Astrocuriosità | maggio 2026 – Cosa sono le righe proibite e perchè si chiamano così

La curiosità del mese a cura di Marcella Longhetti

Foto di Marcella Longhetti
Foto di Marcella Longhetti


Le righe proibite sono un tipo di righe di emissione visibili nello spettro delle galassie. Lo spettro di una galassia non è altro che la luce che essa emette suddivisa nelle diverse frequenze che la compongono. In corrispondenza di alcune frequenze particolari si osservano dei picchi di intensità: questi picchi sono proprio le cosiddette righe di emissione.

Non tutte le galassie mostrano queste righe. Per capire perché, bisogna ricordare che lo  spettro di una galassia è la somma degli spettri delle sue componenti, quindi delle stelle che la popolano ed eventualmente dal gas che essa contiene. Gli spettri delle stelle non mostrano righe di emissione, ma piuttosto una distribuzione di luce su tutte le frequenze, la cui forma e distribuzione in colore dipende principalmente dalla loro temperatura. Su questo continuo compaiono righe di assorbimento (buchi in corrispondenza di particolari frequenze), legate sia alla temperatura sia alla composizione chimica delle stelle.

Le righe di emissione nascono invece nel gas presente all’interno di alcune galassie, in particolare nelle regioni dove si stanno formando nuove stelle (Fig. 1). Queste zone sono chiamate regioni HII, perché il gas, composto soprattutto da idrogeno, è in gran parte ionizzato (cioè gli elettroni si separano dai loro nuclei). Sono proprio le stelle appena formate (ed in particolare quelle più massicce) che, emettendo luce ultravioletta, causano la ionizzazione del gas in cui si formano. Per questo motivo vediamo righe di emissione negli spettri di galassie che hanno attività di formazione stellare ancora attiva, come la nostra Via Lattea (Fig. 2).

Nelle regioni HII si viene a stabilire un equilibrio particolare: da una parte gli atomi di idrogeno e degli altri elementi che compongono la nube gassosa vengono ionizzati, dall’altra gli elettroni si ricombinano con i nuclei formando di nuovo atomi neutri. Il numero di ionizzazioni e quello delle ricombinazioni si bilanciano nel tempo, così che la percentuale di elementi ionizzati resta costante.

È proprio durante queste ricombinazioni che nasce una parte delle righe di emissione che osserviamo. Infatti, quando un elettrone si lega a un protone per formare un atomo di idrogeno, non sempre si colloca subito nello stato più stabile (il cosiddetto stato fondamentale), ma spesso si trova inizialmente in uno stato energetico più alto. Possiamo immaginare questi stati come i piani di un edificio: il piano terra è lo stato più stabile, mentre i piani superiori sono meno stabili. L’elettrone catturato ai piani alti, scende quindi rapidamente verso il livello più basso, passando da un livello energetico all’altro, a volte saltando direttamente ai piani bassi. A ogni passaggio di piano perde energia, che viene emessa sotto forma di luce.

Poiché questi livelli energetici sono ben definiti (si dice quantizzati), anche la luce emessa può avere solo determinate frequenze precise. È proprio questo che dà origine ad alcune righe di emissione caratteristiche, formando il cosiddetto spettro di ricombinazione dell’idrogeno.

In modo analogo si può osservare anche lo spettro di ricombinazione dell’elio, che è il secondo elemento più abbondante nell’Universo dopo l’idrogeno.

Accanto allo spettro di ricombinazione dell’idrogeno (e dell’elio), si osserva però un altro insieme di righe di emissione, questa volta legato agli elementi più pesanti. In astrofisica questi elementi vengono chiamati metalli, anche se non lo sono da un punto di vista fisico-chimico. Per questi elementi, il corrispondente spettro di ricombinazione risulta troppo debole per essere normalmente osservato, a causa del basso numero di atomi metallici presenti nelle regioni gassose. Si osservano però righe di emissione che si originano da un meccanismo diverso.  Gli atomi o gli ioni dei metalli possono essere urtati da altre particelle (soprattutto elettroni) presenti nel gas. A seguito dell’urto, i loro elettroni più esterni vengono portati a livelli energetici più alti (si dice che gli atomi vengono eccitati) e poi ritornano verso livelli più bassi, emettendo luce. Come nel caso dello spettro di ricombinazione dell’idrogeno, essendo i livelli energetici quantizzati, le transizioni di diseccitazione dei metalli avvengono emettendo frequenze ben precise di luce.  Le righe prodotte in questo modo sono chiamate righe proibite e sono tipicamente associate a elementi come ossigeno, neon, argon o silicio.

