Per la nostra attività spettroscopica ci siamo dotati nel tempo di più strumenti: lo Star Analyser 100, uno spettrometro a reticolo a riflessione autocostruito, uno Shelyak LHIRES III e, oggi, un Alpy 600.
Lo Star Analyser 100
Lo Star Analyser 100 della Paton Hawksley è lo strumento con cui si comincia: un reticolo di diffrazione in trasmissione da 100 linee/mm, blazed al primo ordine, alloggiato in una comunissima cella filtro da 1,25″. Si avvita davanti alla camera di ripresa — o a un oculare, per l’osservazione visuale — e nient’altro: nessuna fenditura, nessuna ottica di collimazione, nessun allineamento da curare.
Lavorando senza fenditura, l’immagine stessa della stella fa da sorgente: sul sensore compaiono il puntino dell’ordine zero e, accanto, lo spettro del primo ordine. La dispersione dipende dalla distanza fra reticolo e sensore — indicativamente da 30 a 100 mm a seconda del formato — e la risoluzione che si ottiene è dell’ordine di 1/100 della lunghezza d’onda, cioè circa 5 nm a 500 nm.
È una risoluzione bassa, ma sufficiente per fare molte cose serie: riconoscere la classe spettrale delle stelle, individuare le righe più marcate, seguire novae e comete, e soprattutto capire come funziona davvero uno spettro prima di passare a strumenti più impegnativi.
Lo spettrometro con reticolo a riflessione
Lo spettrometro con reticolo a riflessione è stato realizzato sulla base di un progetto di Vittorio Lovato ed è dotato di un reticolo da 600 l/mm. Accoppiato a una camera SBIG ST-10, permette di ottenere spettri stellari con una risoluzione di circa 2 Å per pixel.
Qui accanto lo strumento; sotto, gli spettri di Arturo e di Rasalgethi, confrontati con quelli pubblicati nello Spectroscopic Atlas for Amateur Astronomers di Richard Walker.
Lo spettrometro Shelyak LHIRES III
Il vero salto di qualità lo abbiamo fatto con l’acquisto dello spettrometro Shelyak LHIRES III. Progettato per montare reticoli a diffrazione intercambiabili, consente di operare sia in bassa sia in alta risoluzione. Installato su uno Schmidt-Cassegrain da 10″ f/10, con il reticolo da 150 l/mm raggiunge una risoluzione di circa 2,5 Å per pixel, mentre con quello da 2400 l/mm arriviamo a 0,1 Å per pixel.
Dopo una serie di test e un periodo di messa a punto del sistema, necessario per ottimizzare le risorse (la fenditura è larga 30 micron, e vi assicuriamo che di luce ne passa poca!), abbiamo avviato un’attività regolare di monitoraggio delle stelle di classe spettrale B e Be in collaborazione con il BeSS. Il merito è soprattutto di Paolo Berardi, astrofilo espertissimo di spettroscopia e curatore del forum Quasar, che ci ha seguiti passo passo nella messa a punto della strumentazione e che ancora oggi ci supporta come tutor nello sviluppo delle nostre attività.
Qui sotto alcuni esempi di spettri ripresi in alta risoluzione e centrati sulla lunghezza d’onda dell’H-Alfa. La risoluzione è tale da permettere di calcolare la velocità di recessione della stella, ottenendo risultati praticamente coincidenti con quelli riportati da SIMBAD.
L’Alpy 600 e il setup dell’Osservatorio Hack
L’Alpy 600, sempre della Shelyak, è oggi il nostro strumento da lavoro per la spettroscopia a bassa risoluzione. È lo spettrografo con cui abbiamo ripreso lo spettro che ha portato alla conferma di TYC 2151-2430-1 come stella Be.
A differenza del LHIRES III, che è un classico spettrografo a reticolo a riflessione ottimizzato per l’alta risoluzione su una porzione ristretta di spettro, l’Alpy 600 monta un grism: un reticolo da 600 tratti/mm inciso su un prisma, in trasmissione. Il fascio prosegue quindi in linea retta, e questo permette di costruire uno strumento molto compatto e leggero — circa 200 grammi, 65 mm di lunghezza per 45 di diametro — che non stressa il fuocheggiatore e non richiede contrappesi.
Il risultato è uno spettro completo in una singola posa, dal vicino ultravioletto (375 nm) al vicino infrarosso (750 nm), con un potere risolvente R ≈ 600, pari a circa 1 nm di risoluzione con la fenditura da 25 micron. È il compromesso ideale per la classificazione spettrale e per il monitoraggio delle righe di emissione: si perde il dettaglio del profilo che dà il LHIRES III, ma si guadagna l’intero spettro e la possibilità di lavorare su stelle molto più deboli.
Lo strumento è modulare: al corpo base si aggiungono il modulo di guida, che rimanda alla camera di guida il campo riflesso dalla piastra della fenditura e consente di mantenere la stella esattamente sulla fessura per tutta la posa, e il modulo di calibrazione, con lampada Argon-Neon e flat integrati, indispensabile per la calibrazione in lunghezza d’onda.
