ad es. il tripletto del Magnesio a 5167 A nel 2° ordine, per avvantaggiarmi di una maggiore dispersione, allora dovrò procurarmi un reticolo blazed per 10000 A nel 1° ordine oppure per 5000 A nel 2° ordine.Tale avvertenza è necessaria in quanto gli angoli di blaze pubblicizzati dalle case produttrici si riferiscono in genere al 1° ordine.Tuttavia, occorre anche tener conto delle modalità costruttive dei reticoli e delle relative curve di efficienza, che spesso differiscono a seconda delle modalità costruttive e per i materiali usati.Per una migliore comprensione del processo di blazing nei reticoli a riflessione si può osservare la fig 3:come si può osservare, in pratica il blazing è il processo in base al quale si angolano le incisioni di un reticolo, in modo da ottenere una nuova normale, non più perpendicolare al substrato, ma al piano angolato dell'incisione,in modo che la posizione di massima intensità, prima corrispondente al raggio riflesso di ordine n = 0, è spostata verso una nuova riflessione, B, anch'essa = 0, nella direzione nella quale il raggio incidente avrebbe dovuto essere riflesso sulla base delle leggi dell'ottica geometrica.Ciò comporta una maggiore energia luminosa del segnale diffratto nella zona spettrale corrispondente a quella per la quale è stato calcolato l'angolo di blaze.

Il secondo tipo è denominato “olografico” (“Holographic diffraction grating”) nel quale le righe sono ottenute con tecniche olografiche, con l’uso di lasers, e nei quali le relative incisioni sono di apparenza smussata, sinusoidale.Possono essere "blazed" solo con speciali procedimenti , che ne fa lievitare notevolmente il costo, per contro possiedono meno luce diffusa dei reticoli "ruled".

Esistono anche reticoli di diffrazione concavi (“Concave diffraction grating”) essi sono ricavati su un substrato di vetro ottico concavo, che quindi ha una focale.In questo modo tali reticoli hanno una molteplice funzione, in quanto fungono sia da elemento dispersivo che da collimatore ed ottica di osservazione nello stesso tempo.La loro caratteristica è che mettono a fuoco su un cerchio, detto cerchio di Rowland, a seconda della lunghezza d’onda.Essi sono in genere ottenuti con procedimenti olografici.La controindicazione è il loro costo, che è elevato.Il sottoscritto è venuto fortunosamente in possesso di uno di essi, estratto da uno spettrometro di massa acquistato d’occasione in un mercatino, ed è rimasto stupito dalla versatilità di un simile reticolo, che da solo, con una fenditura ed un oculare, permette di osservare spettri solari di eccellente qualità (vedi lo spettroscopio COGOS nel link “ spettroscopia solare).Il loro costo è tuttavia molto elevato (un reticolo concavo da 25 mm costa circa 700 €).

Oltre ai tipi suddetti esiste infine, e si riporta solo per notizia, una categoria di reticoli detti "Echelle Gratings", di utilizzo limitato all'ambito professionale, che permettono l'uso degli ordini di numero più alto, quelli a maggiore dispersione, che nei reticoli normali presentano un angolo troppo elevato per essere utilizzabili, e che , essendo sovrapposti l'uno all'altro vengono separati da un secondo elemento dispersore posto a croce col primo.

Dalla predetta uguaglianza appare che: 1) a e b sono misurati rispetto alla perpendicolare (linea normale) al reticolo, 2) a parità di densità di righe per mm, M x y è una costante, e , quindi, che, aumentando l’ordine M, y (la lunghezza d’onda) dimezzerà, pur essendo presente.Ciò comporta, oltre alla conseguenza precedentemente accennata circa l’angolo di blaze del reticolo, anche quella che , ad una data lunghezza d’onda e quindi ad un dato angolo di diffrazione, vi può essere la sovrapposizione di più ordini,ossia la sovrapposizione di più spettri. Ad esempio, all’angolo corrispondente a 8000 A (800nm) nel 1° ordine, saranno altresì presenti le lunghezze d’onda di 4000 A per il 2° ordine, di 2666 A nel 3° ordine, e 2000A per il 4°.Ciò spiega perché, per dati reticoli e date lunghezze d’onda, sia necessario interporre dei filtri per far passare soltanto la lunghezza d’onda desiderata ed evitare “annacquamenti” dell’immagine spettrale.