Ma perché si chiamano proibite? Perché è estremamente difficile osservarle nelle condizioni a cui siamo abituati sulla Terra. Per formarsi, richiedono infatti un gas estremamente rarefatto: parliamo di densità dell’ordine di poche decine fino a qualche centinaio (o al massimo migliaio) di particelle per centimetro cubo.

Nei nostri laboratori, anche nelle condizioni di ultra-alto vuoto, le densità sono molto più elevate, tipicamente superiori al milione di particelle per centimetro cubo. In queste condizioni, un atomo eccitato subisce quasi subito un nuovo urto prima di riuscire a emettere luce, la sua diseccitazione avviene per via collisionale esattamente come il processo inverso di eccitazione. La probabilità che l’atomo si disecciti emettendo luce è estremamente bassa: per questo motivo queste transizioni sono state storicamente chiamate proibite.

In realtà, sarebbe più corretto dire che si tratta di transizioni molto improbabili ma che diventano osservabili nelle condizioni estremamente rarefatte del mezzo interstellare.

Le righe proibite rappresentano una fonte di informazione molto importante nello studio delle galassie con formazione stellare attiva. L’intensità del loro flusso dipende infatti sia dall’abbondanza degli elementi pesanti presenti nel gas, sia dai parametri fisici di densità e temperatura della nube La misura dei flussi di queste righe, e dei loro rapporti, consente quindi di ricavare le proprietà del gas caldo nelle galassie e, in ultima analisi, di tracciare l’evoluzione chimica della materia nel corso del tempo cosmico.

Didascalia Fig. 1 - Il gas freddo in cui si formano stelle viene scaldato dalla stelle più massicce e si trasforma in una regione di gas ionizzato detta regione HII. Le righe di emissione che osserviamo negli spettri delle galassie si formano all’interno delle regioni HII.
Didascalia Fig. 1 – Il gas freddo in cui si formano stelle viene scaldato dalla stelle più massicce e si trasforma in una regione di gas ionizzato detta regione HII. Le righe di emissione che osserviamo negli spettri delle galassie si formano all’interno delle regioni HII.
Didascalia Fig. 2 - Spettri ottici di due galassie. Nel pannello superiore si tratta di una galassia ellittica priva di formazione stellare attiva e quindi priva di righe di emissione. Nel pannello sottostante si vede invece lo spettro di una galassia a spirale con attività di formazione stellare e le tipiche righe emissione.
Didascalia Fig. 2 – Spettri ottici di due galassie. Nel pannello superiore si tratta di una galassia ellittica priva di formazione stellare attiva e quindi priva di righe di emissione. Nel pannello sottostante si vede invece lo spettro di una galassia a spirale con attività di formazione stellare e le tipiche righe emissione.
Didascalia Fig. 3 - Livelli energetici dell’atomo di idrogeno. La cosiddetta serie di Balmer rappresenta una sequenza di righe di emissione che si origina dai salti di elettroni catturati ai livelli alti che cadono al livello energetico n=2. Si tratta di righe ottiche, mentre la serie di Lyman (che origina da salti verso il livello fondamentale) è composta da righe UV e la serie di Paschen (che origina da salti verso il livello n=3) da righe IR.
Didascalia Fig. 3 – Livelli energetici dell’atomo di idrogeno. La cosiddetta serie di Balmer rappresenta una sequenza di righe di emissione che si origina dai salti di elettroni catturati ai livelli alti che cadono al livello energetico n=2. Si tratta di righe ottiche, mentre la serie di Lyman (che origina da salti verso il livello fondamentale) è composta da righe UV e la serie di Paschen (che origina da salti verso il livello n=3) da righe IR.

Didascalia Fig. 4 - Dai rapporti dei flussi di righe dell’ossigeno con le righe di ricombinazione dell’idrogeno si ricava la metallicità del gas, ovvero l’abbondanza di elementi pesanti (i metalli in astrofisica). La scala di colori indica un aumento della metallicità passando dai colori blu-verde ai colori arancione-rosso. (Figura tratta da Curti et al. 2017).
Didascalia Fig. 4 – Dai rapporti dei flussi di righe dell’ossigeno con le righe di ricombinazione dell’idrogeno si ricava la metallicità del gas, ovvero l’abbondanza di elementi pesanti (i metalli in astrofisica). La scala di colori indica un aumento della metallicità passando dai colori blu-verde ai colori arancione-rosso. (Figura tratta da Curti et al. 2017).

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