Spettri ed emissione luminosa          Claudio Fazio           O.R.S.A. - Palermo
La spettroscopia studia gli spettri luminosi associati   all’emissione o all’assorbimento di radiazione       elettromagne...
Lo spettro è, in ottica, una serie di colori,ottenuta dalla separazione di un raggio di lucebianca nelle sue diverse compo...
Lo spettro elettromagnetico
Gli spettri continui Sono costituiti da una successione di colori che sfumano luno nellaltro senza interruzioni, quindi da...
Il corpo nero
La legge di Planck               8π hc    1u (λ , T ) =                λ 5 eλ −1                       hc                 ...
La legge di Planck               8π hc    1u (λ , T ) =                λ 5 eλ −1                       hc                 ...
La legge di Planck               8π h 3 1u (ν , T ) =        ν hν                      e kT − 1                  3        ...
L’irraggiamentoÈ una forma di propagazione di energia sotto forma di “radiazione elettromagnetica”,cioè di ONDE ELETTROMAG...
La temperatura di colore di una fonte luminosa è la temperatura   corrispondente alla curva di Planck che minimizza gli sc...
La lunghezza d’onda di picco (o colore) della radiazione emessa, decresce al crescere dellatemperatura. Per esempio, un co...
L’energia totale emessa ad una data temperatura è proporzionale a T4, cioè allaquarta potenza della sua temperatura (LEGGE...
Gli spettri a bandeUno spettro a bande si presenta come una serie di righe colorate suuno sfondo nero, ciascuna corrispond...
L’emissione di luce da una sostanzaQuando un elettrone di un atomocompie una transizione da un livelloenergetico a un altr...
Formula di Rydberg-RitzSperimentalmente, le righe emesse dall’idrogeno o dagli idrogenoidi possono essereraggruppate in se...
 1   1 Per l’atomo di idrogeno Z=1.                   ν = RZ 2  2 − 2                                                 ...
Esempio: le righe della serie di Balmer (… nel visibile)m = 2:n = 3; ν = 4.57·1014 Hz, da cui λ = 656.3 nm,la cosiddetta r...
In generale, quindi, ogni elemento avrà uno spettro di emissione tipico, che può dare informazioni sulla struttura dei liv...
Gli spettri di assorbimentoUno spettro di assorbimento si ha quando una sostanza viene attraversatadalla luce bianca, cioè...
Spettro del SoleLe righe scure che si osservano nello spettro, dette righe diassorbimento o righe di Fraunhofer, corrispon...
Lo spettrometroLo spettrometro è uno strumento che analizza e misura spettri di radiazione.Uno spettrometro ad assorbiment...
La classificazione delle stelleNel 1872 l’astronomo americano Draper propose per la prima volta un metodo perclassificare ...
In generale possiamo risalire alla classe di appartenenza e alla temperaturasuperficiale delle stelle semplicemente stiman...
In generale possiamo risalire alla classe di appartenenza e alla temperaturasuperficiale delle stelle semplicemente stiman...
In generale possiamo risalire alla classe di appartenenza e alla temperaturasuperficiale delle stelle semplicemente stiman...
Per determinare la temperatura superficiale della stella, basta fare riferimento,   come già detto, alla temperatura corri...
La classificazione spettrale è molto utilizzata anche per determinare la densità delnucleo e la luminosità della stella.In...
Riportiamo qui di sotto sette spettri stellari appartenenti alle sette classi principali:In merito a questi spettri possia...
Lo spettro del Sole
Lo spettro del Sole: dati riportati in letteratura scientifica
Lo spettro del Sole: dati riportati in letteratura scientifica
Lo spettro del Sole: dati sperimentali ottenuti con uno spettrometro RTL didattico
Un confronto …
Un confronto …
Un confronto …
Spettri di sorgenti luminose diverse a confronto - 1
Spettri di sorgenti luminose diverse a confronto - 2
Una proposta per la discussione …Temperatura e calore
La temperatura                Definizione “operativa”:   La grandezza fisica che si misura con il termometro Definizione i...
Il calore  Definizione in termini di un modello di struttura della                         materia: Il passaggio di energi...
Un modello meccanico per il calorePassaggio di energia cinetica molecolare per effetto degli urti tra le molecole di sosta...
Temperatura come funzione dello “stato” del sistema Calore come grandezza di passaggio, che indica un                   “p...