I’m not a theorist, especially in a field as physics, in which my knowledges were obtained by myself.I often hear to talk, in the spectroscopy questions, of spectral range, spectral dispersion, spectral resolution, and so on, with abundance of mathematical formulas, often different from each other, that are confusing for the people without a physics or astronomy degree.

I intend, then, try to simplify some basic concepts of diffraction gratings, main components of modern spectroscopes and of spectroscopes itself, in order to make them intelligible to every kind of reader.I'll talk about gratings only, for I think the of prisms no longer useful for amateur spectroscopy for the low dispersion, while there is a great availability, on the market, of medium priced good gratings.

We should define a diffraction grating as that device capable of spreading (reflecting or trasmitting) the different wavelengths of a polychromatic light source in different angles.

The grating is then able to display, from a polycromatic, white source, a monochromatic one.The spectra obtained by such a device is, of course, spread in different colours, but , if we put a slit in exit of the diffracted beam, we’re able to see only monochromatic light of different wavelengths.Fig 2B shows how works a simple reflection grating .

the Ruled diffraction gratings, that consist of a glass substrate carrying a layer of deposited aluminium that has been ruled with a large number of equidistant grooves, using a diamond-edge tool.The grooves are ruled in a proper angle, to concentrate most of light energy in a specific wavelength.They’re told to be “blazed” for that wavelength, called the “blaze” wavelength, where the grating is most efficient These gratings are usually available in "replicas" of the original, to get a lower cost, generally 1/10 than the first.Here is necessary to make a consideration: the blaze wavelength of a grating becomes lower as the spectral order increases, so, a grating blazed, for example at 5000 A in the first order is blazed for 2500 A in the second.Then, if I want to observe, maybe, the Magnesium triplet at 5167 A in the second order, I’ll need a 10000A blazed in the first order grating, or a 5000A blazed in the second one.The maximum efficiency for each of higher orders decreases as the order increases.It is necessary, anyway, to take in account the efficiency curves of gratings, that often differ from theoretical ones in relation to the materials being used and to the production’s systems.For a better understanding of the blazing process see the fig.3, where we can observe that in practice blazing consist in angling the surface of grooves so that the original maximum intensity n = 0 spectrum is shifted in another position b = 0 , rendering the higher orders brighter.

The Holographic diffraction grating, in which the grooves are produced using holographic techniques, by mean of lasers.The grooves, in this case, aren’t “angle” shaped, but have a smooth, sinusoidal shape. This type of grating can be "blazed", bust the cost is high.They show, anyway, less stray light then the ruled gratings.

The Concave holographic gratings that accomplish the task of two optical elements, the diffracting and the focusing one, in a single component: it has a great efficiency, but the price is high.I was able to get one from a mass spectrometer bought in a surplus market and was astonished of how good it was to do the job of a home made spectroscope with the only help of a slit and an eyepiece (see COGOS spectroscope in the link solar spectroscopy).They can be blazed too, but the cost is very high: a 25 mm grating may cost up to 700 €.

Another type of grating, used only in professional instruments, is the "Echelle grating" which are capable to use very high orders whose dispersion is the best, and that in normal gratings are not visible, or visible at very small angles and superimposed to each other.Spectra of such orders need, for observing, to be separated with another dispersive element, mounted crossed with the echelle.

From that equation it is evident that : 1) a and b are measured in relation to the "normal" line (perpendicular) to the grating substrate 2) for the same groove density, M x y is a constant, an then, increasing the order M, the wavelength will halve, and , for example, at the location of 8000 A (800nm) in the first order, the wavelengths of 4000 for the second order, 2666 for the third, 2000 for the fourth will also be present.The consequence is that, if you want to see only the 1^st order spectra, you must use a filter to eliminate the higher orders.

La risoluzione spettrale di un reticolo è data dalla separazione tra due picchi spettrali individuabili come separati dallo strumento : conviene ora, per maggior precisione, tener conto dei dati in Angstrom.

Un reticolo di 1200 l/mm di 30 mm di lato, avrà quindi una risoluzione di 36000 nell'ordine 1 e,a 5000 A una risoluzione di: 5000/ 1200 x 30 = 5000/36000 = 0,14 A.

Nell’ordine 2 la risoluzione, sempre a 5000 A sarà: 5000/1200 x 30 x 2= 5000/ 72000 = 0,07 A

Spectral resolution of a grating can be defined as the separation between two spectral peaks shown separated by the device.

