Aggiornato nel 2026
Che cos’è veramente la luce e a cosa mi serve conoscere lo spettro elettromagnetico per fare astrofotografia?
L’intero cosmo è avvolto da radiazioni elettromagnetiche. Onde di energia per la maggior parte invisibili ai nostri occhi, sebbene rilevabili con attrezzature e strumenti. Lo spettro elettromagnetico va infatti dai raggi gamma, ad altissima frequenza, ai raggi X, fino alle onde radio a bassa frequenza.
Cos’è lo spettro elettromagnetico
Come già saprete alcune di queste frequenze possono essere molto pericolose per noi, ma anche molto utili, come i raggi X in medicina o le onde radio per le telecomunicazioni.
Nel mezzo di questo ampio spettro elettromagnetico si trova la luce visibile. Un piccolo segmento dello spettro che i nostri occhi possono vedere. Altre forme ben note di radiazione elettromagnetica si trovano appena oltre la nostra capacità di visione, come la luce ultravioletta e l’infrarosso.
Onde radio, luce e raggi X sono in realtà la stessa cosa: radiazione che viaggia nel vuoto alla velocità della luce, circa 300.000 km al secondo. Cambia solo la lunghezza d’onda, cioè la distanza tra due creste dell’onda. Lo spettro elettromagnetico è l’insieme di tutte queste lunghezze d’onda messe in fila, dalle più lunghe alle più corte.
Lunghezza d’onda e frequenza sono legate tra loro: moltiplicate danno sempre la velocità della luce. Più l’onda è corta, più la frequenza è alta e più energia porta ogni fotone, la particella che compone la luce. La riga rossa dell’idrogeno a 656 nanometri, quella che inseguiamo nelle nebulose, oscilla circa 457 mila miliardi di volte al secondo e ogni suo fotone porta circa 1,9 elettronvolt. Un fotone di raggi X ne porta da centinaia a decine di migliaia.
Le bande dello spettro elettromagnetico
Per comodità lo spettro si divide in bande. I confini sono convenzionali e ogni fonte li fissa in modo un po’ diverso, ma l’ordine resta questo, dalle onde più lunghe alle più corte.
| Banda | Lunghezza d’onda | Dove la incontriamo | Cosa ci racconta del cielo |
|---|---|---|---|
| Onde radio | oltre 1 m circa | radio, televisione, telefonia | gas freddo delle galassie, pulsar, radiotelescopi |
| Microonde | da 1 mm a 1 m circa | forno a microonde, Wi-Fi, radar | la radiazione cosmica di fondo, il residuo del Big Bang |
| Infrarosso | da 750 nm a 1 mm | telecomandi, calore | polveri, stelle in formazione, galassie lontane |
| Luce visibile | da 380 a 750 nm circa | tutto quello che vediamo | stelle, nebulose e galassie: l’astrofotografia amatoriale |
| Ultravioletto | da 10 a 380 nm | abbronzatura, lampade UV | stelle giovani e caldissime, le nubi di Venere |
| Raggi X | da 0,01 a 10 nm | radiografie | gas a milioni di gradi, dintorni dei buchi neri |
| Raggi gamma | sotto 0,01 nm | radioterapia | supernove, lampi di raggi gamma |
La luce visibile è una fessura minuscola in questo elenco. Eppure è quasi tutto quello che i nostri occhi, una fotocamera e un telescopio amatoriale possono registrare.
Lo spettro visibile: i colori della luce
Nel mio primo libro, Fotografia astronomica, rappresento lo spettro visibile con le lunghezze d’onda tra 380 e 750 nanometri circa: dentro ci sono tutti i colori che sappiamo distinguere, dal violetto al rosso. In modo indicativo il violetto sta sotto i 450 nm, il blu arriva a 495, il verde a 570, giallo e arancio vanno fino a circa 620 nm e oltre comincia il rosso.
Il nostro occhio non è sensibile allo stesso modo a tutti questi colori. Di giorno dà il massimo sul verde, intorno ai 555 nm. Di notte, quando lavorano i bastoncelli della retina, il picco scivola verso i 507 nm e il rosso quasi scompare. È una delle ragioni per cui all’oculare una nebulosa a emissione appare grigia o appena verdastra, mentre la fotografia la mostra rossa.
Con la fotografia digitale la fotocamera di solito è costruita per vedere uno spettro più o meno identico a quello dei nostri occhi. Provvede inoltre ad un bilanciamento automatico del bianco, comunque modificabile dal fotografo manualmente.
