Come nascono i colori del cielo?

La natura della Luce

La Luce è un'onda elettromagnetica, cioè un'onda in cui campo elettrico e magnetico oscillano in fase.

L'onda che descrive la radiazione elettromagnetica è definita da tre parametri:

1. la lunghezza d'onda 
2. l'ampiezza
3. la frequenza, cioè il numero di cicli in un secondo.

A seconda della lunghezza d'onda la radiazione elettromagnetica si può manifestare (visibile) o non manifestare ai nostri occhi (infrarosso, ultravioletto, raggi X ecc). Anche la luce visibile si manifesta in modo differente, è sufficiente far attraversare un prisma di vetro dalla luce bianca per osservare la scomposizione della luce nei vari colori. Ogni colore corrisponde a una diversa lunghezza d'onda, ad esempio :

L'intensità luminosa di una sorgente è invece legata alla sua ampiezza:

Ora un corpo può avere un'emissione simile a quella di un corpo nero, in tal caso lo spettro d'emissione presenta un massimo o picco di emissione. Se il corpo è sufficientemente freddo il picco cadrà nel rosso, se invece è molto caldo il picco di emissione cadrà nel verde o nel blu.

in generale l'emissione di un corpo che emette luce bianca è uno spettro che emette in tutte le lunghezze d'onda del visibile:

Se un corpo invece riflette la luce, apparirà del colore della luce che riflette; così il pomodoro ci appare rosso perché assorbe tutte le componenti della luce ad eccezione del rosso che riflette.

L'emissione nei gas

L'emissione nei gas risente dei livelli di energia elettronici degli atomi. Poiché la distanza tra gli atomi d un gas è grande i livelli di energia elettronici risultano indisturbati. L'emissione di energia può avvenire mediante  un atomo in uno stato di energia eccitato cioè, con un elettrone su uno stato più elevato di energia che spontaneamente tende ad occupare lo stato naturale di energia più bassa. Gli atomi in stati eccitati si generano grazia agli urti tra di essi oppure mediante l'assorbimento di fotoni.

Ogni atomo emette ad energie ben precise generando uno spettro in emissione tipico di quell'elemento anzi, lo spettro stesso diventa "l'impronta digitale" di quell'elemento e può essere utilizzato per identificarlo. 

Così l'idrogeno, ad esempio, presenta delle righe spettrali in serie: La serie di Lyman cade nell'ultravioletto, è generata dalle transizioni dallo stato fondamentale ed ha limite di ionizzazione a 13,6 elettronvolt (l'elettronvolt è l'energia acquistata da un elettrone accelerato da una tensione di un volt); la serie di Balmer si genera dallo stato eccitato e cade nel visibile, la riga Halfa nel rosso mentre Hbeta è già nel blu.

Le regioni HI e HII

In astronomia gli atomi neutri vengono indicati col simbolo chimico seguiti dal numero romano I, gli atomi ionizzato ancora col simbolo chimico e il numero romano II o III a seconda del grado di ionizzazione. Ad esempio HI indica l'idrogeno neutro, HII indica l'idrogeno ionizzato, OIII indica l'ossigeno due volte ionizzato mentre nella corona solare si trova anche il FeXVII che non è altro che il ferro 16 volte ionizzato.

Le stelle massicce di classe spettrale O e B possono generare una grande quantità di fotoni ultravioletti energetici che ionizzano la nebulosa dalla quale si sono formate.

La ricombinazione del protone con l'elettrone spesso avviene a cascata generando le differenti serie di emissione dell'idrogeno. Nel visibile cadono la riga H-beta e Halfa, più probabile e luminosa ed in grado di generare il caratteristico colore rosso delle nebulose ad emissione.

Per motivo analogo abbiamo visto che l'emissione dell'idrogeno beta cade nel blu azzurro mentre quella dell'azoto e dell'ossigeno cade nel verde.

Sono classici esempi di regioni HII le seguenti nebulose:

 La nebulosa Omega nel Sagittario è un classico esempio di regione HII

 Le nebulose Laguna e Trifida sono altre regioni HII, si tratta di regioni di formazione stellare. La Nebulosa trifica presenta una  emissione anche azzurrina imputabile ad un altro fenomeno e delle bande scure che descriveremo in seguito

 La nebulosa Velo nel Cigno è invece il resto di una supernova, l'emissione blu e verde è dovutra alla presenza di gas di azoto e ossigeno

Il compresso delle nebulose Nordamerica e Pellicano sono regioni HII immerse in immense nubi di polvere

 L'emissione della nebulosa di gamma cygni è dovuta alla stella centrale che ionizza gli atomi di Idrogeno

Anche la grande nebulosa di Orione, visibile ad occhio nudo, deve la sua luminosità a stelle giganti blu. Si tratta del sistema trapezio visibile al centro e costituito da stelle così luminose in grado da ionizzare ed eccitare l'intera nebulosa.

M16 nel Serpente, una delle regioni HII più belle di tutto il cielo

Le nebulose planetarie appaiono invece più colorate, la principale ragione è che si tratta dei gusci espulsi da una stella evoluta. Tali gusci contengono idrogeno ma anche ossigeno, zolfo, azoto ecc. Le colorazioni azzurrine e verdi sono causate proprio dal OIII e NII.

M27 nella Volpetta

La nebulosa civetta nell'Orsa Maggiore

La polvere interstellare

La polvere interstellare attenua la luce delle stelle, più lo strato di polvere è spesso e più le stelle saranno oscurate. Si creano così le nebulose oscure, nebulose che appaiono come buchi nel cielo ma che in realtà celano stelle in formazione .

La poca luce che filtra tra di esse è rossa, così queste dense nubi molecolari causano un viraggio verso il rosso dello spettro degli astri che vi stanno dietro.

Le bande scure della nebulosa Trifida sono causate da polvere, proprio come la nebulosa testa di cavallo e molte altre macchie scure presenti nella Via Lattea.

Le nebulose diffuse

Le nebulose diffuse emettono diffondendo la luce delle stelle vicine. Come ci insegna il nostro cielo e un bel tramonto rosso, la luce azzurra viene diffusa maggiormente . Il fenomeno conferisce a queste nebulose la tipica colorazione bluastra.

ne sono un esempio la nebulosità diffusa dell'ammasso delle Pleiadi nella costellazione del Toro

 e la nebulosa IC1975 accanto alla splendida M42 nella costellazione di Orione

Il colore delle stelle

Le stelle presentano un'emissione simile a quella di un corpo nero, se la superficie stellare è piuttosto fredda, cioè si aggira sui 3000 °K l'emissione massima cade nell'infrarosso. La coda di questa emissione cade nel rosso facendo brillare di rosso queste stelle. A temperature più elevate, intorno i 6000 °K l'emissione massima cade nel giallo e la stella brilla di luce gialla come il nostro Sole. Le stelle più calde, per intenderci quelle di classe O che raggiungono temperature superficiali di 50000 °K presentano un picco di emissione nell'ultravioletto. Queste stelle hanno una coda di emissione nel blu e brillano di luce blu.

Il colore delle galassie

Le galassie ellittiche presentano una coloraziona ramata, infatti in esse non ci sono più stelle giganti blu e la loro popolazione stellare è di tipo 2.

Le galassie a spirale presentano una popolazione di tipo 2 nel boulge centrale che apparira di colorazione giallo - rossa,  i bracci a spirale  invece, contengono molte stelle giganti blu che, sebbene siano in numero inferiore alle nane rosse, forniscono il contributo maggiore alla colorazione di questa parte della galassia. Per questo motivo i bracci a spirale appaiono di colore blu.