spettrògrafo
Indice
Definizione
sm. [sec. XIX; spettro+ -grafo]. In fisica, spettroscopio nel quale il cannocchiale di osservazione è sostituito da un dispositivo fotografico che registra su lastra sensibile lo spettro in esame. È possibile effettuare così uno studio quantitativo dello spettro di sorgenti anche molto deboli nelle bande dell'infrarosso e dell'ultravioletto oltre che nel visibile. In particolare, su una stessa lastra, si possono registrare diversi spettri che possono essere confrontati direttamente.
Astronomia
La caratteristica fondamentale degli spettrografi utilizzati in astronomia è la loro estrema sensibilità. Questi spettrografi sono sempre collegati ai telescopi con i quali viene osservata la sorgente. Per lavori statistici, gli spettri stellari possono essere ottenuti con il metodo del prisma obiettivo, cioè con un prisma montato davanti all'obiettivo. In questo caso si ottengono però spettri a piccola dispersione, in quanto l'angolo rifrangente del prisma è solo di pochi gradi. Poiché poi si fotografano molti spettri stellari contemporaneamente (e questo, in generale, è un vantaggio), molti spettri di stelle vicine risultano sovrapposti e quindi inutilizzabili. Ad eccezione del prisma obiettivo, per scopi astronomici si usano oggi quasi esclusivamente spettrografi in cui l'elemento disperdente è un reticolo di diffrazione. Ciò è stato reso possibile dall'introduzione sul mercato dei cosiddetti reticoli blazed, ottenuti sagomando opportunamente i singoli tratti del reticolo per incisione con punte di diamante di forma particolare. È così possibile concentrare la maggior parte dell'intensità del fascio luminoso (che con reticoli comuni si suddividerebbe negli spettri dei diversi ordini) in direzioni prestabilite. Su scala commerciale vengono anche prodotti reticoli olografici, ottenuti registrando fotograficamente su lastra le frange di interferenza prodotte da due fasci coerenti di luce laser. I reticoli, generalmente con più di 500 tratti al millimetro, sono usati in spettrografi con una fenditura nel piano focale dell'obiettivo che produce un forte incremento del potere risolutivo. Per evitare la perdita di radiazione luminosa con sorgenti di per sé estremamente deboli, è stato recentemente perfezionato un dispositivo chiamato image slicer che recupera la luce che altrimenti andrebbe perduta nei labbri della fenditura. Questo trova applicazione specialmente negli spettrografi a lunga focale montati nel fuoco Coudé dei telescopi, dove c'è più spazio a disposizione. Spettrografi ad alta luminosità e piccola e media dispersione vengono invece montati nei fuochi newtoniano e Cassegrain dei telescopi e sono quindi mobili con il telescopio stesso durante tutto il tempo dell'esposizione. Per diminuire in maniera drastica i tempi di esposizione nella registrazione degli spettri, sono entrati in uso in campo astronomico, dapprima gli intensificatori di immagine e poi, quasi universalmente, i dispositivi a CCD (Charge Coupled Device). Si tratta di dispositivi elettronici che sostituiscono nello spettrografo la lastra fotografica, in quanto hanno una sensibilità di gran lunga superiore a quella di qualsiasi emulsione sensibile. In astronomia sono anche usati gli spettrofotometri e gli spettrometri, che con gli spettrografi vengono progettati per le varie bande elettromagnetiche – non più condizionate dalla trasparenza atmosferica – e hanno consentito di esaminare i pianeti, il Sole e l'universo siderale anche in gamme di radiazione (utravioletto, X, gamma) che erano rimaste del tutto inesplorate, ma che si sono rivelate estremamente coinvolte nei processi violenti che animano oggetti peculiari (quasar, supernovae e loro resti, interazioni entro sistemi binari stretti, meccanismi di eccitazione della materia interstellare e intergalattica, interazioni varie con astri degenerati ecc.). In particolare, numerose missioni astronomiche basate su osservatori orbitanti, equipaggiati con spettrografi speciali per queste bande, hanno fornito uno scenario dapprima inatteso della fenomenologia attiva che si svolge sul Sole e nella sua corona, sui pianeti, nelle regioni centrali galattiche. Anche all'altra estremità dello spettro, – nel campo dell'infrarosso e delle microonde – vari satelliti astronomici attrezzati per l'infrarosso hanno individuato una moltitudine di centri emittenti che rivelano, nella Galassia, fenomeni sparsi di aggregazione e di concentrazione, sovente connessi alla formazione di stelle e di sistemi planetari. Infine, l'Hubble Space Telescope in orbita dal 1990, svolge anch'esso ricerche di spettrografia astronomica utilizzando due spettrografi (uno ad alta risoluzione per sorgenti brillanti, l'altro destinato a sorgenti deboli, lo Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS), purtroppo entrato in avaria nell'agosto 2004) equipaggiati con rivelatori digicon sensibili all'intera banda elettromagnetica, dal vicino infrarosso al lontano ultravioletto.
Fisica nucleare
Lo spettrografo di massa è un apparato di misurazione delle masse atomiche e isotopiche, realizzato nel 1912 da J. J. Thomson in collaborazione con F. Aston e basato sulla deviazione subita da raggi di particelle cariche (ioni) da parte di campi elettrici e magnetici. Le particelle deviate secondo il loro rapporto carica/massa viaggiano secondo traiettorie diverse e vengono raccolte su lastre fotografiche dove quelle aventi lo stesso valore di q/m si depositano in punti appartenenti a una parabola (parabola di Thomson). Nota la carica degli ioni, se ne può determinare la massa dalla posizione di raccolta sulla lastra. Più precisamente, fissato un sistema di assi cartesiani ortogonali, due campi elettrici e magnetici fra loro paralleli, diretti secondo l'asse y, deviano nelle direzioni y e z uno ione che viaggia lungo la direzione x rispettivamente secondo le formule
dove E è il campo elettrico e a è il percorso lungo il quale agisce il campo, H è il campo magnetico e b il percorso lungo il quale agisce il campo, e, M, v sono la carica, la massa e la velocità dello ione; le coordinate y e z risultano quindi legate da una relazione che è l'equazione di una parabola. Differenti valori del rapporto e/M danno differenti parabole. Successive modifiche allo spettrografo hanno permesso di realizzare nuovi strumenti dove al posto di tracce a parabola si ottengono tracce lineari indipendenti dalla velocità v.