Tutto nel mondo assorbe o riflette la luce di diversi colori a vari livelli, indipendentemente dal fatto che quella luce provenga direttamente o indirettamente dal sole o da una fonte di luce artificiale.
Quando guardiamo un oggetto e ne vediamo il colore, quel colore è la luce che non è stata assorbita dall’oggetto, ma che è stata rimbalzata indietro. Se l’oggetto invece è trasparente, è la luce trasmessa attraverso di esso.
Anche il colore delle stelle è una questione di spettro. Una stella emette su tutte le lunghezze d’onda, ma il picco dipende dalla temperatura: le più calde tendono all’azzurro, le più fredde all’arancio e al rosso. Il Sole, con circa 5.800 gradi in superficie, ha il picco intorno ai 500 nanometri.
Cosa arriva fino a terra dello spettro elettromagnetico
L’atmosfera fa da filtro. Lascia passare la luce visibile, una parte dell’ultravioletto e dell’infrarosso vicino e un’ampia fetta di onde radio, mentre ferma quasi del tutto raggi gamma, raggi X e gran parte dell’infrarosso. Per questo i radiotelescopi possono stare a terra, mentre per osservare l’universo nei raggi X, come fa Chandra, o nell’infrarosso, come fa il James Webb, bisogna andare nello spazio. Hubble lavora soprattutto tra ultravioletto, visibile e infrarosso vicino. Lo spiega bene anche la pagina della NASA sullo spettro elettromagnetico.
Per chi fotografa il cielo da casa il messaggio è semplice: si lavora nella finestra visibile, con qualche sconfinamento nel vicino ultravioletto e nel vicino infrarosso. Dentro questa finestra però succedono moltissime cose.
Lo spettro elettromagnetico in astrofotografia
Ecco in astrofotografia c’è da aprire una breve parentesi.
Mentre le galassie e gli ammassi globulari emettono una luce su tutto lo spettro del visibile, rendendosi adatti ad essere fotografati con reflex tradizionali, le nebulose, o gran parte di esse, hanno una caratteristica particolare.
Le nebulose ad emissione sono spesso principalmente composte da idrogeno ionizzato. Avete presente tutto quel colore rosso, tanto diffuso e ricorrente nelle immagini delle nebulose? Abbreviato con il nome di H-Alpha o HA, l’idrogeno ionizzato emette sulla lunghezza d’onda di 656,28 nm, verso il limite rosso dello spettro visibile, dove il nostro occhio è poco sensibile e dove le comuni reflex, come vedremo, ne registrano solo una piccola parte.
Spettro continuo e righe di emissione
La differenza che conta per chi fotografa è tra spettro continuo e righe di emissione. Una stella, e quindi una galassia che è la somma di miliardi di stelle, emette su tutte le lunghezze d’onda visibili: è uno spettro continuo. Il gas ionizzato di una nebulosa a emissione fa l’opposto. Eccitato dalla radiazione delle stelle vicine, restituisce luce solo a lunghezze d’onda precise, caratteristiche di ogni elemento: sono le righe di emissione.
| Riga | Elemento | Lunghezza d’onda | Colore |
|---|---|---|---|
| H-alpha (Hα) | idrogeno | 656,3 nm | rosso scuro |
| H-beta (Hβ) | idrogeno | 486,1 nm | azzurro |
| OIII | ossigeno ionizzato due volte | 500,7 nm (e 495,9 nm) | verde-azzurro |
| SII | zolfo ionizzato una volta | 671,6 e 673,1 nm | rosso, appena oltre l’Hα |
Galassie, ammassi stellari, nebulose a riflessione e oscure si fotografano bene con qualsiasi sensore. Nebulose a emissione, resti di supernova e nebulose planetarie, invece, concentrano gran parte della loro luce su queste righe, e lì ogni nanometro conta.
Il sensore vede in bianco e nero
Il silicio dei sensori reagisce ai fotoni di tutte le lunghezze d’onda visibili e anche oltre, fino a circa 1.100 nanometri nel vicino infrarosso. Però non distingue i colori: misura soltanto quanta luce arriva su ogni fotodiodo. Il sensore, di base, è monocromatico. Per avere foto a colori i costruttori mettono davanti ai fotodiodi la matrice di Bayer, un mosaico di filtri rosso, verde, verde e blu che si ripete a gruppi di quattro. Ogni fotodiodo vede così solo una parte dello spettro e il colore viene ricostruito dopo, nello sviluppo del file RAW.
