Analisi della luce: la spettroscopia. G.Valentini INAF Osservatorio Astronomico di Teramo

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1 Analisi della luce: la spettroscopia G.Valentini INAF Osservatorio Astronomico di Teramo

2 Alcuni cenni storici Newton ( ): Luce "bianca" = combinazione di colori esperimento in cui un raggio solare veniva scomposto nei colori dell' arcobaleno attraverso un prisma William Hyde Wollaston ( ): osservate per la prima volta righe scure nello spettro solare non ne comprese appieno il significato Joseph von Fraunhofer ( ): osservò le righe di assorbimento del sole e segnò la posizione di 574 righe «Righe di Fraunhofer»: primo database spettroscopico Gustav Robert Kirchoff ( ): leggi empiriche sull' emissione e l' assorbimento spiegazione delle righe scure attribuendone la causa all'assorbimento selettivo della luce da parte degli elementi dell'atmosfera solare

3 Padre Angelo Secchi ( ), Pietro Tacchini ( ): i pionieri italiani. Prime classificazioni degli spettri stellari «Nelle strisce colorate solcate da righe scure degli spettri stellari è contenuta la chiave per capire struttura fisica, composizione chimica e fonti dell'energia stellare; in una parola, tutto lo svolgersi della vita delle stelle» Edward C. Pickering ( ), Annie Cannon ( ): Classificazione stellare di Harvard "OBAFGKM"

4 Tutte le informazioni sugli oggetti astronomici provengono dallo studio della radiazione magnetica (luce) così come ci arriva. Il dettaglio delle informazioni dipende dal tipo di analisi accurata: la risoluzione spettrale!

5 Osservazione ad occhio nudo (senza risoluzione): le stelle appaiono per lo più bianche (non si risolvono bene i colori) = posizione di stelle e galassie, costruzione di mappe, studio dei movimenti (pianeti, comete, ecc.) [Marte, Giove, Betelgeuse, Antares. hanno colore]

6 Osservazioni con i filtri (bassa risoluzione): colori a larga banda = stima della temperatura (stelle blu e rosse).

7 Osservazioni spettroscopiche (alta risoluzione): dettagli delle Informazioni = righe spettrali (posizione, spostamento, larghezza) Composizione, temperatura, abbondanza, movimenti, pressione e campi magnetici

8 Se la luce passa in un corpo trasparente i raggi luminosi vengono deviati, si ha il fenomeno della rifrazione, che provoca la scomposizione della luce policromatica in radiazioni di diverso colore (lunghezza d'onda) che possono essere raccolte su uno schermo dando origine allo spettro. I moderni spettroscopi utilizzano l effetto della diffrazione della luce su un reticolo.

9 La rifrazione è quel fenomeno per cui, quando la luce (o in generale un onda elettromagnetica) attraversa la superficie di separazione fra due sostanze trasparenti (come ad esempio aria e vetro), il raggio incidente subisce una deviazione rispetto alla sua direzione iniziale. Per ogni sostanza (acqua, aria, vetro, etc.) possiamo definire un indice di rifrazione assoluto (n) dato dal rapporto tra la velocità della luce nel vuoto (c = m/s) e la velocità in dell'onda elettromagnetica nel mezzo considerato. Quando un raggio di luce passa da un mezzo a indice di rifrazione minore a un mezzo con indice di rifrazione maggiore (per esempio dall'aria al vetro), il raggio rifratto piega verso la perpendicolare alla superficie nel punto di incidenza. Si ha: i > r. n(λ)

10 La diffrazione è quel fenomeno per cui una onda elettromagnetica devia quando incontra una fenditura (o una apertura) avente dimensioni paragonabili o minori rispetto alla lunghezza d'onda.

11 Tipologia degli spettri Danno spettri continui tutti i corpi incandescenti: solidi, liquidi e gas fortemente compressi. Danno spettri a righe i gas incandescenti a bassa pressione.

12 Spettro continuo di corpo nero La radiazione proveniente dall interno del corpo emettitore raggiunge l equilibrio termodinamico, ovvero l equilibrio tra radiazione emessa ed assorbita ad ogni frequenza attraverso i processi di emissione ed assorbimento per transizioni degli elettroni tra i livelli atomici e per diffusione degli elettroni liberi da parte di ioni (bremsstrahlung): (il rapporto tra emissività e assorbimento da l intensità della radiazione emessa ed è costante ad una data temperatura) Legge di kirchoff: I ν = i/k Legge di Planck Legge di Wien

13 La densità di flusso totale (integrata su tutte le frequenze) del corpo nero è data dalla legge di Stefan-Boltzmann: F= σt 4 σ (costante di Boltzmann) = erg cm -2 s -1 K -4 Stime delle temperature delle superfici stellari

14 Righe di emissione Righe di assorbimento

15 Composizione: si ricava conoscendo quali tra atomi, ioni e molecole producono le transizioni (righe) osservate. Temperatura: assegnando alla transizione osservata il preciso livello di energia, o per meglio dire tra il passaggio fra i vari stati di un determinato atomo. Abbondanza degli elementi: ogni atomo ha una sua impronta digitale e la forma della riga ci indica la sua quantità. Moto (effetto Doppler): dallo spostamento della riga nello spettro rispetto alla sua posizione di laboratorio si calcola la velocità di avvicinamento o allontanamento. Pressione o densita : necessita di una altissima risoluzione e il monitoraggio dei profili delle righe come ad esempio l allargamento. Campo magnetico: in presenza di campo magnetico le righe spettrali vengono suddivise in piu righe passando cioe da una transizione a piu transizioni.

