Le Abbondanze degli Elementi

1. Studio delle Abbondanze degli ElementiAnalisi Spettroscopica della Materia (Introduzione all’Universo Parte V)

2. 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.

3. 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.

4. Lo Spettro della LuceLa 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.

5. L’Analisi SpettroscopicaNoto 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.

6. Emissione dell’IdrogenoL’idrogeno eccitato a energie inferiori a quella di ionizzazione (13.6 eV) emette infinite serie di righe spettrali. Le principali sono 5: • LYMAN 12157 nm; • BALMER 65628 nm; • PASCHEN 187511 nm; • BRACKET 4 m; • PFUND 7.4 m.

7. 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).

8. 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.

9. 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.

10. 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.

11. 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.

12. La Stella “Sole” Infrarosso Ultravioletto

13. Spettro Solare Le righe di Fraunhofer sono dovute all’assorbimento prodotto dalle risonanze degli elementi presenti nell’atmosfera Solare.

14. Riga Riga Elemento Elemento Lunghezza d’onda Lunghezza d’onda A - (band) F H O2 4861 7594 - 7621 d B - (band) Fe O2 4668 6867 - 6884 e C Fe H 4384 6563 f a - (band) H O2 4340 6276 - 6287 G D - 1, 2 Fe & Ca Na 4308 5896 & 5890 g E Ca Fe 4227 5270 b - 1, 2 h H Mg 4102 5184 & 5173 H c Ca Fe 3968 4958 K Ca 3934 Righe di Assorbimento nello Spettro Solare