Una camera astronomica monocromatica non ha questa matrice: ogni fotodiodo usa tutta la luce che lo raggiunge, e la parte dello spettro da lasciar passare la scegli tu, con i filtri.
Perché una fotocamera di serie vede poco l’H-alpha
Questo limite genera ovviamente delle conseguenze notevoli sulle nostre astrofotografie dedicate a tutti quegli oggetti prettamente caratterizzati da idrogeno ionizzato. Tranquilli, c’è una soluzione, anzi, due!
Il sensore fotografico montato nelle vostre reflex è in realtà in grado di poter vedere l’emissione dell’idrogeno ionizzato, che viene però eliminata all’ingresso da un filtro che taglia l’emissione infrarossa.
Alcuni produttori delle principali case fotografiche hanno prodotto negli anni alcuni modelli che di fabbrica montano un filtro capace di lasciar passare l’emissione HA permettendoci di poter fare astrofotografia e ugualmente utilizzare la camera in diurno. Un esempio di questi modelli è stata la Canon 60Da, oggi fuori produzione.
Quel filtro serve a imitare l’occhio umano e a restituire colori fedeli di giorno. Taglia l’ultravioletto sotto i 420 nanometri circa e comincia a tagliare l’infrarosso già oltre i 640 nm. L’H-alpha, a 656 nm, cade proprio in questa zona: di quel segnale una fotocamera di serie ne perde l’80% o più.
Modificare la fotocamera
Modificare la vostra reflex rimuovendo il filtro originale e rimpiazzandolo con un filtro che elimini soltanto gli estremi dello spettro, che sarebbero dannosi ai fini fotografici, e destinando così la reflex ad un uso prettamente astrofotografico.
Qui sotto avete un esempio di sensibilità di una reflex originale rispetto ad un modello modificato con la modalità chiamata Super UV-IR Cut.
Diverse aziende in Italia possono farvi questa modifica, generalmente ad un costo abbordabile, permettendovi così di poter realizzare splendide immagini astronomiche alle nebulose ionizzate.
Le modifiche non sono tutte uguali. La full spectrum toglie ogni filtro e rende il sensore sensibile anche a ultravioletto e infrarosso: è utile per immagini particolari, ma obbliga a montare sempre un filtro per scegliere la banda da fotografare. Per l’astrofotografia di solito basta una modifica come la Super UV-IR cut, che continua a bloccare ultravioletto e infrarosso ma include l’H-alpha. In molti casi la fotocamera resta usabile anche di giorno, ma dopo la modifica va personalizzato il bilanciamento del bianco.
Lo spettro elettromagnetico in astrofotografia ci riguarda eccome!
Chiaramente le camere astronomiche sono di norma già predisposte per vedere la frequenza dell’idrogeno ionizzato, mentre per la vostra reflex tradizionale ricordate che potrete comunque partire utilizzandola nel suo stato originale. Alcune nebulose e tutte le galassie e gli ammassi globulari non risentiranno troppo dell’assenza dell’idrogeno ionizzato e potrete farvi le prime esperienze realizzando ugualmente belle immagini.
Su questo tema ho girato un video aggiornato, dove confronto la modifica Baader, la Super UV-IR cut e la full spectrum:
I filtri: scegliere quale parte dello spettro far passare
Un filtro seleziona le porzioni dello spettro che arrivano al sensore. In astrofotografia ne esistono tre famiglie, che partono da idee quasi opposte.
- Banda larga. Lasciano passare quasi tutto lo spettro visibile e tagliano solo i punti dove emettono le vecchie lampade stradali: al sodio, intorno ai 589 nm, e al mercurio, con righe a 436, 546 e 577-579 nm. Vanno bene per ogni soggetto, ma solo fino a un certo livello di inquinamento luminoso.
- Banda stretta. Bloccano tutto tranne una riga, per esempio H-alpha, OIII o SII. Danno contrasti fortissimi sulle nebulose a emissione e sui resti di supernova, ma non servono su galassie e campi stellari.
- Multibanda. Lasciano passare due o più righe insieme e sono pensati per le camere a colori. Fanno risparmiare tempo, anche se secondo me non raggiungono la purezza dei filtri singoli.
