Documentazione - I@PhT

A2. Lo spettro luminoso: da Herschel a Wien e Planck
Che la radiazione luminosa trasporti energia è esperienza quotidiana: basta mettersi al sole anche in
una giornata invernale per sentire il tepore associato alla radiazione solare. Che però l’energia
portata dalla radiazione sia diversa alle diverse lunghezze d’onda fu una grossa scoperta, opera di
un celebre astronomo, Herschel, che all’inizio dell’Ottocento indagava sullo spettro solare.
Herschel cercava di
controllare, usando
termometri con il bulbo
annerito, se i diversi colori
“scaldassero” tutti nello
stesso modo e si accorse,
ponendo un prisma sul
cammino di un pennello di
raggi solari per farli
deviare, che giunge della
radiazione che porta
energia anche al di là del
rosso, scoprendo così
l’infra-rosso.
raggi
l
direzione del
raggio incidente
prisma
angolo di deviazione
I raggi infrarossi sono anzi “più caldi” degli altri, cioè fanno salire più rapidamente la temperatura
del termometro, perché vengono assorbiti con maggiore efficienza dalla materia solida o liquida.
Durante tutta la prima metà dell’Ottocento gli “spettroscopisti” lavorarono a classificare e
riconoscere tutti gli “spettri” di colore emessi e assorbiti dalle diverse sostanze, chiarendo così il
ruolo che hanno i diversi modi di interazione fra la radiazione e la materia nel determinare il colore
della luce. Le leggi principali sono:
- un corpo può emettere radiazione (diventare cioè una sorgente di radiazione) trasformando in
energia radiante altre forme di energia (ad es. in una lampadina accesa si trasforma energia
elettrica in energia radiante, attraverso diverse trasformazioni intermedie), oppure può assorbire
in tutto o in parte la radiazione; se l’assorbimento è parziale, la radiazione non assorbita può
essere trasmessa (corpi trasparenti) oppure diffusa, eventualmente in modo speculare (riflessione
speculare);
- l’intensità della radiazione emessa o assorbita o diffusa alle diverse lunghezze d’onda (cioè ai
diversi colori) dipende principalmente dalla temperatura: aumentando la temperatura aumenta
l’emissione alle piccole lunghezze d’onda (lo spettro si sposta verso il violetto);
- per una buona emissione nel visibile occorrono temperature di migliaia di gradi (la temperatura
della superficie del Sole è stimata essere intorno a 6500 K); a temperature inferiori, l’emissione
nel visibile non è apprezzabile, mentre rimane importante quella nell’IR;
- a parità di temperatura, l’intensità della radiazione emessa, assorbita o diffusa alle diverse
lunghezze d’onda (cioè ai diversi colori) dipende dal corpo: ad esempio un oggetto “rosso”
diffonde prevalentemente le lunghezze d’onda del rosso e assorbe gli altri colori, un oggetto
“bianco” diffonde in modo circa uguale tutti i colori, un oggetto “nero” li assorbe tutti;
- si ha uno “spettro di corpo nero” quando la radiazione non esce dal corpo, ma rimane al suo
interno, come appunto avviene in un oggetto nero ideale; un corpo nero si ottiene idealmente con
una “scatola chiusa”, mantenuta a una certa temperatura, all’interno della quale la radiazione
viene emessa e assorbita dalle pareti in condizioni di equilibrio;
- è possibile calcolare teoricamente lo spettro di copro nero partendo da principi primi statistici,
cioè dall’ipotesi che la radiazione scambi casualmente energia con la materia con cui è in contato
mantenendo un “equilibrio termico”. La prima formula per la distribuzione dell’intensità della
infrarosso
rosso
violetto
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