Lo spettro elettromagnetico

Lo spettro elettromagnetico

1 La luce e le altre onde elettromagnetiche

La luce è un fenomeno di natura elettromagnetica, essa però è solo una componente dell'insieme continuo di radiazioni dalle onde radio fino ai raggi gamma, cioè rappresenta una piccola parte del cosiddetto spettro elettromagnetico[1]. Si distinguono varie bande poiché per ognuna di esse esiste un diverso sistema di rilevamento e produzione.

Onde elettromagnetiche e spettro del visibile

Lo spettro di una sorgente di radiazione è l'insieme delle radiazioni che la sorgente stessa emette. Queste giungono all'osservatore contemporaneamente poiché tutte, indipendentemente dalla lunghezza d'onda, viaggiano nello spazio con la stessa velocità.

Facendo passare un raggio di luce attraverso una fenditura e successivamente attraverso un prisma, è possibile ottenere una scomposizione nei colori semplici, cioè uno spettro; il raggio di luce ,all'uscita dello strumento, può venire inviato su una lastra fotografica.

Lo spettro del visibile è un insieme continuo di colori dal rosso (= 700 nm)al violetto (=400 nm).

Analisi delle onde elettromagnetiche:

Microonde. Sono onde radio di alta frequenza, caratterizzate da lunghezze d'onda comprese tra 1 mm e 30 cm circa; nello spettro elettromagnetico sono situate fra l'infrarosso e le consuete onde radio. Vengono generate in speciali tubi elettronici, detti klystron e magnetron, oppure per mezzo di dispositivi a stato solido. Possono essere rivelate mediante uno strumento costituito da un diodo[2] al silicio collegato a un amplificatore e dotato di un dispositivo di registrazione o visualizzazione. Le microonde trovano numerose applicazioni, in particolare nel settore delle comunicazioni, in meteorologia e nelle ricerche sulla struttura della materia.

Raggi infrarossi. Radiazione elettromagnetica di lunghezza d'onda compresa tra 10-6 e 10-3 m, situata nella regione dello spettro che si estende dalla banda del visibile a quella delle onde radio; si manifesta sotto forma di calore e può essere rivelata con particolari strumenti, detti bolometri[3]. La radiazione infrarossa viene sfruttata prevalentemente in dispositivi per la visione notturna o per la fotografia in situazioni di scarsa visibilità; poiché a differenza della luce visibile non viene diffusa dalla foschia, essa consente infatti di fotografare oggetti lontani anche in condizioni meteorologiche avverse.

Raggi ultravioletti. Radiazione elettromagnetica di lunghezza d'onda compresa tra i 400 e i 15 nm, situata nella regione dello spettro che si estende dalla banda del violetto a quella dei raggi X; ha elevato potere ionizzante e favorisce numerose reazioni fotochimiche. Prodotta artificialmente nelle lampade ad arco, la radiazione ultravioletta è emessa in grandi quantità dal Sole e giunge sulla superficie terrestre dopo essere stata schermata dai gas che compongono l'atmosfera; in questo senso è fondamentale la funzione di filtro esercitata dal cosiddetto strato di ozono, che assorbe le radiazioni di breve e media lunghezza d'onda, particolarmente dannose per gli organismi viventi animali e vegetali: l'esposizione diretta ai raggi ultravioletti può infatti provocare gravi ustioni e, se prolungata, l'insorgere di malattie come il cancro della pelle.

Raggi X. Radiazione elettromagnetica estremamente penetrante, caratterizzata da una lunghezza d'onda minore di quella della luce visibile, compresa tra circa 1 nm e 0,001 nm. Emessi da qualunque elemento chimico colpito da un fascio di elettroni ad alta energia, i raggi X possono essere prodotti artificialmente bombardando un campione di metallo pesante (in genere tungsteno) con elettroni accelerati ad alte velocità. I raggi X vennero scoperti accidentalmente nel 1895 dal fisico tedesco Wilhelm Conrad Röntgen, nel corso delle sue ricerche sui raggi catodici, con un tubo a vuoto sottoposto ad alta tensione. Oggi sappiamo che vengono prodotti grazie al cosiddetto 'effetto Brehmsstrahlung'[4].

Raggi gamma Radiazione elettromagnetica di altissima frequenza, compresa fra 1019 e 1022 Hz e di conseguenza di lunghezza d'onda molto ridotta, inferiore al miliardesimo di millimetro. I fotoni che costituiscono la radiazione, dunque, posseggono l'energia più alta che si possa associare allo spettro elettromagnetico, (si ricordi l'espressione E=hv, che esprime la proporzionalità fra l'energia del fotone e la frequenza dell'onda, attraverso la costante di Planck ). I raggi gamma sono perciò una radiazione che può penetrare la materia in profondità, e che interagisce con essa secondo processi quantistici, quali, in ordine rispettivamente crescente di energia, l'effetto fotoelettrico (per fotoni di energia fino a 1 MeV), l'effetto Compton (per energie fra 1 KeV e 100 Me V) e la produzione di coppie elettrone-positrone (per energie superiori a qualche MeV fino a un centinaio di GeV). I raggi gamma sono prodotti nelle reazioni nucleari, spesso insieme a radiazione di tipo alfa e beta, rispettivamente nuclei di elio ed elettroni. L'energia dei raggi gamma di provenienza

nucleare varia fra 10 KeV e 10 MeV. Raggi gamma di energia più elevata si formano

nel corso delle interazioni fra particelle.

