Leggi di Kirchoff: spettroscopia, tipi di spettri

Le leggi di Kirchoff ottenute empiricamente spiegano l’interazione tra la luce e la materia e sono dette  leggi della spettroscopia
Quando un fascio di luce è fatto passare attraverso un prisma o un reticolo di diffrazione è scomposta nelle sue componenti a seconda della loro diversa lunghezza d’onda ottenendosi uno spettro.

Lo studio degli spettri permette di individuare una certa specie chimica. Infatti, secondo il modello atomico di Bohr  un atomo  assorbe o emette una radiazione elettromagnetica  di lunghezza d’onda ben determinata che cambia a seconda dell’elemento o ione che si osserva specie aventi temperature o composizioni diverse emettono spettri diversi.

L’analisi degli spettri è fatta, oltre che dai chimici anche dagli astronomi che traggono preziose indicazioni in relazione alla temperatura, oltre che alla composizione chimica di un corpo celeste.

Tipi di spettri

Egli notò che si possono presentare tre tipi di spettri a seconda delle condizioni:

–          continui

–          di emissione a righe

–          di assorbimento a righe

spettri
spettri

Uno spettro continuo è caratterizzato dalla presenza di una striscia luminosa formata da una successione di zone colorate che sfumano con gradualità l’una nell’altra. Uno spettro non continuo è caratterizzato dalla presenza di righe dette righe spettrali. Esse possono essere di emissione se le sostanze in opportune condizioni emettono radiazioni di particolare lunghezza d’onda o di assorbimento se si verifica l’assorbimento di determinate lunghezze d’onda.

Leggi di Kirchoff

Le tre leggi di leggi di Kirchoff  dovute al fisico e matematico tedesco Gustav Robert Georg Kirchhoff sono le seguenti:

1) Prima legge: secondo la prima delle tre leggi di leggi di Kirchoff  un corpo solido o liquido o un gas denso, portati all’incandescenza, emettono radiazioni a tutte le lunghezze d’onda dando uno spettro continuo. Ciò avviene, ad esempio  nel caso del corpo nero, materiale che emette una radiazione contenente tutte le lunghezze d’onda

2) Seconda legge: per la seconda delle tre leggi di leggi di Kirchoff un gas rarefatto incandescente dà uno spettro di emissione continuo emettendo radiazioni a determinate lunghezze d’onda tipiche degli elementi o dei composti presenti nel gas

3) Terza legge: secondo la terza delle tre leggi di leggi di Kirchoff un gas rarefatto, di fronte a una sorgente di radiazione continua a temperatura maggiore dà uno spettro di assorbimento a righe alle stesse lunghezze d’onda presenti nello spettro di emissione.

Le leggi di Kirchoff  furono formulate senza che lo scienziato conoscesse l’esistenza dei livelli energetici presenti negli atomi che furono solo successivamente ipotizzati da Bohr.

Corpo nero

Solo successivamente Wilhelm Wien nell’ambito dei suoi studi elaborò un’espressione che permette di calcolare esattamente la lunghezza d’onda  λmax del picco di emissione da parte di un corpo nero in funzione della sua temperatura T:

λmax T = b

essendo b una costante di proporzionalità detta costante di Wien pari a 2.89777 ∙10-3 m K. La proporzionalità inversa tra λmax  e T suggerisce che tanto più caldo è un oggetto, tanto più piccola è la lunghezza d’onda a cui emetterà radiazione. Un corpo nero è un corpo ideale che assorbe completamente la radiazione elettromagnetica di qualsiasi lunghezza d’onda  senza rifletterla.
È quindi un corpo ipotetico che è un “perfetto” assorbitore e un “perfetto” emettitore di radiazioni di tutte le lunghezze d’onda .

Come conseguenza di questa definizione, esso ha tre proprietà:

  • è la superficie che emette di più a una data temperatura e lunghezza d’onda
  • la radiazione del corpo nero non dipende dalla direzione, cioè la radiazione del corpo nero è diffusa
  • la radiazione totale  nel vuoto dipende solo dalla temperatura.

Ad alta temperatura un corpo nero, emette uno spettro di energie fotoniche che coprono tutto l’intervallo visibile, e quindi apparirà bianco come avviene con il Sole.

Tale equazione è stata largamente impiegata nell’ambito dell’interpretazione degli spettri stellari al fine di determinare la temperatura superficiale dei corpi celesti: ad esempio se la lunghezza d’onda del picco di una stella corrisponde a 502 nm allora la sua temperatura T è pari a:
T = b/ λmax = 2.89777 ∙10-3 m K/ 5.02∙10-7 m = 5778 K

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