Strettamente parlando, allora, non è corretto parlare di        “passaggio o propagazione di calore” …
Ma si trova sui libri che …Il calore si propaga per:      Conduzione      Convezione    Irraggiamento
Conduzione                         Convezionesono “forme” di calore (cioè di passaggio di energia termica)   Perché si abb...
Ma allora, visto che l’irraggiamento da parte di un corpo avviene solo per effetto della temperatura del corpo            ...
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2° Seminario tenuto giorno 8 novembre 2011 presso la Sede dell'O.R.S.A. a Palermo

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Spettri ed emissione luminosa [modalità compatibilità]

  1. 1. Spettri ed emissione luminosa Claudio Fazio O.R.S.A. - Palermo
  2. 2. La spettroscopia studia gli spettri luminosi associati all’emissione o all’assorbimento di radiazione elettromagnetica da parte della materia Essa costituisce un potente strumento di analisi della composizione chimica di una sostanza,poiché ogni elemento chimico, e in generale ogni sostanza, presenta uno spettro luminosocaratteristico, che fornisce informazioni dettagliate e precise sulla sua struttura o sulla sua composizione.
  3. 3. Lo spettro è, in ottica, una serie di colori,ottenuta dalla separazione di un raggio di lucebianca nelle sue diverse componenti:nellordine, violetto, blu, verde, giallo, arancione,rosso.Facendo passare un fascio di luce solare attraverso un prisma di vetro, laluce, che ci appare bianca, viene scomposta in diversi colori.Questo fenomeno è dovuto alla proprietà del prisma di deviare i raggi dicolore diverso in direzioni diverse: la luce rossa subisce la deviazioneminore, la luce blu quella maggiore.Lesempio più noto di spettro è larcobaleno,uno spettro naturale prodotto da fenomenimeteorologici, simili a quelli che si produconoquando un raggio di sole attraversa un prismadi vetro
  4. 4. Lo spettro elettromagnetico
  5. 5. Gli spettri continui Sono costituiti da una successione di colori che sfumano luno nellaltro senza interruzioni, quindi da un numero infinito di lunghezze donda. Lo spettro continuo della luce bianca contiene tutti i colori, dal blu al rosso. È lo spettro tipico delle sorgenti che emettono come corpo nero , la cui emissione cioè è dovuta alla temperatura del corpo stesso. Spettro continuo nel visibile Per ogni valore di temperatura, tuttavia, l’emissione di energia avviene in una ampia banda di frequenze/lunghezze d’onda. LaSpettro di emissione del corpo nero. La banda gialla indica il percentuale di energia emessa per ogni valore dicampo del visibile frequenza è data dalla LEGGE DI PLANCK
  6. 6. Il corpo nero
  7. 7. La legge di Planck 8π hc 1u (λ , T ) = λ 5 eλ −1 hc kT
  8. 8. La legge di Planck 8π hc 1u (λ , T ) = λ 5 eλ −1 hc kT
  9. 9. La legge di Planck 8π h 3 1u (ν , T ) = ν hν e kT − 1 3 c
  10. 10. L’irraggiamentoÈ una forma di propagazione di energia sotto forma di “radiazione elettromagnetica”,cioè di ONDE ELETTROMAGNETICHELirraggiamento consiste nellemissione di onde elettromagnetiche generate dagliatomi e molecole eccitati dallagitazione termica, che si diseccitano emettendo fotonidi lunghezza donda proporzionale alla loro temperatura.Per esempio, i corpi a temperatura ambiente emettono fotoni nella gamma degliinfrarossi, che per questo sono anche detti raggi termici.Corpi molto freddi irradiano microonde (quelli vicini allo zero assoluto, semplici onderadio), mentre i corpi molto caldi arrivano ad emettere luce visibile, dapprima rossa(temperatura del cosiddetto calor rosso, circa 700 C) poi sempre più bianca(temperatura del calor bianco, circa 1200 C).Man mano che la temperatura aumenta, la frequenza della luce emessa aumenta finoal bianco-azzurrino, per poi passare ai raggi ultravioletti, e ai raggi X nel caso diplasmi stellari a temperature dellordine di milioni di gradi. Ultravioletto Infrarosso
  11. 11. La temperatura di colore di una fonte luminosa è la temperatura corrispondente alla curva di Planck che minimizza gli scarti nei confronti dello spettro reale della fonte luminosa. Spettro di emissione del Sole a confronto con quello del corpo nero.Spettro di emissione del corpo nero. La banda gialla indica il È possibile notare come la temperatura della luce solare sicampo del visibile avvicini ai 6000K.