Then, a 1200 g/mm grating, 30 mm sided, will get, in the 1 st order a resolution of 36000 and,, at 5000 A , a resolution of 5000/1200 x 30 = 0.14 A

In the 2^nd order the theoretical resolution will be: 5000/1200 x 30 x 2= 0.07 A , doubled.

Il reticolo, tuttavia, non è un elemento a sè stante, ma va utilizzato, in spettroscopia, insieme ad altri componenti.E’ un pò, se mi si può perdonare la forzatura, simile ad un obiettivo astronomico: un obiettivo da 60 mm, ad es., ha un potere risolutivo teorico di 2 sec. d’arco, ad esempio, ma tale potere risolutivo, per essere sfruttato a pieno, necessita di altri elementi, oculari, camere di ripresa, tubo ottico, etc, ognuno dei quali ha la sua importanza.Immaginiamo cosa può succedere ad un ottimo obiettivo con un oculare pessimo, o con un tubo non in asse.

Tornando alla spettroscopia, il potere risolutivo del sistema non è dato solo dal reticolo, ma anche da altri elementi, le ottiche di collimazione e di osservazione, e la fenditura, dove questa è presente.

Cercherò quindi di procedere con l’accostamento precedente, anche se improprio:

Immaginiamo le ottiche di uno spettroscopio simili agli oculari di un telescopio, la cui lunghezza focale determina la capacità di raggiungere o meno (a parte discorsi di qualità) il potere risolutivo teorico dell’obiettivo, solo che qui le cose sono invertite: mentre con gli oculari, quelli a focale più corta consento di risolvere più particolari, qui è l’inverso, più lunga è la focale delle ottiche, più aumenta la capacità dello strumento di raggiungere o migliorare, entro certi limiti, il potere risolutivo teorico del reticolo.Per quanto riguarda la fenditura avviene il contrario rispetto alle ottiche, e, a somiglianza degli oculari, più piccola è la sua apertura, più elevato sarà il potere risolutivo del sistema.

La dispersione angolare di un reticolo ad una data lunghezza d'onda è data dal rapporto dell’ammontare del cambiamento dell’angolo di diffrazione in corrispondenza ad un dato cambiamento differenziale della lunghezza d’onda stessa.

La dispersione lineare, sempre in Angstrom, è data dal prodotto della dispersione angolare per la focale delle ottiche applicate al reticolo e vale, considerando F la focale:

Essa è un indicatore particolarmente importante negli spettroscopi in quanto definisce l’estensione dell’intervallo spettrale alla fenditura di uscita dello strumento, ed è associata alla capacità del medesimo di risolvere fini particolari spettrali ed è espressa in mm/A, mentre quella inversa , più comoda ed usata, è espressa in A (o nm) / mm:

Ad esempio, quindi, un reticolo da 1200 l/mm, con un angolo di diffrazione di 10° a 5000 A, al quale sono state applicate ottiche di 200 mm di focale(sia come collimatore che della camera) ha, nell'ordine 1, una dispersione lineare pari a:

E' facile vedere che nell'ordine 2 tale dispersione raddoppia e diventa 20 A/mm.

A questo punto occorre fare un'altra interessante precisazione: la dispersione lineare indicata è calcolata per un mm: ora, se la fenditura d'ingresso dello spettroscopio è chiusa a valori inferiori a questo la dispersione cambia in proporzione e da la risoluzione effettiva del sistema: quindi, nel caso precedente, il valore di dispersione lineare, per una fenditura chiusa a 1/10 mm diventa 4 A/mm e 2 nel 2° ordine, se chiusa a 1/20 mm 2 A/mm ed 1 nel 2° ordine , e così via .Ovviamente chiudendo la fenditura la luce che arriva all'oculare od alla camera si riduce e di questo occorre tener conto.

The grating, anyway, isn't a device to use "stand alone" but is generally the main component of spectroscopes, and is to be used with other elements that have a great importance too.It's something alike, maybe, an astronomical objective: such objective, for example a 60 mm, has a 2 arcsecs resolving power, but that theoretical power, to come real, needs that all others elements of the telescope, tube,eyepiece, diaphragms, and so on are properly installed and of good quality.Imagine a good objective in a curved tube, or with a low quality eyepiece.I want to say that the resolving power and the image quality of a spectroscope depend not only on the quality and the type of grating, but also on the optics and the slit, if there's one,been used .

