con Fraunhofer inizia la Spettroscopia !

 

 

Fraunhofer si dedicò alla fabbricazione di vetro di grande qualità. - foto credit: Wikipedia
Nel 1814 inventò lo spettroscopio, analizzò le righe di assorbimento nello spettro del Sole - 570 righe classificate.

 

 

 

 

Introduzione - fonti su cui si basa la conversazione

 

 

 

 

 

 

 

Righe spettrali - Fraunhofer - spettro del Sole - Balmer - Kirchhoff e Bunsen

 

 

 

 

 

 

Le principali righe di Fraunhofer nel Sole - credit: Wikipedia

Simbolo

Elemento

(nm)

 

Simbolo

Elemento

(nm)

y

O2

898.765

 

c

Fe

495.761

Z

O2

822.696

 

F

Hβ

486.134

A

O2

759.370

 

d

Fe

466.814

B

O2

686.719

 

e

Fe

438.355

C

Hα

656.281

 

G'

Hγ

434.047

a

O2

627.661

 

G

Fe

430.790

D1

Na

589.592

 

G

Ca

430.774

D2

Na

588.995

 

h

Hδ

410.175

D3 o d

He

587.5618

 

H

Ca+

396.847

e

Hg

546.073

 

K

Ca+

393.368

E2

Fe

527.039

 

L

Fe

382.044

b1

Mg

518.362

 

N

Fe

358.121

b2

Mg

517.270

 

P

Ti+

336.112

b3

Fe

516.891

 

T

Fe

302.108

b4

Fe

516.891

 

t

Ni

299.444

b4

Mg

516.733

 

 

"Spettro del Sole nel visibile", indicate alcune delle righe principali di Fraunhofer - spettro ripreso da terra - credit: Sauro Donati
"Sole, stella a bassa temperatura", è possibile vedere le righe di molti metalli [ Ba, Ca, Cr, Fe, Mg, Na, Ni, Ti ] e alcune molecole [ CH, O2 ].

 

 

 

 

"Spettro del Sole nel visibile", indicate alcune delle righe principali di Fraunhofer - spettro elaborato da modello a computer
"O2 appena a sinistra di Hα vista dallo spazio è poco profonda", ma attraverso l'atmosfera è abbastanza pronunciata

 

 

 

 

 

 

 

Johann Jakob Balmer (1825 – 1898) è stato un fisico svizzero e un noto insegnante. - foto credit: Wikipedia - Trovò una formula
empirica per calcolare la lunghezza d'onda delle righe dell'idrogeno, generate da elettroni che ricadono nell'orbitale n=2.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Transition of n

3→2

4→2

5→2

6→2

7→2

8→2

9→2

∞→2

Name

H-α / Ba-α

H-β / Ba-β

H-γ / Ba-γ

H-δ / Ba-δ

H-ε / Ba-ε

H-ζ / Ba-ζ

H-η / Ba-η

Balmer break

λ (nm)

656.3

486.1

434.1

410.2

397.0

388.9

383.5

364.5

ΔE (eV)

1.89

2.55

2.86

3.03

3.13

3.19

3.23

3.40

Color

Red

Aqua

Blue

Violet

(Ultraviolet)

(Ultraviolet)

(Ultraviolet)

(Ultraviolet)

Righe di Balmer - una tabella con le principali righe dell'idrogeno. - credit: Wikipedia

 

 

 

 

 

Gustav Robert Kirchhoff, chiamato all'università di Heidelberg nel 1854, qui creò con Robert Bunsen lo spettroscopio, dando così concretamente
avvio alla branca della spettroscopia: con Bunsen scoprì due nuovi elementi, il cesio (1860) e il rubidio (1861), con l'aiuto dell'analisi spettrale.

 

 

 

 

Righe spettrali - Riga del Sodio - Righe di assorbimento - Spettri - Indice di colore - Allargamento righe

 

 

 

 

 

 

 

la doppia riga D del Sodio è visibile in uno spettrografo a 4 prismi - credit FONDAZIONE SCIENZA E TECNICA
Kirchhoff e Bunsen scoprirono che ciascun elemento chimico può essere associato a serie di righe spettrali.
Nel Sole quelle righe erano dovute all'assorbimento da parte degli elementi presenti negli strati più esterni del Sole.

 

 

 

 

 

 

Il meccanismo fisico della formazione delle righe di assorbimento.

 

 

 

L'intensità delle righe di assorbimento è funzione della Teff della stella. In stelle a elevata temperatura, gli elettroni eccitati non riescono a
ricadere allo stato di riposo, perché nel frattempo sono rieccitati. Mancata discesa, mancata riga - naturalmente sempre statisticamente.

 

 

 

In stelle a bassa temperatura, la dissociazione è limitata, risultano pertanto visibili molte righe di metalli e di molecole
il loro profilo è decisamente ampio, le righe segnano profondamente lo spettro, allontanandolo dal modello di corpo nero.
Diventa ora relativamente semplice misurare in modo diretto la metallicità della stella in oggetto. Questo dà modo di calibrare i modelli matematici.

 

 

 

Talora le righe sono così fitte che si hanno quasi vuoti nello spettro - questo fa capire quanto sia arduo definire la temperatura efficace di certe stelle.
Le transizioni free-bound, bound-free, free-free vanno a completare lo spettro nel continuo - le bound-bound danno origine alle righe spettrali.

 

 

 

 

 

 

Larghezza equivalente di una riga - in ambito classificatorio è complesso tenere conto della forma delle righe, è stato necessario procedere
a una equivalenza: si normalizza a 1 ( uno ) lo spettro in quella zona, si considera il rettangolo di area uguale a quella della riga normalizzata.

 

 

 

Comparison of spectral line widths for A3 I and A3 V class stars. The broader lines for the V luminosity
class star arises due to the denser outer layers in the atmosphere of the main sequence star.

 

 

 

Cosa ci possono dire le righe dello spettro stellare:

  • la composizione dell’oggetto stesso, poiché ogni elemento chimico o molecola ha le proprie righe caratteristiche; l’abbondanza delle specie chimiche che hanno prodotto la riga, che si deduce dalla sua intensità

  • la pressione all’interno della regione nella quale la riga e' stata prodotta, che causa l’allargamento della riga stessa

  • la temperatura dell’oggetto, poiché transizioni tra diversi livelli avvengono a diversi stati di eccitazione, funzione di T

  • il campo magnetico della regione, grazie allo sdoppiamento delle righe che esso provoca (effetto Zeemann)

  • il movimento dell’oggetto rispetto all’osservatore, grazie all’effetto Doppler e all’analisi del redshift

     

     

     

 

 

Effetto Zeeman - il campo magnetico interagisce col momento angolare e lo spin degli elettroni - cambia leggermente l'energia degli orbitali, per cui righe multiple - riga tripla di Fe nel Sole