Infatti un campo elettromagnetico
variabile si propaga nello spazio con le caratteristiche di un’onda
detta appunto onda elettromagnetica.
Le sue caratteristiche sono la frequenza (f) misurata
in hertz (Hz), la lunghezza d’onda (λ) misurata in metri e sottomultipli
(1 angstrom Å = 10-10m), la velocità di propagazione (v) misurata in Km/s. la velocità di propagazione
delle onde nel vuoto è quella della luce (c = 300000 Km/s). La luce visibile
è un’onda elettromagnetica come lo sono anche
i raggi gamma, i raggi X, la radiazione ultravioletta, infrarossa, radio
ecc. Tutte queste si differenziano soltanto dalle lunghezze d’onda e
costituiscono le bande della radiazione elettromagnetica. L’insieme
delle bande prende il nome di spettro della radiazione elettromagnetica.
La luce visibile ha lunghezza d’onda tra 4000
e 7000 Å.
Perché gli oggetti
ci appaiono colorati? Perché
diffondono le onde elettromagnetiche corrispondenti ad un determinato
colore ed assorbono tutte le altre. I corpi che ci appaiono neri assorbono
dunque tutta la radiazione che li investe. Se i corpi vengono portati
ad alte temperature emettono luce propria e cambiano colore.
Essi
emettono le radiazioni che sono in grado di assorbire. Il corpo nero
può dunque essere un radiatore integrale.
Ecco
due leggi che i fisici hanno individuato e che sono utili anche per
interpretare le osservazioni astronomiche.
LEGGE DI STEFAN: L =
4π r2 σ T4
Che
significa che con l’aumento della temperatura assoluta aumenta anche
l’energia emessa, per unità di superficie e di tempo. (σ costante
di Stefan)
LEGGE DI WIEN: λmax T = cost.
La
lunghezza d’onda per cui si ha il massimo dell’emissione è inversamente
proporzionale alla temperatura assoluta. Dunque il colore di un corpo
incandescente si sposta verso il violetto al crescere della temperatura.
Il colore delle stelle è legato alla loro temperatura superficiale.
Gli spettri stellari ci danno perciò informazioni sulla loro temperatura
superficiale.
Esistono
diversi tipi di spettri:
- SPETTRO CONTINUO: gas denso ad alta temperatura.
- SPETTRO A RIGHE IN EMISSIONE: gas rarefatto ad alta temperatura. La luce emessa
è concentrata solo su poche lunghezze d’onda.
- SPETTRO A RIGHE IN ASSORBIMENTO: se la luce emessa dalla sorgente passa attraverso
un gas rarefatto, ma a bassa temperatura. La luce che attraversa il
gas è infatti assorbita in corrispondenza di poche lunghezze d’onda.
Lo spettro stellare è di questo tipo perché tra la stella e l’osservatore
è presente l’atmosfera stellare che ha temperatura più bassa di quella
della superficie emettente (fotosfera).
Ogni
tipo di sostanza ha uno spettro caratteristico da cui può essere identificata.
Per questo lo spettro a righe di una sorgente, in questo caso una stella,
ci fornisce informazioni sulla sua composizione chimica.
L’ultima
informazione, ma non per importanza, che possiamo ricavare da uno spettro
stellare è la velocità radiale della sorgente in quanto esiste un fenomeno
conosciuto come EFFETTO DOPPLER. Secondo questo se una sorgente è in
movimento, le onde emesse da essa ci giungono “infittite” se essa si
avvicina a noi, perciò la lunghezza d’onda percepita dall’osservatore
diminuisce e le righe dello spettro appaiono spostate verso il violetto;
ci giungono invece “diradate” se essa si allontana e perciò l’osservatore
percepisce una lunghezza d’onda maggiore di quella emessa e le righe
dello spettro appaiono spostate verso il rosso. Si può dunque facilmente
individuare la seguente legge: Δλ/ λ0 = v/c
In
cui λ0 è la
lunghezza d’onda in condizioni di riposo della sorgente, Δλ
la variazione subita da essa e v la velocità radiale. Dalla misura dello
spostamento delle righe spettrali rispetto alla condizione di riposo
si ricava quindi la velocità radiale della sorgente.