Let's imagine, now, the grating as an astronomical objective, apart any consideration on the quality, the lower the focal lenght of the eyepiece, the higher the chance to observe at the theoretical resolution: there's, if I remember well, a magnification called "resolving magnification", that is equal to half objective diameter in mm.For spectroscopes is the contrary: the higher the FL of the optics, the higher the resolving power of the system and the chance to use all the grating's quality and resolving power, and, on the side of slit, the narrower its aperture, the higher the resolving power of the system.

The dispersion of a grating may be angular if it defines the quantity of change of the diffraction angle corresponding to a small change in the wavelenght:

Linear dispersion is the product of this term and the effective focal lenght of the system:

It is a very important indicator in the spectroscopes for it defines the extention of spectral interval at exit slit (or eyepiece) and it's stricyly connected to the ability to show the spectral details.It's usually showed in mm/A, but the one most used is the inverse A/mm that's the reciprocal of previous relation:

For example, then, a diffraction grating of 1200 g/mm, with a diffraction angle of 10°at 5000A,to which have been applied 200 mm FL optics, has in the 1st order, a linear dispersion of:

At this point it's useful to underline that the result of such a relation is for 1 mm, and it is strictly dependent on the slit opening, determining the effective system resolution; as I said before, if the slit is shut, maybe, at 1/10 mm, the result becomes 4 A in the first order and 2 in the second.Obviously, the narrower the slit, the higher linear dispersion and resolving power, but the lower the incoming light on the exit slit , the eyepiece, or the camera.

Per ottenere la dispersione lineare inversa misurata su un CCD basta moltiplicare la relazione precedente per la grandezza dei Pixel in mm, e sarà espressa in A/pixel:

Nell'esempio precedente, nel caso il CCD abbia pixel di 10 micron, ossia 0,010 mm si ha che la dispersione del CCD cui è stato applicato il sistema descritto, reticolo ed ottiche, vale:

La risoluzione effettiva del sistema spettroscopio, chiudendo la fenditura a 1/10 di mm diventa quindi, misurata dalla camera, di 0,4 / 0,1 = 0,04 A/pixel e così via.Naturalmente occorre anche tener conto della modalità di acquisizione dell'immagine; ad es, una camera con i pixel da 10 micron,se usata in binning 2 x 2 raddoppierà le dimensioni dei pixel, che dovranno essere considerati pari a 20 micron.

To obtain the linear dispersion on a chip of a CCD camera, it's enough to multiply the previous relation for dimensions of pixel in mm.It will be measured in A/Pixel.

In the previous example, in the case of a CCD with 10 micron pixel, we 'll have:

The effective resolution of the spectroscope system will be, if we shut down the slit opening at 1/10 mm, 0.4 / 0.1 = 0.04 a/pixel, and so on.Of course, it is necessary to consider also the image acquisition mode: in case of a binning 2x2, the pixel dimensions will be doubled, and, in the example, it will be of 20 micron.

Possiamo quindi dire, in ultima analisi, che il potere risolutivo del sistema spettroscopio , come costituito dai suoi tre componenti fondamentali: reticolo, ottiche fenditura (o fenditure, nel caso ve ne siano due, in ingresso ed in uscita) e camera di ripresa dipende, a parità di lunghezza d’onda , di dimensioni del reticolo e di ordine, da quattro fattori fondamentali: il n° di linee per mm del reticolo, la focale delle ottiche, l'ampiezza della fenditura e la dimensione dei pixel della camera CCD.Dei quattro, il fattore che presenta meno limiti fisici, potendo essere facilmente essere raddoppiato, a pena solo della portatilità del tutto, sono le ottiche.Passare da 500 a 1000 mm o da 1000 a 3000 è relativamente facile, spesso se si usano sistemi ottici aggiuntivi quali barlow o duplicatori di focale. Passare, invece, da un reticolo ruled replica da 600 a 1200, può essere ancora agevole , ma da 1200 a 2400, ad es., potrebbero sorgere problemi, in quanto tali reticoli sono spesso ottimizzati per l’UV vicino.Chiudere la fenditura oltre pochi centesimi di mm potrebbe comportare, specie nel caso di fenditure fatte in casa o non lavorate a tolleranze ottiche,un peggioramento dell'immagine complessiva.Anche il raddoppio dei pixel della camera, anche se talvolta possibile, potrebbe risultare molto dispendioso: passare da una camera, come la Philips Vesta o Toucam , con sensori da 5,6 micron e dal costo di un centinaio di € potrebbe voler dire acquistare una ben più costosa camera con pixel, ad es. da 2,5 – 3 micron.