2 Analisi spettrale

Dall'analisi degli spettri si evidenziano i seguenti punti:

• Un corpo portato a incandescenza, solido, liquido o gas ad alta pressione e temperatura, presenta uno spettro continuo[6] e senza righe.
• I gas luminosi a temperatura e pressione bassa, presentano alcune righe luminose in emissione; poiché ogni elemento chimico presenta righe in emissione che gli sono caratteristiche, dallo spettro in emissione dei gas è possibile dedurre la loro composizione chimica.
• Quando la luce emessa da un corpo che presenta uno spettro continuo, viene fatta passare attraverso un gas, si ottiene uno spettro sul cui continuo appaiono delle righe oscure (righe di assorbimento o righe di Fraunhofer) esattamente alle lunghezze d'onda alle quali il gas, alle opportune condizioni di eccitazione, presenterebbe righe in emissione. Questo vale anche per le stelle, in cui i raggi di luce provenienti dalle zone più interne, devono attraversare gli strati più esterni e più freddi: in alcuni di questi (strati di inversione) si formano le righe di Fraunhofer.

Esempi di spettri.

Spettro continuo

(lampada a incandescenza);

spettri di emissione (neon,

idrogeno, azoto, mercurio,

ferro, sodio);

spettri di assorbimento

(vapori di sodio, Sole).

3 La spettroscopia astronomica

Lo sviluppo della spettroscopia, cioè dello studio dello spettro delle sorgenti luminose, ebbe inizio nel XIX secolo, con la messa a punto del primo spettroscopio[7].

Ogni elemento chimico emette ed assorbe particolari frequenze, il suo spettro può essere studiato in diverse condizioni di temperatura, densità e pressione. Studiando la luce emessa da varie sostanze e analizzando quella proveniente dagli astri, gli astronomi furono in grado di scoprire la composizione chimica di alcune stelle.

Gli spettri stellari possono essere suddivisi in gruppi, detti tipi spettrali, in base a delle affinità, come il colore o la presenza di certe righe spettrali.

Lo spettro di una stella è quindi uno spettro a righe di assorbimento. Sotto certe ipotesi, la parte continua di questo spettro può essere approssimata con quella di un corpo nero di temperatura pari a quella della superficie della stella, anche se a rigore una stella non e' un emettitore perfetto e non possiede una superficie fisica ben definita. In astrofisica una stella viene caratterizzata da un 'colore' e da una 'temperatura superficiale' a seconda della forma del suo spettro: questo viene confrontato con uno spettro di corpo nero e una volta trovato quello che più si avvicina a quello della stella, si attribuisce a questa la stessa temperatura del corpo nero. Il colore e' determinato dalla regione dello spettro nella quale l'intensità della luce e' massima; le stelle hanno temperature superficiali di qualche migliaio o poche decine di migliaia di gradi, ed emettono la massima potenza nella regione ottica dello spettro. Il Sole emette il massimo di intensità nella regione gialla della banda ottica, perciò la sua temperatura superficiale e' stata stabilita in 5780 Kelvin.

Dalla relazione tra gli spettri delle stelle (dai quali è possibile risalire, oltre che alla composizione chimica anche alla temperatura stellare) e le loro magnitudini (o luminosità) si è ottenuta gran parte della conoscenza sull'evoluzione stellare (diagramma Hertzsprung-Russell).

Diagramma Hertzsprung-Russell.

In ascissa il colore della stella espresso sotto forma di temperatura superficiale in Kelvin. In ordinate la luminosità della stella. La banda in diagonale da sinistra a destra, rappresenta la sequenza principale.

Classificazione stellare:

Classe O : hanno temperature superficiali superiori ai 30 mila gradi, in grado di ionizzare perfino l'elio. Presentano quindi nel loro spettro le righe dell'elio ionizzato. Sono stelle relativamente rare. 

Classe B : la loro temperatura superficiale e' compresa tra circa 15 mila e 25 mila gradi. Sono più comuni di quelle di classe O, ma ancora piuttosto rare. 

Classe A : sono stelle di temperatura compresa tra 8 e 12 mila gradi circa, e sono molto numerose. Nel loro spettro dominano le righe dell'idrogeno. A questo tipo spettrale appartengono per esempio Sirio, Vega e Altair. 

Classe F : sono le stelle con temperature comprese tra 6 e 8 mila gradi, nel cui spettro dominano le righe del calcio ionizzato. La Stella Polare appartiene a questo tipo spettrale. 

Classe G : e' la classe alla quale appartiene il Sole, quella delle stelle con temperature superficiali di 4-6 mila gradi e caratterizzate dalle righe dei metalli e del calcio ionizzato nel loro spettro. 

Classe K : hanno temperature comprese tra 3500 e 5000 gradi e uno spettro caratterizzato dalle righe dei metalli e del calcio neutro. 

Classe M : e' la classe alla quale appartengono per esempio Betelgeuse e Antares. Hanno temperature superficiali di 2-3 mila gradi e sono caratterizzate dalle righe dell'ossido di titanio. 

Classi R e N : hanno anch'esse le temperature delle stelle di classe M, ma il loro spettro e' dominato dal carbonio e vengono dette perciò anche 'stelle al carbonio'. Sono piuttosto rare.

Classe S : hanno le stesse temperature della classe M, ma possiedono le righe dell'ossido di zirconio nel loro spettro. Sono molto rare.