(A cura di Alberto Villa – AAAV) 

L’arcobaleno rientra sicuramente nella nostra esperienza comune, ma forse non tutti sanno che si tratta della luce del Sole suddivisa nelle sue componenti di differenti lunghezze d’onda. Questo fenomeno naturale è causato da piccole goccioline d’acqua in sospensione nell’atmosfera che separano una dall’altra le radiazioni di differente lunghezza d’onda deviandole in misura diversa, in modo tale che l’occhio le può percepire separatamente. Con il termine “spettro” si intende appunto la scomposizione della luce nelle sue diverse componenti. 

Tra le caratteristiche che possiamo associare alla luce, due delle più importanti sono: 

□ l’”intensità”, che esprime la maggiore o minore quantità di luce che penetra nella pupilla nell’unità di tempo; 

□ il colore“, che dipende dalla lunghezza d’onda della radiazione che giunge al nostro occhio. 

Le onde più corte che il nostro occhio riesce a rilevare sono percepite con il colore violetto, le onde più lunghe che siamo in grado di rilevare sono invece percepite con il colore rosso. All’interno di questi due estremi troviamo in successione l’azzurro, il verde, il giallo, l’arancio. Oltre le due estremità termina la sensibilità dell’occhio umano e pertanto vediamo da entrambe le parti il nero, con la presenza però: 

□ dell’”infrarosso” appena oltre il rosso; 

□ dell’”ultravioletto” appena oltre il violetto. 

Per scomporre e studiare la luce si utilizzano appositi strumenti che si chiamano spettroscopi e spettrografi: con lo spettroscopio lo spettro viene studiato guardandolo direttamente attraverso l’oculare dello strumento; con lo spettrografo lo spettro viene invece registrato su supporto fotografico o digitale. 

Di norma, la luce da esaminare entra nello spettrografo attraverso una apertura strettissima (centesimi di millimetro di larghezza ed alcuni millimetri di lunghezza) che prende il nome di fenditura. Dall’in-terno dello strumento la fenditura appare pertanto come se fosse essa stessa la sorgente di luce e lo spettrografo genera sul supporto fotografico (o digitale) un’immagine della fenditura, cioè una riga luminosa, per ogni lunghezza d’onda presente nella radiazione da esaminare. 

La separazione delle onde di varia lunghezza (fenomeno noto con il nome di rifrazione) è operata convenzionalmente a mezzo di un prisma (Fig. 1) che sfrutta la deviazione imposta alla luce nel passare dall’aria al vetro e viceversa e che è differente per le diverse lunghezze d’onda. 

Lo schema ottico di uno spettrografo classico (così come illustrato in Fig. 2) è completato da due obiettivi (o collimatori): 

□ il primo utilizzato per rendere paralleli i raggi di luce che provengono dalla fenditura e vengono convogliati sul prisma (la fenditura è collocata esattamente nel fuoco del primo collet-tore); 

□ il secondo collimatore ha il compito di mettere a fuoco sul supporto fotografico o digitale la luce separata dal prisma nei vari colori (nel caso di uno spettroscopio, l’immagine messa a fuoco dal secondo obiettivo viene raccolta da un oculare per l’osservazione visuale dello spettro). 

Per quanto ovvio, le singole righe dello spettro appaiono tanto più lontane una dall’altra quanto maggiore è la differenza tra le rispettive lunghezza d’onda. 

Se la sorgente emette radiazioni in tutte le lunghezza d’onda della luce visibile, le varie immagini della fenditura risulteranno unite l’una all’altra senza soluzione di continuità, e lo spettro apparirà allora come un’unica striscia alta quanto la fenditura, che sfuma dal rosso al violetto passando per tutti i colori dell’iride e denominata “spettro continuo”. 

LO SPETTRO CONTINUO 

Qualunque corpo emette radiazioni elettromagnetiche in maniera direttamente proporzionale alla propria temperatura. 

Come si sa la più bassa temperatura possibile è 273,2 gradi centigradi sotto zero (definita come lo “zero assoluto”). La temperatura di un corpo dipende infatti dalla velocità media delle particelle elementari che lo costituiscono, e alla temperatura di -273,2° ogni velocità delle particelle si annulla ed è pertanto evidente che una temperatura più bassa di questa non ha senso. 

Consideriamo un corpo solido. A temperatura prossima allo zero assoluto la radiazione che emette è praticamente nulla, ma a mano a mano che la temperatura aumenta, la radiazione comincia a divenire significativa, dapprima nella regione delle onde radio e quindi anche nell’infrarosso. Col crescere della temperatura il massimo d’intensità dell’energia irradiata si sposta sempre più verso le lunghezze d’onda minori. 