In definitiva, quindi, a mio parere, il sistema immediato e più economico per raddoppiare il potere risolutivo del sistema è quello di raddoppiare la focale delle ottiche con l’uso di duplicatori di focali e lenti di barlow.Nel mio spettroscopio solare COGOS, come si è visto, l’uso di tali dispositivi ha permesso di passare da una risoluzione di 0,23 A/Pixel a 0,08 A/pixel in pratica senza aumenti avvertibili delle dimensioni dello strumento.

1- Il collimatore dovrà avere un obiettivo con un diametro tale da coprire la diagonale del reticolo, e quindi almeno pari a 1,4 il lato di questo.

2 – L’obiettivo del telescopio della camera dovrà avere almeno lo stesso diametro di quello del collimatore.

3 – Le due ottiche dovrebbero anche avere la stessa focale, tuttavia, nel caso così non sia, è sempre opportuno che quella della camera, per l’osservazione dell’immagine della fenditura con lo spettro in uscita dal reticolo, sia di focale superiore a quella del collimatore, ciò perché l’ingrandimento complessivo dello spettroscopio è dato dal rapporto F camera / F collimatore.

Un discorso a parte vale la possibilità di utilizzare, nel caso di strumenti solari, un terzo telescopio avente la funzione di inviare un immagine del sole sulla fenditura d’ingresso dello spettroscopio.Cio per : a) avere lo spettro non della “luce solare”, ma del disco solare e di una parte specifica (macchie, flares,) etc della fotosfera o della cromosfera, b) una immagine composita dell’apparenza del sole ad una data lunghezza d’onda (Ha, calcio, Hb, sodio, elio, etc) nel caso si disponga di un sistema di sintetizzazione delle immagini applicato alle fenditure, in ingresso ed in uscita: il relativo strumento prende il nome di spettroelioscopio.Esempi di spettroelioscopi , pur funzionanti in modo digitale e non meccanico, sono forniti da HIRSS e HIRSS 2, la cui trattazione è negli appositi link del sito.

We can say,then , that the resolving power of spectroscope system, as formed by its main components: grating, optics, slit (or slits, in the case there are two) and CCD camera depends, for the same wavelength, grating dimension and order, on three fatctors: grating’s density, optics, and pixel’s dimension, and the relation is linear, crescent , so, the bigger one of those factors will be, the larger will be the system’s resolution.Among these factors, the one more easily to be doubled, with a little lost in portability is the optics’ focal length: to go from , say, 1000 mm to 2000 will be easy accomplished by the use of a barlow lens, while going from a 1200 g/mm ruled replica grating to a 2400 one should be more difficult for, may be, the ruling of this for the near UV, and so on.

The doubling of camera’s pixels should also be expensive: think to a passage from an inexpensive camera as a Philips Vesta or Toucam , with a 5,6 micron pixel chip to a better, but much more expensive CCD cameras with 3 micron pixel chip.

In my opinion, the most useful way to double the spectroscope’s resolution is to double the optics’ FL by using Barlow lens or photo teleconverters.This was the way I used in COGOS spectroscope to pass from a 0,23 A/pixel to a 0,08 A/pixel resolution.

1-The collimator lens must have a diameter to cover the grating’s diagonal: it will be 1,4 times the side of this.

2 – The camera lens must have at least the same diameter as the collimator lens.

3 – The two optics (collimator and camera) should have the same focal length: anyway, in case this isn’t possible, it’s better that the camera optics have a longer fl than the collimator lens, as the overall magnification of the instrument is given by the ratio Camera FL / Collimator FL.

A separate topic is the use of a third telescope , with the function to send a solar image onto the entrance slit of the spectroscope, in order to get not the simple “solar light” spectra, but the one of some features of sun photosphere or cromosphere (sunspots, flares, etc.), or, in other cases, a composite image of the sun in a given wavelength (Ha, Calcium, Hb, Helium, and so on).Such instrument is called spectrohelioscope.Some examples of spectrohelioscopes, but acting in digital mode, are my HIRSS and HIRSS 2 instruments, whose details are shown in the links of this website.