- Tipi di spettri
- Radiazioni di corpi neri
- Produzione di spettri di linea
Tipi di spettri
Gli spettri possono essere semplificati a uno dei tre tipi base. Esempi semplici nelle bande d’onda visibili sono mostrati qui sotto.
| Tipo di spettro | Esempio fotografico |
|---|---|
| Spettro continuo (o continuum) |  |
| Assorbimento (linea nera) |  |
| Emissione (linea luminosa) |  |
Un mezzo con cui uno spettro continuo può essere prodotto è l’emissione termica da un corpo nero. Questo è particolarmente rilevante in astronomia e viene discusso nella prossima sezione. Gli spettri astronomici possono essere una combinazione di linee di assorbimento e di emissione su uno spettro di fondo continuo. Esempi specifici sono discussi in un’altra pagina.
Radiazione del corpo nero
Cosa dà origine a uno spettro continuo? Immaginate di riscaldare una sfera di acciaio solido con una fiamma ossidrica. Quando togliete la torcia potete sentire il calore che viene irradiato nuovamente dalla sfera. Applicando di nuovo la fiamma ossidrica si mette più energia nella sfera, che diventa più calda. Alla fine inizia a brillare debolmente. Continuando a riscaldarla, la sfera si illumina prima di rosso, poi di arancione, di giallo e poi di bianco. Se sei stato in grado di continuare a riscaldarla a sufficienza, potrebbe anche brillare di blu caldo. Questa sfera si avvicina a quello che i fisici chiamano un corpo nero.
Un corpo nero radiatore è un oggetto teorico che è totalmente assorbente di tutta l’energia termica che cade su di esso, quindi non riflette alcuna luce e appare nero. Man mano che assorbe energia si riscalda e irradia nuovamente l’energia come radiazione elettromagnetica.
Nel mondo reale alcuni oggetti si avvicinano al comportamento dei corpi neri. Questi devono essere fonti di energia termica e devono essere sufficientemente opachi che la luce interagisca con il materiale all’interno della fonte. Esempi di tali oggetti sono i filamenti di tungsteno delle lampade a incandescenza e i nuclei delle stelle. Lo spettro continuo prodotto da un corpo nero è caratteristico e può essere mostrato come un grafico dell’intensità contro la lunghezza d’onda emessa. Questo grafico è chiamato la curva del corpo nero o la curva di Planck, dal nome del fisico tedesco Max Planck che per primo postulò la quantificazione della radiazione elettromagnetica. Il grafico qui sotto mostra una curva di Planck per un oggetto con una temperatura effettiva di 6.000 K, la stessa temperatura del Sole.
Se guardate attentamente la curva noterete che l’oggetto emette qualche radiazione ad ogni lunghezza d’onda, comprese le bande d’onda dell’ultravioletto e dell’infrarosso. Si dovrebbe anche notare che la quantità di energia emessa non è la stessa per tutte le lunghezze d’onda e che in questo caso, la lunghezza d’onda di picco cade nella regione della luce visibile. Ora cosa succede se la temperatura della sorgente del corpo nero è diversa? Il grafico qui sotto mostra le curve di Planck per un oggetto a quattro diverse temperature da 6.000 K a 4.000 K. Nota che la lunghezza d’onda qui è espressa in unità di Ångstrom. 1 Ångstrom = 0,1 nanometri.
Come si confrontano le curve? Due punti chiave dovrebbero essere evidenti. In primo luogo, un oggetto più caldo emette più energia ad ogni lunghezza d’onda di uno più freddo. In secondo luogo, più caldo è l’oggetto, più corta è la lunghezza d’onda del picco della curva. L’oggetto a 6.000 K raggiunge chiaramente il picco nella parte visibile dello spettro, mentre il picco dell’oggetto a 4.000 K confina con le regioni del visibile e dell’infrarosso. Come già menzionato, le stelle approssimano gli oggetti a corpo nero e possono variare nelle loro temperature effettive da circa 2.000 K a circa 30.000 K. Se si provasse a tracciare l’intensità di due stelle con questi estremi su un grafico come quello sopra, sarebbe estremamente difficile mostrarle sulla stessa scala lineare. Se volessimo solo confrontare le lunghezze d’onda di picco possiamo tracciarle usando un output di energia normalizzato in cui la lunghezza d’onda di picco per ciascuna corrisponde a un’intensità = 1,0. Questo è mostrato qui sotto per sei diverse temperature.
Si può vedere chiaramente dal grafico che una stella di 10.000 K avrebbe il suo picco di lunghezza d’onda nella parte ultravioletta dello spettro em, mentre una stella di 3.000 K emetterebbe la maggior parte della sua radiazione nella parte infrarossa. Non solo la forma della curva determina l’intensità relativa delle diverse componenti dello spettro continuo prodotto dalla stella, ma determina anche il colore della stella. Una stella di 10.000 K appare bianco-blu, mentre una stella di 3.000 K appare rossa.
Produzione degli spettri di linea
Gli spettri di linea appaiono in due forme, gli spettri di assorbimento, che mostrano linee scure su uno sfondo luminoso, e gli spettri di emissione con linee luminose su uno sfondo scuro o nero. Questi due tipi sono in effetti correlati e si formano a causa delle interazioni meccaniche quantistiche tra gli elettroni che orbitano intorno agli atomi e i fotoni di luce. I fotoni di luce hanno ciascuno una frequenza specifica. L’energia di un fotone è una funzione della sua frequenza ed è determinata da:
E = hf dove f è la frequenza del fotone, E è l’energia e h è la costante di Planck (= 6,626 x 10-34J.s)