Linee di Fraunhofer: differenze tra le versioni

Versione delle 21:15, 20 giu 2019

Versione attuale delle 11:50, 10 lug 2022

(4 versioni intermedie di 4 utenti non mostrate)

Riga 1:

[[ImageFile:Fraunhofer lines.svg|thumb|upright=1.5|Le linee di Fraunhofer dello spettro solare.]]

In [[fisica]] e in [[ottica]], le '''linee di Fraunhofer''' sono un insieme di [[linea spettrale|linee spettrali]], originariamente osservate come linee in [[assorbimento (ottica)|assorbimento]] nello [[spettro visibile|spettro]] ottico del [[Sole]]. Prendono il loro nome dal fisico tedesco [[Joseph von Fraunhofer]].

== Storia ==

Il primo ad osservare delle zone scure nello spettro del soleSole fu il chimico inglese [[William Hyde Wollaston]] nel [[1802]]. Successivamente, nel [[1814]], Fraunhofer riscoprì indipendentemente le linee e cominciò una classificazione sistematica, insieme ad una [[misurazione|misura]] [[accuratezza|accurata]] della [[lunghezza d'onda]] delle linee stesse. Catalogò in tutto 570 linee, assegnando alle principali le lettere da A a K e altre lettere alle linee più deboli.

Successivamente [[Gustav Robert Kirchhoff|Kirchhoff]] e [[Robert Bunsen|Bunsen]], scoprirono che ciascun elemento chimico può essere associato a serie di righe spettrali e dedussero perciò che le linee scure nello spettro solare fossero dovute all'assorbimento da parte degli elementi presenti negli strati più esterni del sole. Oggi, con le moderne tecniche di osservazione e di spettroscopia si possono distinguere migliaia di righe nello spettro solare.

Riga 10:

== Origine ==

[[File:Spectrum of blue sky.svg|thumb|Spettro del cielo. Le frecce in presenza di avvallamenti indicano le lunghezze d'onda delle linee di Fraunhofer]]

Solitamente le linee di Fraunhofer sono [[Linea spettrale#Emissione e assorbimento|linee di assorbimento]]. Queste linee sono prodotte quando un gas freddo si trova fra una sorgente di luce ad ampio spettro e un rilevatore: in questo caso si osserva una diminuzione dell'intensità della luce nella frequenza del fotone incidente, dal momento che le particelle di luce vengono assorbite e poi riemesse in direzioni casuali, per lo più diverse da quella originale di provenienza. Questo effetto risulta in righe nere sullo spettro della luce emessa. Nel Sole, le linee di Fraunhofer sono osservate nei gas delle regioni esterne del Sole, che sono troppo freddi per produrre direttamente righe di emissione degli elementi che contengono.

== Elenco delle principali linee di Fraunhofer ==

Riga 69:

|589.592

|G

|[[Calcio (elemento chimico)|Ca]]

|430.774

|-

Riga 87:

|-

|e

|[[Mercurio (elemento chimico)|Hg]]

|546.073

|K

Riga 137:

|}

Le linee C, F, G' ed h corrispondono alle prime quattro linee di [[emissione]] della [[serie di Balmer]] dell'[[idrogeno]] atomico. Il baricentro delle due linee del famoso ''doppietto del sodio'' a 589.29 nm fu inizialmente contrassegnato con l'unica lettera D.

Grazie alle loro lunghezze d'onda ben definite, le linee di Fraunhofer sono spesso utilizzate per caratterizzare l'indice di [[rifrazione]] e le proprietà [[dispersione ottica|dispersive]] dei materiali ottici.

Riga 147:

== Altri progetti ==

{{interprogetto|commons=Fraunhofer lines}}

== Collegamenti esterni ==