  12. 12. La lunghezza d’onda di picco (o colore) della radiazione emessa, decresce al crescere dellatemperatura. Per esempio, un corpo arroventato irradia la maggior parte della radiazione allelunghezze donda elevate della fascia visibile, con un picco a lunghezze d’onda corrispondentialla nostra sensazione di “rosso”. Se venisse scaldato ulteriormente, la lunghezza d’onda dipicco si sposterebbe al centro della banda visibile, e il corpo apparirebbe bianco.Diciamo quindi che il corpo è al calor bianco.Questo è spiegato dalla legge di Wien. La lunghezza donda del picco di unemissione da parte di un corpo nero è: dove T è la temperatura del corpo nero espressa in kelvin, λmax è la lunghezza donda espressa in metri del picco massimo di energia, e b è una costante di proporzionalità, chiamata costante di spostamento di Wien, il cui valore è: In pratica, più caldo è un oggetto, più corta è la lunghezza donda a cui emetterà radiazione. Per esempio, la temperatura superficiale del Sole è di 5778 K, il che dà un picco a circa 500 nm. Come abbiamo visto, questa lunghezza donda è vicina al centro dello spettro visibile. Una lampadina ha un filamento luminoso con una temperatura leggermente più bassa, che risulta in unemissione di luce Spettro di emissione del corpo nero. La banda gialla indica il gialla, mentre un oggetto che si trovi al "calor rosso" è ancora campo del visibile più freddo.
  13. 13. L’energia totale emessa ad una data temperatura è proporzionale a T4, cioè allaquarta potenza della sua temperatura (LEGGE DI STEFAN –BOLTZMANN) U = σ T4Lammontare totale della radiazione, di ogni frequenza, aumenta , quindi, moltorapidamente al crescere della temperatura. Un oggetto alla temperatura di unforno da cucina (250 C, o 550 K) irradia circa 11 volte lenergia che emetterebbea temperatura ambiente per unità di superficie; un oggetto alla temperatura delfilamento in un bulbo incandescente (circa 3000 K) 10000 volte.
  14. 14. Gli spettri a bandeUno spettro a bande si presenta come una serie di righe colorate suuno sfondo nero, ciascuna corrispondente ad una specifica lunghezzad’onda.Esso è, quindi sostanzialmente diverso da uno spettro continuo Ma come si genera uno spettro a bande?
  15. 15. L’emissione di luce da una sostanzaQuando un elettrone di un atomocompie una transizione da un livelloenergetico a un altro, di energiaminore, si ha emissione di luce .A seconda del livello di partenza edi quello di arrivo dell’elettrone,l’atomo emetterà fotoni di diversaenergia, osservabili sotto forma diriga di emissione dello spettromediante uno spettroscopio.Nell’atomo di idrogeno, la serie diLyman , nell’ultravioletto, raggruppale transizioni allo statofondamentale.La serie di Balmer, nella regione delvisibile dello spettro, comprende lerighe relative alle transizioni alsecondo livello energetico.La serie di Paschen, nell’infrarosso,quelle al terzo livello.
  16. 16. Formula di Rydberg-RitzSperimentalmente, le righe emesse dall’idrogeno o dagli idrogenoidi possono essereraggruppate in serie con frequenze ben rappresentate dalla formula di Rydberg-Ritz (1890):  1 1  ν = RZ  2 − 2  2 m n  dove R è una costante (per l’idrogeno R≈3.29·1015Hz), Z è il numero atomico e m e n due numeri naturali con n > m.
  17. 17.  1 1 Per l’atomo di idrogeno Z=1. ν = RZ 2  2 − 2  m n Ponendo m=1, n=2,3,4… si ottiene la serie di Lyman ( converge a 91.13 nm, ultravioletto ).Ponendo m=2, n=3,4,5… si ottiene la serie di Balmer (converge a 364.51 nm, visibile).Ponendo m=3, n=4,5,6… si ottiene la serie di Paschen (converge a 820.14 nm, infrarosso). m=4, n=5,6,7… serie di Brackett (converge a 1458.03 nm, ultravioletto ). m=5 n=6,7,8… serie di Pfund (converge a 2278.17 nm, ultravioletto ).