16 La natura degli spettri: le transizioni Atomo di idrogeno

17 E h hc

18 Righe spettrali: profili gaussiani

19 Spettro dell atomo di idrogeno Si produce dal salto degli elettroni tra i differenti livelli dell atomo: Formula di Rydberg (transizione legato-legato) 1 λ = 1 hc (E n1 E n2 )= R H ( 1 - n n 2 2 ) n1 < n 2 M H R H = [ ]R M H +me costante di Rydberg per l idrogeno= ,581 cm -1 R = ,31 Esempio: H α (transizione dallo stato n= 3 a n=2 1 λ = R H [(1/4)-(1/9)] = ,581 * 0,139 = 15245,18 cm -1 λ=6,559 * 10-5 cm = 655,9 nm = 6559 A

20 Quali righe dell idrogeno ci dobbiamo aspettare nello spettro solare? Definire lo stato massimo che può occupare l elettrone di cui è possibile vedere la transizione. Dati necessari: La densita degli atomi di idrogeno sul Sole è di circa cm -3 L unità di lunghezza del raggio di Bohr a 0 = 5, m Il raggio approssimativo di una orbita elettronica nell atomo di idrogeno è: r n = n 2 * a 0 Il volume di un atomo allo stato n è: V n = 4/3 π r 3 n = 4/3 π n 6 * 1.48 * m 3 Visto che densità è cm -3 ovvero m -3, se ne deduce che ogni atomo può occupare un volume massimo di : m 3. Quindi 4/3 π n 6 * 1.48 * m 3 = m 3 n ~ 16 Gli spettri sono sensibili agli effetti della pressione che influenza non solo il numero delle righe ma anche il loro profilo.

21 Composizione e abbondanza degli elementi nello spettro solare.

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23 Abbondanza nelle stelle Al variare dell abbondanza varia la profondità e il profilo della riga. Dallo spettro si stima la cosiddetta larghezza equivalente.

24 La caratteristica saliente è che l'intensità della riga è proporzionale al numero di atomi assorbitori solo per basse abbondanze, poi satura e infine ricomincia a crescere ma solo proporzionalmente alla radice quadrata del numero di atomi. Si confronta la curva teorica (calcolata per una certa specie atomica per una data temperatura e pressione) con la distribuzione dei punti sperimentali, ottenuta riportando le larghezze equivalenti delle righe di un dato elemento contro le loro probabilità di transizione: la traslazione di queste curve lungo l'asse orizzontale per portarle a coincidenza fornisce l'abbondanza relativa dell'elemento rispetto all'idrogeno, che è il principale costituente (90% in numero di atomi) delle atmosfere stellari.

25 Fotoionizzazione (transizione legato-libero): la discontinuità di Balmer 1 = R λ H( 1 n n 2 2 ) n 1 =1 n 2 = =109677,581 * 1 = 91.2 nm n 1 =2 n 2 = =109677,581 * 1/4 = nm H(1s) + hν H + + e -

26 Fotoionizzazione (transizione legato-libero): valori di soglia per gli altri atomi (1) Metallo (2) E. fotoni (ev) (3) E. fotoni (J) (4) frequenza (f) = E(J)/h (5) lungh. d'onda (λ) = c/f (6) Rad. E.M. Potassio (K) 2,25 ev 3,60 x J 5,43 x Hz 552 x 10-9 m = 552 nm luce verde Sodio (Na) 2,28 ev 3,65 x J 5,51 x Hz 544 x 10-9 m = 544 nm luce verde Calcio (Ca) 3,20 ev 5,13 x J 7,74 x Hz 388 x 10-9 m = 388 nm luce viola Torio (Th) 3,47 ev 5,56 x J 8,39 x Hz 357 x 10-9 m = 357 nm raggi u.v. Zinco (Zn) 4,27 ev 6,84 x J 1,03 x Hz 291 x 10-9 m = 291 nm raggi u.v. Rame (Cu) 4,48 ev 7,18 x J 1,08 x Hz 278 x 10-9 m = 278 nm raggi u.v. Ferro (Fe) 4,63 ev 7,42 x J 1,12 x Hz 268 x 10-9 m = 268 nm raggi u.v. Argento (Ag) 4,70 ev 7,53 x J 1,14 x Hz 263 x 10-9 m = 263 nm raggi u.v. Nichel (Ni) 4,91 ev 7,86 x J 1,19 x Hz 252 x 10-9 m = 252 nm raggi u.v.

27 LUNA GIOVE