Quando la temperatura raggiunge approssimativamente i 430° C – benché il massimo dell’intensità sia ancora nell’infrarosso – il corpo comincia a divenire luminoso: dapprima una luce rossastra, poi salendo ancora la temperatura rosso-arancio, giallo, poi bianco e quindi bianco-azzurro. 

Se la luce emanata da questo corpo incandescente viene osservata con uno spettroscopio, si percepisce uno spettro continuo, caratterizzato appunto dal fatto che al crescere della temperatura la massima intensità dell’irraggiamento si sposta verso le lunghezze d’onda minori. 

Per un solido incandescente col crescere della temperatura aumenta l’intensità dell’irraggiamento e cambia di conseguenza il colore percepito. Va peraltro sottolineato che a parità di temperatura, sia l’intensità che il colore sono alquanto diversi in relazione alla natura chimico-fisica del corpo che viene riscaldato: ferro, o argento o carbone ecc. 

Per avere un riferimento standard, i fisici ricorrono ad un corpo ideale denominato” corpo nero, che ha la proprietà di emettere con intensità superiore a quella di qualsiasi altro corpo a pari temperatura: è infatti un oggetto teorico che assorbe tutta la radiazione che lo colpisce, cioè nessuna energia viene riflessa o trasmessa. Per il corpo nero ad una data temperatura, la distribuzione della radiazione emessa è una sola e non può essere che quella. 

L’intensità di emissione del corpo nero nelle varie lunghezze d’onda a una data tempera-tura è rappresentata da un grafico che si chiama curva di Planck. Per ogni temperatura si ha una diversa curva di Planck (Fig. 3). 

Osservando la curva di Planck si nota come l’emissione totale (che è misurata dall’area racchiusa da ciascuna curva) cresce rapidissimamente col crescere della temperatura e come il massimo d’intensità si sposta verso le minori lunghezze d’onda, cioè nella direzione dal rosso verso il violetto. 

A bassa temperatura l’emissione avviene quasi esclusivamente nel lontano infrarosso; poi, crescendo la temperatura, il massimo a poco a poco si porta nella regione visibile dello spettro e gran parte della radiazione viene allora emessa come luce. A temperature ancora superiori cade nell’ultravioletto. 

Questo fatto spiega in maniera chiara ed evidente per quale motivo anche ad occhio nudo non percepiamo le stelle tutte dello stesso colore: molte sono bianche, altre gialle, Betelgeuse ed Antares appaiono di colore rosso/arancio mentre Rigel tende all’azzurro. 

La radiazione complessiva che proviene da una stella è più intensa nella lunghezza d’onda per la quale è massima l’emissione del corpo nero a pari temperatura, ed il colore percepito è proprio quello caratteristico di tale lunghezza d’onda 

La legge di Wien 

ci consente di calcolare in maniera molto semplice a quale lunghezza d’onda si verifica il massimo di intensità per una determinata temperatura del corpo nero. 

Esempio per il Sole: con una temperatura di 6000°, la lunghezza d’onda del massimo d’intensità () = 2900 / 6000 ovvero 0,484 micron (simbolo μm = 10-6 metri), nel bel mezzo della regione visibile dello spettro. 

SPETTRO DI ASSORBIMENTO E DI EMISSIONE 

Lo spettro di un gas non eccessivamente denso e sufficientemente caldo ha un aspetto del tutto diverso rispetto a quello di un solido o di un liquido incandescente: invece di una striscia continua con i colori dell’iride che sfumano l’uno nell’altro, guardando all’oculare di uno spettroscopio si vede una successione di righe luminose isolate di diverso colore (spettro di emissione). 

Ogni riga è un’immagine della fenditura in una particolare lunghezza d’onda: il numero, la posizione e l’intensità delle righe sono diversi a seconda della natura chimica e della temperatura del gas. L’insieme delle righe che compaiono nello spettro è caratteristico ed inconfondibile di ogni elemento chimico. 

Se la luce emessa da un solido incandescente attraversa un gas freddo, lo spettro continuo generato dalla sorgente risulta solcato da righe oscure che occupano esattamente le stesse posizioni delle righe che apparirebbero luminose se quel medesimo gas fosse riscaldato a sufficiente temperatura (spettro di assorbimento). Le righe oscure non sono altro che luce mancante in quelle particolari lunghezze d’onda, ovvero la luce sottratta dal gas alla sorgente: un gas assorbe quelle stesse radiazioni che è capace di emettere

Quanto fin qui esposto relativamente allo spettro, è riassunto nelle tre note leggi di Kirchhoff di seguito enunciate e sintetizzate in Fig. 4: 

1. un solido e un liquido incandescenti o un gas ad alta pressione emettono uno spettro conti-nuo

2. un gas a bassa pressione sottoposto ad elevate temperature produce linee di emissione

3. un gas a bassa pressione osservato davanti a uno spettro continuo produce linee di assorbi-mento.