GLI SPETTRI

I.P.C.L. “Ninni Cassarà” (Terrasini) \ Classe V A \ Gli spettri
GLI SPETTRI
Prof. Erasmo Modica
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LA RIFRAZIONE
Quando si guarda un bastone immerso in una vasca piena d’acqua si ha la percezione che questo
bastone sia spezzato. Tale fenomeno è legato a quello della rifrazione della luce.
Definizione: Dicesi rifrazione quel fenomeno per cui i raggi luminosi, passando da un mezzo
all’altro, subiscono una deviazione della loro traiettoria.
Se il raggio luminoso passa dall’aria all’acqua,
allora si avvicina alla normale alla superficie.
Se il raggio luminoso passa dall’acqua all’aria,
allora si allontana dalla normale alla superficie.
LA DISPERSIONE DELLA LUCE
Se un raggio di luce bianca incide obliquamente sulla parete di un
prisma di vetro trasparente, esso viene suddiviso in diversi raggi di
luce di vari colori. Il raggio subisce due successive rifrazioni, delle
quali la seconda amplifica la decomposizione nel vari colori. Se tali
raggi colorati incidono su uno schermo, è possibile notare lo spettro
continuo della luce visibile. In questo specchio si possono
distinguere i seguenti colori: rosso, arancione, giallo, verde, azzurro,
indaco e violetto. Inoltre, la radiazione rossa risulta meno deviata di
quella violetta.
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Tale fenomeno prende il nome di dispersione della luce, definita
come il fenomeno della separazione di un raggio di luce in raggi di
diversi colori, che si verifica quando esso attraversa un mezzo
rifrangente.
Un esempio di fenomeno naturale dovuto alla dispersione della luce è
l’arcobaleno: i raggi solari incontrano le goccioline di pioggia e
vengono dispersi.
La dispersione della luce permette di studiare la natura dei corpi che la emettono. I dispositivi
utilizzati per questo scopo sono i cosiddetti spettroscopi. Tali strumenti sono tali da far sì che la
luce possa essere dispersa da un prisma e proiettata su uno schermo sul quale si faranno le
misurazioni opportune.
È possibile notare come i corpi riscaldati emettano una luce il cui spettro è spostato verso il rosso e
si può ricavare una legge, detta legge di Wien, secondo la quale la frequenza della massima
intensità di emissione di una sorgente è direttamente proporzionale alla temperatura assoluta
della sorgente, in formule:
dove
.
La legge vale nel caso in cui le sorgenti emettono luce in seguito alla variazione della loro
temperatura ed è utilizzata per stimare la temperatura delle stelle.
GLI SPETTRI DI EMISSIONE E DI ASSORBIMENTO
Spettri di emissione
I solidi e i liquidi, portati all’incandescenza, emettono delle onde luminose il cui spettro è
continuo. Questo è dovuto al fatto che le loro molecole sono ravvicinate e si influenzano
reciprocamente.
Se consideriamo una lampada a idrogeno gassoso, è possibile osservare uno spettro costituito da
quattro righe ben distinte su uno sfondo nero.
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Se viene utilizzato un altro gas, variano sia la posizione di tali righe, che il colore e la lunghezza
d’onda.
La motivazione dipende dal fatto che le molecole dei gas sono libere di muoversi, di conseguenza
tali sostanze emettono onde luminose che producono uno spettro a righe.
Quindi, ogni elemento gassoso è caratterizzato da un proprio spettro di emissione.
Spettri di assorbimento
Data una sorgente di luce bianca, se si interpone tra di essa e uno spettroscopio un gas a
temperatura più bassa della sorgente stessa, sarà possibile vedere su uno schermo una serie di
righe nere su uno sfondo continuo e colorato. Per esempio, nel caso dell’idrogeno, lo spettro di
assorbimento è rappresentato nella seguente figura.
Se si confrontano lo spettro di emissione e quello di assorbimento di una medesima sostanza, si
nota che le righe colorate dello spettro di emissione corrispondono alle righe nere di quello di
assorbimento. Di seguito è possibile vedere le righe gli spettri del sodio (figura a sinistra) e quelli
dell’idrogeno (figura a destra).
Da tale analisi è possibile concludere che tutte le sostanze assorbono le radiazioni
luminose della stessa lunghezza d’onda e frequenza di quelle che sono capaci di
emettere.
SPETTRO DI EMISSIONE DELL’ATOMO DI IDROGENO SECONDO BOHR
Con il suo modello proposto nel 1913 e che partiva da quello planetario di rutherford, Bohr riuscì a
spiegare nella maniera seguente lo spettro di emissione degli atomi di idrogeno.
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I ipotesi. L’elettrone dell’atomo di idrogeno si muove lungo orbite ben definite, dette stazionarie,
aventi un raggio ben determinato e una determinata quantità di energia. Quando l’elettrone si
trova in tali orbite non emette né assorbe energia.
II ipotesi. L’elettrone emette energia solamente quando salta da un’orbita stazionaria a maggiore
energia ad un’altra a minore energia. La frequenza della radiazione emessa è data dalla relazione:
essendo
la costante di Planck.
Ad ogni salto dell’elettrone corrisponde una riga dello spettro e tali salti sono in numero limitato.
SPETTRI STELLARI ED EFFETTO DOPPLER
Abbiamo visto che gli spettri di emissione sono formate da bande con i vari colori che vanno dal
rosso (luce a lunghezza d’onda maggiore e quindi a frequenza minore) al blu (luce a lunghezza
d’onda minore e quindi a frequenza maggiore).
È possibile risalire agli elementi che compongono una stella analizzando gli spettri di emissione
della luce proveniente da essa o agli elementi che compongono le masse gassose attraversate dalla
luce proveniente da una stella.
Dalla legge di Wien segue che all’aumentare della temperatura, aumenta la frequenza e diminuisce
la lunghezza d’onda, di conseguenza le stelle più calde sono quelle che presentano uno spettro in
cui le bande occupano una frequenza maggiore.
Le stelle vengono raggruppate in classi spettrali secondo valori decrescenti della temperatura.
Esse sono indicate con le lettere ( O, B, A, F, G, K, M ), in cui alla classe O appartengono le stelle
con temperatura superficiale più altra (colore bianco-azzurro), mentre alla classe M appartengono
le stelle con temperatura superficiale più bassa (colore rosso).
L’effetto Doppler è di fondamentale importanza in astronomia in quanto permette di valutare la
velocità con la quale stelle e galassie si avvicinano o si allontanano da noi.
Definizione: Si dice effetto Doppler, la variazione apparente della frequenza o della lunghezza
d’onda di un suono emesso da una sorgente e percepita da un osservatore, per effetto del moto
della sorgente stessa o dell’osservatore.
Lo spettro elettromagnetico emesso dai corpi celesti non è uno spettro continuo, ma presenta delle
linee spettrali a frequenze ben definite.
L’effetto Doppler si riconosce facilmente quando le linee spettrali non si trovano alle frequenze
ottenute in laboratorio mediante l’uso di una sorgente stazionaria. Grazie ad alcune formule, queste
differenze di frequenze possono essere messe in relazione alla velocità. Quindi se una sorgente di
luce, per esempio una stella, si muove allontanandosi da noi, è possibile registrare
uno spostamento verso il rosso (redshift) delle linee spettrali. L’effetto è tanto maggiore,
quanto più velocemente il corpo si allontana da noi.
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