Studio delle Abbondanze degli
Elementi
Analisi Spettroscopica della Materia
(Introduzione all’Universo Parte V)
Le Abbondanze degli Elementi
• Per abbondanza si intende la percentuale con cui un
elemento compare in natura.
• Le percentuali degli elementi presenti sulla Terra,
non corrispondono alle effettive abbondanze legate
alla nucleosintesi, perché alterate dagli eventi che
hanno concorso all’origine del Sistema Solare.
• Lo studio delle abbondanze avviene mediante lo
studio spettroscopico della radiazione emessa dalle
stelle e assorbita dagli elementi presenti nello spazio
interstellare o intergalattico.
Il Metodo Spettroscopico
• La spettroscopia consente di studiare le
abbondanze degli elementi in differenti ambienti.
• Il metodo è applicabile sia per lo studio delle
atmosfere stellari, sia della composizione delle
nubi di gas interstellare e intergalattico.
• Il principio fondamentale è la separazione della
luce di una sorgente nelle sue componenti
cromatiche spettrali mediante un prisma.
• Le misurazioni riguardano la lunghezza d’onda
delle righe di assorbimento prodotte nello spettro
dalla materia, quando è attraversata da radiazione
di lunghezza d’onda caratteristica.
Lo Spettro della Luce
La luce bianca è prodotta dalla sovrapposizione delle differenti frequenze
nel continuo elettromagnetico della regione del visibile.
Distribuzione di intensità luminosa e dispersione in colore che si
ottengono su una lastra fotografica o uno schermo, facendo passare la luce
di una sorgente in un prisma, rappresentano lo spettro nella regione
elettromagnetica del visibile.
L’Analisi Spettroscopica
Noto lo spettro di emissione di un elemento eccitato è possibile
riconoscerne la presenza dall’analisi delle righe di assorbimento prodotte
da un gas attraversato dalla luce di una sorgente.
Emissione dell’Idrogeno
L’idrogeno eccitato a energie inferiori a
quella di ionizzazione (13.6 eV) emette
infinite serie di righe spettrali.
Le principali sono 5:
1. LYMAN 12157 nm;
2.
3.
4.
5.
BALMER 65628 nm;
PASCHEN 187511 nm;
BRACKET 4 m;
PFUND 7.4 m.
Lo Spettro di Emissione e
Assorbimento dell’Idrogeno Atomico
Gli spettri di assorbimento sono caratterizzati dalla prima serie. Ad
ogni assorbimento corrisponde una riemissione detta fluorescenza.
La riga corrispondente alla lunghezza d’onda più lunga capace di
eccitare la fluorescenza è nota come riga di risonanza. Per l’atomo
di idrogeno è la prima della serie di Lyman (H).
Analisi Spettroscopica
Per analizzare le abbondanze degli elementi presenti in un gas, occorre avere
una sorgente di luce di spettro noto e uno spettroscopio. La comparazione tra lo
spettro della sorgente e quello registrato dopo che la radiazione ha attraversato
il gas, fornisce le indicazioni necessarie ad individuare gli elementi tramite le
lunghezze d’onda delle righe di assorbimento.
Alla Ricerca degli Elementi
• Per definire le abbondanze nelle atmosfere stellari,
occorre analizzare lo spettro di emissione di una
stella confrontando le linee di assorbimento con
quelle di emissione degli elementi noti.
• Per definire le abbondanze di una nube cosmica di
gas interstellare o intergalattico si procede allo
stesso modo utilizzando una sorgente campione di
spettro noto.
• La maggior difficoltà consiste nel separare lo
spettro di assorbimento stellare da quello prodotto
dalla o dalle nubi.
La Sorgente
• La sorgente (stella o galassia) emette uno spettro
continuo caratteristico di un corpo nero.
• Lo spettro di riferimento, quindi l’intensità
dell’emissione al variare della lunghezza d’onda,
varia con la temperatura T del corpo nero.
• Le righe di assorbimento sono prodotte da
elementi presenti in forma atomica o molecolare
dispersi nell’atmosfera stellare o lungo il percorso
compiuto dalla luce.
Emissione Stellare di Corpo Nero
• Ogni stella sorgente possiede una temperatura di fotosfera che
caratterizza lo spettro elettromagnetico.
• L’emissione è tipica di un corpo nero a temperatura T; la radiazione è
in equilibrio termodinamico con la materia.
• La lunghezza d’onda corrispondente al massimo di intensità dello
spettro di emissione, caratterizza il colore della stella.
La Stella “Sole”
Infrarosso
Ultravioletto
Spettro Solare
Le righe di Fraunhofer sono dovute all’assorbimento
prodotto dalle risonanze degli elementi presenti
nell’atmosfera Solare.
Righe di Assorbimento nello Spettro Solare
Riga
Elemento
Lunghezza
d’onda
A - (band)
O2
7594 - 7621
B - (band)
O2
6867 - 6884
C
a - (band)
D - 1, 2
H
O2
Na
Riga
Elemento
Lunghezza
d’onda
F
H
4861
d
Fe
4668
e
Fe
4384
f
H
4340
G
Fe & Ca
4308
g
Ca
4227
h
H
4102
H
Ca
3968
K
Ca
3934
6563
6276 - 6287
5896 & 5890
E
Fe
5270
b - 1, 2
Mg
5184 & 5173
c
Fe
4958