Spettroscopia e l’importanza dei modelli scientifici
Le leggi empiriche di Kirchhoff sono fondamentali per comprendere l’interazione tra la luce e la materia, in particolare per quanto riguarda la spettroscopia. Quando la luce passa attraverso un prisma o un reticolo di diffrazione, viene decomposta in diverse lunghezze d’onda per generare uno spettro unico.
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L’utilità degli spettri nella chimica e nell’astronomia
L’analisi degli spettri è cruciale per identificare le diverse specie chimiche, poiché ogni elemento o ione emette o assorbe radiazioni elettromagnetiche a specifiche lunghezze d’onda. Questo concetto, basato sul modello atomico di Bohr, consente ai chimici e agli astronomi di determinare non solo la composizione chimica, ma anche la temperatura di corpi celesti.
Tipologie di spettri
Esistono tre tipi principali di spettri, ciascuno indicativo di differenti condizioni: spettri continui, spettri di emissione a righe e spettri di assorbimento a righe. Mentre uno spettro continuo mostra una gamma di colori in graduale transizione, gli spettri di emissione e di assorbimento presentano righe luminose o buie rispettivamente.
Leggi di Kirchhoff
Le tre leggi di Kirchhoff, formulate dal fisico e matematico Gustav Robert Georg Kirchhoff, forniscono importanti spiegazioni sul comportamento degli spettri:
1) La prima legge afferma che corpi incandescenti emettono radiazioni a tutte le lunghezze d’onda, generando uno spettro continuo come nel caso del corpo nero.
2) La seconda legge descrive come gas rarefatti in fase di incandescenza emettano radiazioni a lunghezze d’onda specifiche, tipiche degli elementi presenti nel gas.
3) La terza legge evidenzia che un gas rarefatto, esposto a una sorgente di radiazione continua, crea uno spettro di assorbimento a righe corrispondenti alle stesse lunghezze d’onda dell’emissione.
Le leggi di Kirchhoff sono state concepite prima della scoperta dei livelli energetici atomici ipotizzati da Bohr, evidenziando la genialità e l’importanza di tali intuizioni scientifiche nel contesto della fisica moderna.
La relazione di Wien tra temperatura e lunghezza d’onda di picco di emissione di un corpo nero
Wilhelm Wien, nel corso delle sue ricerche scientifiche, ha sviluppato un’equazione che consente di calcolare la lunghezza d’onda λmax del picco di emissione di un corpo nero in funzione della sua temperatura T. Questa relazione fondamentale è espressa come λmax T = b, dove b rappresenta la costante di proporzionalità, nota come costante di Wien, il cui valore è di 2.89777 ∙ 10^-3 m K.
La relazione inversa tra la lunghezza d’onda λmax e la temperatura T suggerisce che all’aumentare della temperatura di un oggetto, la lunghezza d’onda a cui emette radiazione diventa sempre più piccola. Un corpo nero è un concetto teorico che assorbe completamente la radiazione elettromagnetica di qualsiasi lunghezza d’onda, senza rifletterla. Si tratta di un modello ideale caratterizzato da essere un perfetto assorbitore ed emettitore di radiazione elettromagnetica.
Proprietà dei corpi neri
I corpi neri presentano tre importanti proprietà fondamentali:
– sono le superfici che emettono più energia a una determinata temperatura e lunghezza d’onda;
– la radiazione emessa da un corpo nero è diffusa e non dipende dalla direzione della misura;
– nel vuoto, la radiazione totale emessa da un corpo nero dipende esclusivamente dalla sua temperatura.
A temperature elevate, un corpo nero emette uno spettro di energia fotonica che copre l’intero intervallo visibile dello spettro elettromagnetico, apparendo di conseguenza bianco come nel caso del Sole.
Applicazioni della legge di Wien
Questa equazione, nota come legge di Wien, ha trovato ampio impiego nell’ambito dell’interpretazione degli spettri stellari per determinare la temperatura superficiale dei corpi celesti. Ad esempio, se la lunghezza d’onda del picco di emissione di una stella corrisponde a 502 nm, la sua temperatura T può essere calcolata come segue: T = b / λmax = 2.89777 ∙ 10^-3 m K / 5.02 ∙ 10^-7 m = 5778 K.