Le luci a LED complicano tutto. Un LED bianco emette su un ampio tratto dello spettro, con un picco nel blu e una coda che copre verde, giallo e rosso: non c’è una riga precisa da tagliare e i filtri in banda larga perdono efficacia. I filtri in banda stretta invece funzionano anche sotto i LED, perché lasciano passare solo pochi nanometri intorno alla riga scelta.
Il numero in nanometri di un filtro in banda stretta indica quanto è largo il passaggio. Un H-alpha da 7 nm è meno selettivo di uno da 3 nm: quello più stretto dà più contrasto, ma lascia arrivare meno fotoni e chiede pose lunghe e rapporti focali non troppo chiusi.
Falsi colori e Hubble Palette
Due delle tre righe più fotografate, H-alpha e SII, sono rosse e distano pochi nanometri. Per l’occhio sarebbero lo stesso rosso, e il segnale dello zolfo resterebbe nascosto sotto quello, molto più forte, dell’idrogeno. Per questo ogni canale in banda stretta si tratta come la mappa in bianco e nero di un singolo gas, e poi si decide quale mappa diventa rosso, verde o blu.
La combinazione più nota è proprio la Hubble Palette, o SHO: zolfo nel rosso, idrogeno nel verde, ossigeno nel blu, ideata per le immagini del telescopio spaziale Hubble. Con due soli canali si fa il bicolore HOO, idrogeno nel rosso e ossigeno in verde e blu. Sono immagini in falsi colori: non replicano il cielo come lo vedremmo, ma mostrano dove si trova ogni gas.
In banda larga, invece, si può arrivare a colori vicini alla realtà, con un’avvertenza che scrivo anche nel libro: è la realtà del sensore, non la nostra, perché il sensore registra bene anche lunghezze d’onda dove il nostro occhio quasi non vede differenze. Nel video qui sotto racconto i colori delle nebulose, dalla banda larga fino alla Hubble Palette.
Lunghezza d’onda e dettaglio: il potere risolutivo
La lunghezza d’onda decide anche quanto dettaglio può mostrare un telescopio. La luce che attraversa un’apertura si diffrange e ogni stella diventa un piccolo disco circondato da anelli, il disco di Airy. Il criterio di Rayleigh dà l’angolo minimo che un’ottica riesce a separare: θ = 1,22 λ / D, dove λ è la lunghezza d’onda e D il diametro.
Prendiamo un telescopio da 200 mm. Nel verde, a 550 nm, il limite è di circa 0,69 secondi d’arco; nel rosso dell’H-alpha sale a 0,83; nel blu, a 450 nm, scende a 0,57. A parità di diametro la luce più corta separa dettagli più fini. Dai nostri cieli, però, il limite vero è quasi sempre la turbolenza dell’atmosfera, il seeing.
Qui lo spettro torna utile al contrario. Nell’imaging planetario i filtri rossi e infrarossi risentono meno della turbolenza e, insieme a diametri generosi, sono spesso la scelta giusta per i pianeti più difficili come Mercurio, Urano e Nettuno. Con un filtro ultravioletto si può invece tentare di fotografare le nubi di Venere, che in luce visibile appare senza dettagli.
Domande frequenti sullo spettro elettromagnetico
Quali sono le bande dello spettro elettromagnetico in ordine?
Dalle onde più lunghe alle più corte: onde radio, microonde, infrarosso, luce visibile, ultravioletto, raggi X e raggi gamma. In questo ordine frequenza ed energia crescono.
Che lunghezza d’onda ha la luce visibile?
Tra 380 e 750 nanometri circa. Il violetto sta all’estremo corto, il rosso a quello lungo.
Che differenza c’è tra lunghezza d’onda e frequenza?
La lunghezza d’onda è la distanza tra due creste dell’onda, la frequenza è quante creste passano in un secondo. Il loro prodotto è sempre la velocità della luce, quindi quando una cresce l’altra cala.
Lo spettro elettromagnetico è pericoloso?
Dipende dalla banda. Ultravioletto, raggi X e raggi gamma hanno abbastanza energia da danneggiare le cellule, ed è anche per questo che l’atmosfera che li ferma ci protegge. Luce visibile, infrarosso e onde radio portano molta meno energia per fotone.
Una fotocamera vede l’infrarosso?
Il sensore sì, fino a circa 1.100 nm, ma il filtro montato di fabbrica lo blocca. Con una modifica full spectrum e i filtri giusti si possono fare fotografie nell’infrarosso vicino.