La New Astronomy

Come abbiamo detto , l’ insegnamento degli spettroscopisti italiani non viene perso. E’ proprio lo spirito intraprendente degli Stati Uniti che crea le condizioni per l’ affermarsi di un nuovo modo di fare ricerca. La giovane scienza americana, con forte entusiasmo, sostenuta e finanziata da ricche istituzioni private, ha bisogno di creare una sua cultura, una sua storia e trova nell’ astrofisica, ribattezzata “New Astronomy” il suo terreno di conquista, libero dalla secolare europea visione “posizionale” dell’ astronomia.

Nel 1886, il direttore dell’ Osservatorio di Harvard, Edward C. Pickering (1846-1919), dotato di una visione manageriali mirata al raggiungimento dell’ obbiettivo e con una adeguata disponibilità finanziari, dà l’ avvio ad un massiccio programma di raccolta ed analisi dei dati; quello che oggi viene chiamato sky survey.

		Edward C. Pickering (1846-1919)
		1886, il direttore dell’ Osservatorio di Harvard, Edward C. Pickering (1846-1919), manager dotato di mezzi finanziari, dà l’ avvio ad uno sky survey. Partendo dal catalogo fotografico e fotometrico Henry Drapper (1837-1882) e contenente duecentomila stelle, vengono rifatte le lastre con il prisma obbiettivo costituisce un gruppo di lavoro di donne (“Harem”) , il cui compito è di rivedere l’ appartenenza spettrale delle stelle una ad una. Il criterio, più fine della classificazione di Secchi, consiste nell’ attribuire ad ogni spettro, sulla base dell’ intensità decrescente delle righe di idrogeno e del rafforzarsi di righe H e K del calcio, una classe da A, B, C, … fino alla Q.

Partendo dall’ organizzazione del catalogo fotografico e fotometrico realizzato dal pioniere della fotografia Henry Drapper (1837-1882) e contenente duecentomila stelle, vengono rifatte le lastre con il prisma obbiettivo. Egli costituisce un gruppo di lavoro formato prevalentemente da donne - il suo “Harem” come usa chiamarlo - il cui compito è di rivedere l’ appartenenza spettrale delle stelle una ad una. Il criterio, più fine della classificazione di Secchi, consiste nell’ attribuire ad ogni spettro, sulla base dell’ intensità decrescente delle righe di idrogeno e del rafforzarsi di righe H e K del calcio, una classe da A, B, C, … fino alla Q. Nel 1890 viene pubblicato un primo resoconto di oltre diecimila stelle.

		Oh Be A Fine Girl, Kiss Me! Annie J. Cannon (1863-1941) scopre che modificando l’ ordine ed aggregando alcune classi secondo la sequenza O, B, A, F, G, K, M, è possibile ottenere una organizzazione continua e lineare degli spettri corrispondente ad un ordine decrescente di temperatura delle stelle. Nel 1887, Antonia C. Maury, nipote di Drapper, introduce un’ ulteriore classificazione morfologica delle righe, al momento fisicamente non interpretabile, ma sicuramente non ascrivibile alla temperatura ed alla composizione chimica della stella. Nel 1907, l’ astronomo danese Ejnar Hertzsprung (1873-1967), ne darà spiegazione, differenziandole in “giganti” e “nane”. 1910 viene universalmente adottato dalla comunità scientifica la classificazione di Harvard 1924 pubblicati il Henry Drapper Catalogue e l’ Henry Drapper Extention contenenti la classificazione di 325.330 spettri.
			Questa era la sala calcoli a disposizione !!!

Successivamente una delle signore del gruppo, Annie J. Cannon (1863-1941) scopre che modificando l’ ordine ed aggregando alcune classi secondo la sequenza O, B, A, F, G, K, M, è possibile ottenere una organizzazione continua e lineare degli spettri corrispondente ad un ordine decrescente di temperatura delle stelle.

Principali Tipi Stellari		Sequenza spettrale delle stelle				Tipo spettrale
		400 nm	500 nm	600 nm	700 nm
						Luce bianca
O blu >25000°K : singole righe elio ionizzato (assorbimento ed emissione). Forte continuo U.V.						OV5
B blu 11000-25000 °K : righe dell’ elio neutro in assorbimento						B1V
A blu 7500-11000 °K : righe idrogeno decrescono (massimo in A0) .						A1V
F blu/bianca 6000-7500 °K : si evidenziano le righe dei metalli						F3V
G bianca/gialla 5000-6000 °K : spettri tipo Sole. Righe di assorbimento metalli neutri e ioni in crescita (CaII).						G2V
K arancio/rossa 3500-5000 °K : dominio delle righe metalli. Debole continuo blu						K0V
M rossa < 3500 °K : bande moleculari del TiO.						M0V

Nel 1887, Antonia C. Maury, nipote di Drapper, introduce un’ ulteriore classificazione morfologica delle righe, al momento fisicamente non interpretabile, ma sicuramente non ascrivibile alla temperatura ed alla composizione chimica della stella. Nel 1907, l’ astronomo danese Ejnar Hertzsprung (1873-1967) nella sua indagine sul percorso evolutivo delle stelle, ne darà spiegazione, differenziandole in “giganti” e “nane”.

L' Osservatorio di Mount Wilson

La fisica solare trova in America, nella persona di Hale, il suo più entusiasta sostenitore ed appassionato protagonista. Dapprima egli perfeziona nel 1892 lo spettroeliografo, strumento che gli permette di indagare la struttura del Sole a specifiche lunghezze d’ onda, principalmente nelle righe H e K del calcio e nella riga H-alfa dell’ idrogeno. Nel 1904 grazie ai fondi destinati dalla Carnagie Institution, egli inizia ad erigere l’ Osservatorio di Monte Wilson in California, dotandolo dapprima di un telescopio orizzontale, chiamato Snow, poi di due torri solari rispettivamente alte 60 e 150 piedi, e quindi del riflettore da 60 pollici ed infine del mitico “Hooker” da 100 pollici; Mount Wilson diventa il più importante “polo” di studi sul Sole e non solo. Nel 1908 Hale scopre, nella separazione delle righe dovuta all’ effetto Zeeman i potentissimi campi magnetici presenti nelle macchie solari.

Bibliografia

Sulla spettroscopia negli U.S.A.