Lo studio delle radiazioni elettromagnetiche: la spettrometria

Lo studio delle radiazioni elettromagnetiche: la spettrometria

La fonte più importante di informazioni sui corpi celesti sono le radiazioni elettromagnetiche (raggi ganmma, raggi X, luce visibile, radiazioni infrarosse e onde radio) che essi emanano, assorbono o riflettono.

Per studiare le radiazioni elettromagnetiche emesse da un corpo celeste a diverse lunghezze d'onda si impiegano un gran numero di strumenti. Per mezzo del Compton Ray Observatory (che ha una capacità di 9.7 X 10 -4 nanometri) si cercano di rilevare i fotoni emessi; il satellite ROSAT ( 1.03- 12.4 nanometri) e l' International Ultraviolet Explorer (120- 320 nanometri) rilevano i raggi X; l' Hubble Space Telescope (HST, 120- 190 nanometri) può rilevare l' esistenza di addensamenti di materia, mentre il Very Large Array di Soccorro (VLA), che lavora sulla banda di 10 7 - 10 9 nanometri, permette di rilevare le emissioni radio che possono confermare l'esistenza degli addensamentio di materia.

Importante è lo studio degli spettri stellari, ovvero dell' insieme di radiazioni, emesse o assorbite dagli atomi o dalle molecole, distribuite ed espresse in funzione delle lunghezze d'onda o delle frequenze, in seguito all' eccitamento della materia. L'intero spettro elettromagnetico viene in genere suddiviso in alcune zone che comprendono quelle componenti che presentano le stesse caratteristiche di produzione e rilevazione. Lo studio spettroscopico dell'emissione e dell'assorbimento della luce da parte di elementi è stato uno dei campi di ricerca fondamentali per lo sviluppo delle conoscenze sulla struttura atomica della materia e, in ambito astronomico, per permettere una classificazione in classi spettrali (O, B, A, F, G, K e M) delle stelle.

Storicamente la spettroscopia naque con Newton (che permise la scomposizioone in elemeti monocromatici di un fascio di luce bianca), ma solamente dopo il 1850, cioè quando Bunsen e Kirchhoff notarono che la frequenza delle righe spettrali, già osservate e classificate da Fraunhofer negli spettri ottici, poteva caratterizzare la natura chimica degli elementi. Mediante l'analisi spettroscopica i due ricercatori tedeschi non solo scoprirono nuovi elementi (rubidio e cesio), ma indicarono la meodologia per studiare la composizione chimica della materia extraterrestre accessibile attraverso le radiazioni generate delle stelle.

Gli spettri vengono classificati in spettri di emissione e di assorbimento. A loro volta, entrambe i generi, si distinguono in spettri continui, spettri a righe e a bande.

Lo spettro di emissione si ha quando le radiazioni ottiche emesse da una sorgente eccitata vengono direttamente disperse nelle componenti monocromatiche mediante uno spettroscopio ed è definito come la funzione che descrive l'andamento dell'intensità della luce emessa, al variare della lunghezza d'onda, in seguito ad eccitazione da radiazione elettromagnetica di lunghezza d'onda fissata. A seconda della materia eccitata si può ottenere:

1. uno spettro continuo, se è formato dall'insieme, più o meno esteso, di lunghezze d'onda. In laboratorio esso si ottiene scaldando un corpo nero (corpo in grado di assorbire tutte le radiazioni che riceve senza rifletterne alcuna) fino all' incandescenza; la quantità di energia emessa ad ogni lunghezza d'onda, in un secondo da 1 m 2 di superficie del corpo nero, è espressa dalla legge di Stefan- Boltzman:

E= sT 4

dove s è la costante di Stefan- Boltzman e vale 5.67 10 - 8 W m -2 K -4;

la lunghezza d'onda a cui avviene il massimo dell'irradiazione è inversamente proporzionale alla temperatura assoluta del corpo nero (legge di Wien);

2. lo spettro di righe, che si ottiene utilizzando come sorgente un gas rarefatto a elevata temperatura; è formato da una sequenza discontinua di righe brillanti e ben separate su uno sfondo scuro;

3. lo spettro a bande, se è formato da una successione fitta di righe che si addensano in corrispondenza di certe lunghezze d'onda. E' originato dai gas e dai vapori caratterizzati da molecole poliatomiche i cui atomi sono chimicamente legati.

Lo spettro di assorbimento è la funzione che descrive l'andamento dell'intensità della luce emessa ad una singola lunghezza d'onda, in funzione della lunghezza d'onda di eccitazione.

Lo spettro di assorbimento si ottiene invece interponendo sul cammino della radiazione in grado di originare uno spettro continuo una sostanza (gas o vapore) in grado di assorbire, a certe lunghezze d'onda, alcune componenti che l'attraversano. Esso è simile ad uno spettro continuo nel quale però sono presenti righe o bande scure in corrispondenza delle radiazioni assorbite. Le radiazioni che il gas (o vapore) interposto assorbe, sono le stesse che emette quando viene eccitato. Dunque uno spettro di assorbimento è esattamente il negativo di uno spettro di emissione e consente di identificare la natura chimica della sostanza allo stato gassoso interposta.

