Linee di Fraunhofer: differenze tra le versioni

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[[File:FraunhoferLinesDiagram.jpg|thumb|right|300px|Le linee di Fraunhofer dello spettro solare.]]

In [[fisica]] e [[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]].

Il primo ad osservare delle zone scure nello spettro del sole 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 (metrologia)|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. Con le moderne osservazioni si possono distinguere migliaia di righe nello spettro solare.

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.

Riga 119:

|516.891

|t

|[[NickelNichel|Ni]]

|299.444

|-

Riga 133:

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 589.29nm fu inizialmente contrassegnato con l'unica lettera D.

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

==Voci correlate==