Luci e ombre nello spettro stellare: un viaggio tra le frequenze luminose dell’universo

Le linee spettrali e le loro caratteristiche

Le linee spettrali sono prodotte da transizioni elettroniche all’interno di atomi o ioni. Queste linee sono come impronte digitali che risultano dall’interazione tra un sistema quantistico, come atomi, molecole o nuclei atomici, e un singolo fotone.

Quando un fotone trasporta abbastanza energia per permettere una variazione nello stato energetico del sistema, viene assorbito e successivamente emesso, con la stessa frequenza o in una cascata di fotoni la cui somma delle energie emesse corrisponde all’energia assorbita.

A seconda del tipo di gas e della sorgente dei fotoni, si potrà osservare una linea di emissione o una linea di assorbimento. Le linee spettrali sono altamente specifiche per ciascun atomo e possono essere utilizzate per identificare la composizione chimica di un mezzo attraversato dalla luce. Inoltre, le condizioni fisiche del gas influenzano le linee spettrali, quindi queste sono ampiamente utilizzate per determinare la composizione chimica delle stelle e di altri corpi celesti.

Modello atomico di Bohr e formazione delle linee spettrali

Il modello atomico di Bohr offre una spiegazione su come si formino le linee spettrali. L’idea dei livelli energetici per le orbite degli elettroni in un atomo aiuta a comprendere il motivo per cui gli atomi possono assorbire o emettere solo energie o lunghezze d’onda specifiche della luce.

Ad esempio, se un fascio di luce bianca colpisce un gas di idrogeno atomico, gli elettroni del secondo livello possono assorbire i fotoni di lunghezza d’onda specifica per essere promossi a livelli energetici superiori. Questo porta a un’assorbimento selettivo della luce e alla formazione di linee spettrali oscure corrispondenti.

spettro dell'idrogeno

Quando il gas non è più attraversato dalla luce, gli elettroni ritornano allo stato fondamentale emettendo fotoni con energie specifiche corrispondenti alle differenze di energia tra gli orbitali, creando le linee spettrali.

Tipi di spettri e spettroscopia

Nel XVII secolo, Isaac Newton ottenne uno spettro continuo dividendo la luce bianca in tutte le sue lunghezze d’onda. Al contrario, Johann Jakob Balmer nel 1885, osservando il gas di idrogeno, identificò linee spettrali colorate causate da differenti transizioni elettroniche.

Esistono due tipi principali di linee spettrali: quelle di emissione, dovute alla transizione dagli stati eccitati a quelli inferiori, e quelle di assorbimento, causate dalle transizioni dallo stato fondamentale allo stato eccitato.

Analisi degli spettri stellari

Già nel 1860, gli astronomi Huggins identificarono righe spettrali nelle stelle, dimostrando la presenza degli stessi elementi chimici presenti sulla Terra. Le deviazioni nelle linee spettrali stellari forniscono informazioni sulle proprietà stellari, come densità e movimento.

Lo spostamento verso il rosso nelle linee spettrali, causato dall’espansione dell’Universo, è utile per determinare la distanza e la velocità delle stelle rispetto alla Terra, offrendo importanti informazioni riguardo all’universo circostante.

effetto Doppler

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