  18. 18. Esempio: le righe della serie di Balmer (… nel visibile)m = 2:n = 3; ν = 4.57·1014 Hz, da cui λ = 656.3 nm,la cosiddetta riga Hα.n = 4; riga Hβ (λ= 486.1 nm)n = 5; riga Hγ (λ = 434.1 nm)n = 6; riga Hδ (λ = 410.2 nm)
  19. 19. In generale, quindi, ogni elemento avrà uno spettro di emissione tipico, che può dare informazioni sulla struttura dei livelli energetici dell’elemento stessoUno spettro di emissione si presenta come una serie di righe luminose su fondoscuro, ciascuna corrispondente a una specifica lunghezza d’onda (o frequenza).Esso si ottiene quando gli atomi o le molecole della sostanza in esame emettonoradiazione, in seguito a una transizione elettronica tra stati di diversa energia.
  20. 20. Gli spettri di assorbimentoUno spettro di assorbimento si ha quando una sostanza viene attraversatadalla luce bianca, cioè quando si interpone sul cammino dei raggi luminosi,prodotti da una sorgente che emetta uno spettro continuo, una sostanza cheassorbe la radiazione che lattraversa.L’assorbimento di radiazione avviene in corrispondenza di certe regioni più omeno estese dello spettro; le radiazioni assorbite dalla sostanza sonoesattamente quelle che la sostanza stessa emette quando viene eccitata.
  21. 21. Spettro del SoleLe righe scure che si osservano nello spettro, dette righe diassorbimento o righe di Fraunhofer, corrispondono alle frequenzeassorbite dagli elementi investiti dalla radiazione. Lo studio di questerighe, quindi, permette di risalire alla natura degli elementi checostituiscono il Sole.
  22. 22. Lo spettrometroLo spettrometro è uno strumento che analizza e misura spettri di radiazione.Uno spettrometro ad assorbimento permette di determinare la natura di unasostanza, mediante l’analisi della luce che la attraversa. La luce che raggiungelo schermo, separata da un prisma nei colori fondamentali che la compongonoe opportunamente focalizzata da un sistema di lenti e fenditure, contiene tutte lelunghezze d’onda che non sono state assorbite dalla sostanza ed evidenziadelle righe di assorbimento.Tali righe danno, quindi, informazioni sulla composizione della sostanza
  23. 23. La classificazione delle stelleNel 1872 l’astronomo americano Draper propose per la prima volta un metodo perclassificare le stelle basato sull’analisi delle righe spettrali.Intorno al 1918 l’astronoma americana Annie Cannon ampliò l’idea di Draper efornì una versione molto più completa della teoria di classificazione stellare.La teoria venne adottata universalmente dall’I.A.U (Unione AstronomicaInternazionale) intorno agli anni ’30 ed è conosciuta con lo pseudonimo di HD oHarvard Classification.Essa suddivide le stelle in sette classi principali contraddistinte dalle lettere O, B, A,F, G, K, M.Ogni classe si divide a sua volta in 10 sottoclassi contraddistinte da una cifra cheoscilla tra 0 e 9.
  24. 24. In generale possiamo risalire alla classe di appartenenza e alla temperaturasuperficiale delle stelle semplicemente stimando il colore e facendo riferimentoalla seguente tabella: Temperatura Classe spettrale Colore stella superficiale O Blu 50.000 - 25.000 K B Blu/Bianche 25.000 - 11.000 K A Bianche 11.000 – 7.500 K F Bianche/Gialle 7.500 – 6.000 K G Gialle 6.000 - 5.000 K K Gialle/Arancione 5.000 – 3.500 K M Rosse 3.500 – 3.000 K
  25. 25. In generale possiamo risalire alla classe di appartenenza e alla temperaturasuperficiale delle stelle semplicemente stimando il colore e facendo riferimentoalla seguente tabella: Temperatura Classe spettrale Colore stella superficiale O Blu 50.000 - 25.000 K B Blu/Bianche 25.000 - 11.000 K A Bianche 11.000 – 7.500 K F Bianche/Gialle 7.500 – 6.000 K G Gialle 6.000 - 5.000 K K Gialle/Arancione 5.000 – 3.500 K M Rosse 3.500 – 3.000 K
  26. 26. In generale possiamo risalire alla classe di appartenenza e alla temperaturasuperficiale delle stelle semplicemente stimando il colore e facendo riferimentoalla seguente tabella: Temperatura Classe spettrale Colore stella superficiale O Blu 50.000 - 25.000 K B Blu/Bianche 25.000 - 11.000 K A Bianche 11.000 – 7.500 K F Bianche/Gialle 7.500 – 6.000 K G Gialle 6.000 - 5.000 K K Gialle/Arancione 5.000 – 3.500 K M Rosse 3.500 – 3.000 K Oh Be A Fine Girl, Kiss Me !