Le righe spettrali forniscono perciò indicazioni circa la composizione chimica (abbastanza omogenea), la temperatura assoluta dell' involucro esterno dell'astro, la sua densità e pressione superficiale e riscontrare l'esistenza di moti relativi delle stelle rispetto alla Terra. Quando la sorgente luminosa si muove, la luce si sposta di lunghezza d' onda, verso il blu quando la sorgente e l'osservatore si avvicinano (blushift), verso il rosso quando la sorgente è in allontanamento (redshift).

Lo spostamento dello spettro è causato dall'effetto Doppler. Originariamente, l'effetto Doppler in astronomia fu studiato solo nella parte visibile dello spettro elettromagnetico. Oggi sappiamo che lo spostamento Doppler influenza con il suo effetto lo spettro elettromagnetico in tutte la sua interezza.

Per via della relazione che lega la frequenza all'inverso della lunghezza d'onda, possiamo inoltre descriverlo in termini di lunghezza d'onda. La radiazione è spostata verso il rosso quando la sua lunghezza d'onda aumenta e spostato verso il blu quando diminuisce.

Gli astronomi utilizzano lo spostamento Doppler per calcolare con precisione le velocità alle quali le stelle ed altri oggetti astronomici si muovono avvicinandosi o allontanandosi dalla Terra.

Per esempio, le linee spettrali emesse dall'idrogeno delle galassie distanti, spesso viene osservato con uno notevole spostamento verso il rosso.Le linee di emissione, che normalmente sulla Terra hanno una lunghezza d'onda di 21 centimetri, possono essere osservate invece a 21,1 cm. Lo spostamento verso il rosso di 0,1 cm sta ad indicare che il gas in questione si allontana dalla Terra ad oltre 1.400 chilometri al secondo.

Lo spostamento della frequenza non è però dovuto solo ai moti relativi dei corpi. Altri due sono i fenomeni che possono alterare la frequenza dello spettro elettromagnetico all'osservazione. Uno è associato a campi gravitazionali estremamente elevati ed è noto come redshift gravitazionale. L'altro, chiamato redshift cosmologico non deriva dal moto nello spazio ma dall'espansione dello spazio stesso, conseguenza diretta del Big Bang, l'esplosione primordiale con cui buona parte degli scienziati ritiene abbia avuto origine l'universo.

In conseguenza del moto della sorgente in allontanamento dall'osservatore, l'onda completa, pari per ipotesi ad una sola lunghezza d'onda, è

l' = l + VT (1)

in cui l' è la lunghezza d'onda percepita, l quella di emissione e V la velocità della sorgente. Essendo

l' = v / F' e l = v / F (2)

dove v è la velocità di emissione, F' la frequenza percepita e F quella di emissione, la (1) diventa

v /F' = v / F + V / F (3)

da cui si ricava che

F' = F v / v+ V (4)

nel caso in cui la sorgente si allontani, altrimenti, se essa si avvicina

F' = F v / v- V (5).

Calcolare correttamente lo spostamento Doppler alle grandi velocità, non è così semplice però. Bisogna infatti tenere conto del fenomeno noto come contrazione di Lorentz- Fitzgerald dello spazio-tempo.

Viaggiando lungo l'onda di propagazione infatti, la quantità di creste e di ventri che incontriamo viene modificata non solo dalla nostra veloctità rispetto a quella delle onde stesse ma anche dalla contrazione di Lorentz- Fitzgerald nella direzione in cui stiamo viaggiando.

Quando ci avviciniamo ad un'onda, la contrazione di Lorentz- Fitzgerald incrementa l'ammontare dell'effetto Doppler osservato poiché le creste delle onde sono più ravvicinate nello spazio e di conseguenza misuriamo una lunghezza d'onda minore. Considerato che avvicinandoci alla velocità della luce la contrazione di Lorenz aumenta illimitatamente, ci dobbiamo aspettare più che un semplice raddoppio delle frequenze, come potremmo aspettarci dalle leggi della fisica classica.

Ma se ci allontaniamo la relatività ci dice che lo spostamento Doppler si riduce. Perché?

Perché la contrazione avviene sia che ci stiamo avvicinando sia che ci stiamo allontanando dalla sorgente della radiazione. L'effetto quindi ridurrà la lunghezza dell'onda allo stesso modo in cui all'opposto, viene incrementato l'effetto Doppler.

Ultimo strumento progettato appositamente per lo studio degli spettri stellari è l'HET. Inaugurato l'8 ottobre 1997, presso l'osservatorio McDonald di Fort Davis, Texas, è il frutto della collaborazione di cinque università di Stati Uniti e Germania, è intitolato a Bill Hobby e Robert Eberly

Lo specchio primario del telescopio, cioè l'obiettivo, ha un diametro di 11 m ed è costituito da 91 elementi identici di forma esagonale ed è inclinato a un angolo costante di 55°, così che solo il 70% della volta celeste è coperto.

Le dimensioni dello specchio primario consentono però di raccogliere una quantità di luce molto alta, caratteristica che aiuterà a ottenere dati preziosi per la soluzione di questioni ancora irrisolte (ad esempio, circa l'età dell'universo e l'eventuale presenza di pianeti intorno alle stelle) e permetterà di approfondire la conoscenza dei corpi celesti. Si tratta infatti del primo telescopio costruito specificamente per l'analisi spettroscopica, tecnica che permette di risalire alla composizione chimica di un corpo celeste in base all'analisi dello spettro di luce che esso emette.