Due canali ottici sullo stesso telescopio
Il setup attuale dell’Osservatorio Astronomico Margherita Hack è costruito attorno al Celestron C14 e prevede due canali ottici distinti: un canale spettroscopico, con l’Alpy 600 e la sua camera, e un canale fotometrico, con la camera dedicata alle curve di luce di asteroidi, stelle variabili e transiti planetari.
A smistare la luce fra i due è un flip mirror motorizzato: uno specchio ribaltabile che, a seconda della posizione, lascia proseguire il fascio verso lo spettrografo oppure lo devia verso la camera fotometrica. Il movimento è affidato a un motore elettrico comandato da una scheda Arduino, che abbiamo integrato nel sistema di controllo dell’Osservatorio: il cambio di canale si fa così da remoto, senza salire in cupola e senza mettere le mani sul telescopio.
È una soluzione che ci fa risparmiare il tempo — e i rischi — di ogni cambio di configurazione: nella stessa nottata possiamo passare da una sessione fotometrica a uno spettro e viceversa, cosa preziosa quando il cielo concede finestre brevi o quando arriva la segnalazione di un transiente da confermare in fretta.
V1466 Aql, la nostra prima stella Be
18 agosto 2014
Durante la ripresa di alcuni spettri stellari ci siamo accorti che la stella variabile V1466 Aql presentava un notevole doppio picco in emissione in corrispondenza della riga dell’H-Alfa.
Dopo aver comunicato l’osservazione al BeSS, ci è stato confermato che, proprio grazie al nostro dato, V1466 Aql era stata inserita come nuova stella Be. Una bella soddisfazione, per degli astrofili, scoprire una nuova Be.
TYC 2151-2430-1, una “nuova” stella Be nel Cigno
Settembre 2026
Grazie ai dati raccolti dal nostro Osservatorio Astronomico Margherita Hack, la stella TYC 2151-2430-1 è stata ufficialmente confermata come stella di tipo Be ed è entrata a far parte del catalogo internazionale BeSS.
La stella era sospettata da tempo di essere un’emettitrice, ma mancava una conferma spettroscopica definitiva. Utilizzando il telescopio C14 dell’Osservatorio, equipaggiato con lo spettrografo Alpy 600, abbiamo acquisito un nuovo spettro che ha mostrato in modo inequivocabile un’intensa attività di emissione sia sulla riga H-Alfa sia sulla H-Beta: esattamente la firma spettrale che caratterizza le stelle Be.
Abbiamo quindi inviato i dati e una breve analisi alla dott.ssa Coralie Neiner, ricercatrice dell’Osservatorio di Parigi, punto di riferimento mondiale per la spettroscopia delle stelle Be e fra le fondatrici del database BeSS. Nel giro di pochi giorni è arrivata la conferma: il nostro spettro forniva la prova definitiva che mancava.
Leggi l’articolo completoChe cos’è una stella Be
Sono stelle di classe spettrale B — calde e massicce, con temperature superficiali indicativamente fra i 10.000 e i 30.000 K — cui si aggiunge una “e” che sta per emission. Ruotano su se stesse a un ritmo vertiginoso, in alcuni casi vicino al limite critico oltre il quale la stella si disgregherebbe per effetto della forza centrifuga: questa rotazione estrema espelle materia dall’equatore, formando un disco di gas circumstellare (un disco di decrezione, non di accrescimento). È il disco a riemettere in luce visibile la radiazione ultravioletta della stella, dando origine alle righe di emissione della serie di Balmer — in particolare H-Alfa e H-Beta — spesso con il caratteristico profilo a doppio picco.
Il database BeSS
Il BeSS (Be Star Spectra) non è un archivio chiuso agli addetti ai lavori: fin dalla nascita, oltre un decennio fa, è un progetto pensato come collaborazione fra ricerca professionale e astronomia amatoriale. Oggi raccoglie oltre 170.000 spettri relativi a più di 2.300 stelle Be, contribuiti da circa 150 osservatori sparsi nel mondo, in gran parte gestiti da appassionati. Quei dati sono già stati utilizzati in oltre settanta pubblicazioni scientifiche: le stelle Be vanno monitorate nel tempo, e i telescopi di classe professionale hanno agende sempre affollate.
Le campagne osservative
Fra le attività di spettroscopia che svolgiamo con maggiore soddisfazione c’è la partecipazione ad alcune campagne osservative su stelle particolari, gestite e coordinate dall’esperto astrofilo tedesco Ernst Pollmann. Alcuni nostri spettri sono serviti all’analisi di importanti parametri fisici di stelle come Gamma Cassiopeae e 28 Tauri (Pleione): la variazione della Larghezza Equivalente (EW), che è la larghezza che avrebbe una riga, misurata in unità di lunghezza d’onda, se avesse un profilo rettangolare di area equivalente a quella della riga effettiva, e della Velocità Radiale (RV), che è la componente della velocità di una stella parallela alla linea di vista. Il movimento radiale della stella induce una variazione della frequenza delle righe emesse dalla stella (effetto Doppler), e una variazione periodica della velocità radiale può segnalare la presenza di un pianeta. Di seguito una galleria con i grafici relativi a Gamma Cas (RV), Gamma Cas (EW), 28 Tau (RV) e 28 Tau (EW).
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