  27. 27. Per determinare la temperatura superficiale della stella, basta fare riferimento, come già detto, alla temperatura corrispondente alla curva di Planck che minimizza gli scarti nei confronti dello spettro reale della stella. Spettro di emissione del Sole a confronto con quello del corpo nero.Spettro di emissione del corpo nero. La banda gialla indica il È possibile notare come la temperatura della luce solare sicampo del visibile avvicini ai 6000K. Il Sole è una stella di classe G
  28. 28. La classificazione spettrale è molto utilizzata anche per determinare la densità delnucleo e la luminosità della stella.In generale più le stelle sono calde più sono massicce e luminose. Le stellemassicce hanno un nucleo molto denso proprio a causa dell’enorme peso degliinvolucri esterni che tende a compattarlo, ma per sostenere tale peso sononecessarie quantità di energia enormi che devono essere prodotte tramite le reazionidi fusione, che bruciano moltissimo combustibile e producono molta energia,rendendo le stelle più luminose.
  29. 29. Riportiamo qui di sotto sette spettri stellari appartenenti alle sette classi principali:In merito a questi spettri possiamo fare le seguenti considerazioni:1) Le stelle emettono lunghezze d’onda diverse (determinate dai vari elementi chimici di cui sono composte) spesso distribuite in un’ampia porzione dello spettro elettromagnetico ma quella che determina il loro colore della stella corrisponde di volta in volta alla lunghezza d’onda del picco.2) Le stelle delle classi marginali (O-M) emettono la maggior parte della radiazione rispettivamente nell’ultravioletto e nell’infrarosso lasciando poco spazio alle righe emesse nel “visibile”.3) Man mano che ci si sposta dalla classe B alla classe K si assiste ad una transizione del picco d’emissione dal bianco-blu a giallo-arancio.4) Le piccole bande scure che appaiono sono le righe in assorbimento e sono dovute alla presenza di specifici elementi chimici che assorbono le frequenze corrispondenti nell’atmosfera della stella o alla presenza di nubi interstellari di gas e polveri che interferiscono con il precorso della luce nel tratto Stella- Terra.
  30. 30. Lo spettro del Sole
  31. 31. Lo spettro del Sole: dati riportati in letteratura scientifica
  32. 32. Lo spettro del Sole: dati riportati in letteratura scientifica
  33. 33. Lo spettro del Sole: dati sperimentali ottenuti con uno spettrometro RTL didattico
  34. 34. Un confronto …
  35. 35. Un confronto …
  36. 36. Un confronto …
  37. 37. Spettri di sorgenti luminose diverse a confronto - 1
  38. 38. Spettri di sorgenti luminose diverse a confronto - 2
  39. 39. Una proposta per la discussione …Temperatura e calore
  40. 40. La temperatura Definizione “operativa”: La grandezza fisica che si misura con il termometro Definizione in termini di un modello di struttura della materia:“ Una misura dell’energia media di agitazione molecolare della sostanza “ L’energia “termica”
  41. 41. Il calore Definizione in termini di un modello di struttura della materia: Il passaggio di energia termica da una sostanza che “neha di più” (sostanza ad alta temperatura) ad una sostanza che “ne ha di meno” (sostanza a bassa temperatura) Calore come:Passaggio di energia di agitazione molecolare per effetto della differenza di temperatura
  42. 42. Un modello meccanico per il calorePassaggio di energia cinetica molecolare per effetto degli urti tra le molecole di sostanze a temperature diverse poste a contatto “termico” In termini microscopici, se fossimo in grado di seguire tutte le interazioni tra le molecole, non ci sarebbebisogno di parlare di calore. Basterebbe parlare di lavoro
  43. 43. Temperatura come funzione dello “stato” del sistema Calore come grandezza di passaggio, che indica un “processo”
  44. 44. Strettamente parlando, allora, non è corretto parlare di “passaggio o propagazione di calore” …
  45. 45. Ma si trova sui libri che …Il calore si propaga per: Conduzione Convezione Irraggiamento
  46. 46. Conduzione Convezionesono “forme” di calore (cioè di passaggio di energia termica) Perché si abbiano è necessaria una differenza di temperatura
  47. 47. Ma allora, visto che l’irraggiamento da parte di un corpo avviene solo per effetto della temperatura del corpo stesso … È corretto dire che l’irraggiamento è calore ???

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