Linee spettrali

Le linee spettrali sono prodotte da transizioni elettroniche all’interno di atomi o ioni. Le linee spettrali sono delle vere e proprie impronte digitali e costituiscono il risultato tra l’interazione tra un sistema quantistico come atomi, ma a volte molecole o nuclei atomici, e uno singolo fotone.

Quando un fotone è dotato di una determinata quantità di energia per consentire variazione dello stato energetico del sistema viene assorbito. Viene poi spontaneamente riemesso, o con stessa frequenza oppure a cascata, in cui la somma delle energie dei fotoni emessi è pari all’energia assorbita.

A seconda del tipo di gas e della sorgente di fotoni si verifica verrà prodotta una linea di emissione o una linea di assorbimento. Le linee spettrali sono altamente specifiche per l’atomo e possono essere utilizzate per identificare la composizione chimica di qualsiasi mezzo capace di lasciarsi attraversare dalla luce. Le linee spettrali dipendono anche dalle condizioni fisiche del gas, quindi lo sono ampiamente utilizzate per determinare la composizione chimica delle stelle e di altri corpi celesti

Formazione delle linee spettrali

Il modello atomico di Bohr può essere usato per comprendere come si formano le linee spettrali. Il concetto di livelli energetici per le orbite degli elettroni in un atomo porta a una spiegazione del motivo per il quale gli atomi assorbono o emettono solo energie o lunghezze d’onda specifiche della luce.

Si supponga che un fascio di luce bianca ovvero costituita da fotoni aventi tutte le lunghezze d’onda che cadono nella sfera del visibile colpisca un gas di idrogeno allo stato atomico. I fotoni di lunghezza d’onda di 656 nanometri hanno l’energia per promuovere un elettrone dalla seconda alla terza orbita e sono assorbiti da quegli atomi di idrogeno i cui elettroni si trovano nel secondo livello.

spettro dell'idrogeno
spettro dell’idrogeno

Quando vengono assorbiti, gli elettroni del secondo livello sono promossi nella terza orbita e un certo numero di fotoni di questa lunghezza d’onda sono sottratti al fascio di luce bianca. Altri fotoni hanno l’energia necessaria a promuovere gli elettroni dalla seconda alla quarta orbita, oppure dalla prima alla quinta orbita, ecc. e sono assorbiti mentre gli altri fotoni attraversano il gas. Pertanto, gli atomi di idrogeno assorbono la luce solo a determinate lunghezze d’onda e producono linee spettrali scure a quelle lunghezze d’onda dello spettro.

Quando il gas non è più attraversato dal fascio di luce gli elettroni passano dallo stato eccitato allo stato fondamentale emettendo fotoni di luce con energie o lunghezze d’onda che corrispondono alla differenza di energia tra le orbite consentite e tali variazioni producono linee spettrali.

Tipi di spettri

Nel XVII il fisico e matematico britannico Isaac Newton fece passare attraverso una minuscola fenditura un raggio di luce bianca che si divise nei suoi componenti ottenendo uno spettro continuo che contiene tutte le lunghezze d’onda di una radiazione in un determinato intervallo.

esperimento di Newton
esperimento di Newton

Nel 1885 il matematico svizzero Johann Jakob Balmer fece passare la corrente attraverso un tubo a scarica contenente idrogeno mantenuto a bassa pressione, e come risultato, osservò un bagliore rosa brillante.

Facendo passare questa luce attraverso un prisma o un reticolo di diffrazione, non ottenne uno spettro continuo, ma linee spettrali colorate.  Esistono due tipi principali di linee spettrali discrete ovvero linee spettrali di emissione e di assorbimento.

Le linee spettrali di emissione sono causate dalla transizione degli elettroni da uno stato eccitato ad uno stato inferiore mentre quelle di assorbimento sono causate dalla transizione degli elettroni dallo stato fondamentale allo stato eccitato.

Gli spettri delle stelle

Già nel 1860 gli astronomi inglesi Sir William Huggins e Lady Margaret Huggins identificarono alcune righe spettrali negli spettri stellari che si sovrapponevano a quelle di elementi conosciuti sulla Terra, dimostrando che gli stessi elementi chimici presenti nel Sole e nei pianeti esistono nelle stelle.

Tuttavia le linee spettrali di un elemento in una stella o in una galassia non sono esattamente uguali a quelle dello stesso elemento sulla Terra apparendo a volta più larghe o più sfocate o con lunghezze d’onda non coincidenti. Queste deviazioni forniscono informazioni interessanti infatti, ad esempio, differenze nella larghezza delle linee spettrali in una stella possono riflettere differenze nella densità.

Se, ad esempio, si confronta lo spettro di una stella nana bianca estremamente densa con quello di una stella gigante blu alcune delle linee dell’idrogeno nella nana bianca sono molto più larghe di quelle della gigante blu. Ciò è dovuto al fatto che la pressione nella nana bianca è così alta che i livelli di energia negli atomi vengono perturbati, causando l’allargamento della linea. Questa informazione fornisce agli astronomi la comprensione sulle proprietà fondamentali delle nane bianche.

Gli spostamenti nella posizione delle linee spettrali dell’idrogeno sono causati dal movimento relativo. Quando una stella si allontana dal sistema Terra o la Terra si allontana da essa le onde luminose sembrano allungate. Di conseguenza, tutte le linee spettrali appaiono a lunghezze d’onda più lunghe rispetto a quelle registrate in laboratorio apparendo spostate verso l’estremità rossa dello spettro e tale fenomeno è noto come red shift.

Viceversa l’avvicinamento di una stella alla Terra a della Terra alla stella essa le onde luminose sembrano accorciate. Di conseguenza, tutte le linee spettrali appaiono a lunghezze d’onda più corte rispetto a quelle registrate in laboratorio apparendo spostate verso l’estremità blu dello spettro e tale fenomeno è noto come blue shift.

Poiché la variazione della lunghezza d’onda è direttamente correlata alla velocità relativa, tale informazione può essere usata per calcolare esattamente la velocità con cui la stella si muove verso o lontano dalla Terra. Se si osservano gli spettri di un intero gruppo di galassie, si nota che la maggior parte di esse ha uno spostamento verso il rosso ovvero sembra che quasi tutte le galassie si stiano allontanando dalla Terra.

In alcuni casi, lo spostamento verso il rosso è causato dal movimento nello spazio. I pianeti orbitano attorno alle stelle, le stelle si muovono all’interno delle loro galassie, le galassie si scontrano tra loro, le stelle esplodono e i buchi neri emettono getti di gas e polvere dalle loro galassie.

effetto Doppler
spostamento Doppler

Uno spostamento nella lunghezza d’onda causato da questo tipo di movimento è chiamato spostamento Doppler, ed è lo stesso fenomeno che fa sì che il sibilo di una sirena abbia un suono più acuto quando si muove verso di noi e più grave quando si allontana

Se si confronta lo spostamento verso il rosso di una galassia con la sua distanza, si rileva che quanto più una galassia è lontana dalla Terra tanto più velocemente sembra allontanarsi dalla Terra. Questo fenomeno è noto come spostamento verso il rosso cosmologico, chiamato anche legge di Hubble, ed è causato non dal movimento attraverso lo spazio, ma dall’espansione dello spazio stesso. L’Universo si sta espandendo e, man mano che si espande, le galassie si allontanano sempre di più.

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