Spettro Solare e righe di assorbimento

Si chiama spettro la gamma di onde di frequenza definita in cui possono essere scomposti (con opportuni strumenti di analisi o di misura) suoni, radiazioni elettromagnetiche e fasci di particelle che contengono componenti di diversa frequenza.

Nel caso della luce visibile, un prisma di vetro può separare la luce solare (bianca) in uno spettro di onde elettromagnetiche monocromatiche la cui frequenza corrisponde a colori visibili dall’occhio umano che vanno (per frequenze crescenti) dal rosso al violet
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Lo spettro del Sole è costituito da due parti, un fondo continuo con i colori dell' iride e le righe scure di assorbimento di Fraunhofer. lo spettro continuo è attribuito a quella parte della superficie solare opaca e calda, più o meno profonda, detta "fotosfera", mentre le righe di Fraunhofer hanno origine negli strati più alti e più freddi dell' atmosfera solare, conosciuta come "cromosfera". Kirchoff dimostrò infatti che le righe scure (righe di assorbimento)  prodotte da un gas, interposto tra uno spettro continuo e l’osservatore, occupavano la stessa posizione delle righe brillanti (righe di emissione) provocate dal medesimo gas portato all’incandescenza. Nel caso specifico, l'osservazione dello spettro continuo della superficie solare, osservata attraverso il gas della parte più alta dell'atmosfera solare produce il classico spettro di assorbimento con le righe scure. Si è scoperto che l'assorbimento per un buon  90% non era dovuto all'atmosfera terrestre (come si sarebbe potuto supporre), ma al Sole stesso. 
Infatti osservando lo spettro del Sole al tramonto rispetto all’osservazione allo zenith,  si noterà un aumento della componente rossa e quindi un aumento delle bande di assorbimento dell’ossigeno atmosferico nel rosso molto intense perché la luce del Sole attraversa più strati d’aria..

Questo filmato l'ho realizzato usando uno spettroscopio auto costruito. Esso in evidenza le varie righe spettrali di assorbimento dei vari elementi presenti sulla fotosfera del sole.  http://www.youtube.com/watch?v=lUFxfb4lZ8U

La cromosfera ha uno spessore di circa 10.000 km e la sua parte più interna, ossia quella più vicina alla fotosfera è detta "strato invertente", in quanto l' osservazione dello spettro di questa porzione della nostra stella, in occasione di eclissi, presenta, per un brevissimo istante, le righe di Fraunhofer in emissione anziché in assorbimento; quello che si registra è lo spettro del gas dell' atmosfera solare, privo dello sfondo della fotosfera ed è chiamato "spettro lampo". Lo strato invertente è spesso circa 500 km, e non è delimitato da confini netti, dobbiamo pensare alla superficie solare come una sfera di gas con un gradiente di densità crescente verso l' interno. Al di là delle rare occasioni delle eclissi, se, tuttavia puntiamo la fenditura di uno spettroscopio in modo che sia tangente al lembo del disco solare allora si può osservare la riga dell'idrogeno Alfa ed alcune altre in emissione , anziché in assorbimento

http://umbra.nascom.nasa.gov/images/ 

Le osservazioni spettroscopiche confermarono immediatamente che gran parte dei componenti chimici presenti sul Sole coincidevano con gli elementi noti sulla Terra. Le intense righe dell’idrogeno (H) confermarono un’indicazione emersa già dalla determinazione della densità media del Sole (1,41 gr/cm³): una densità così bassa non poteva essere compatibile che con una composizione, in cui gran parte del Sole era formato dall’elemento più leggero che esiste, appunto l’H.

Nello spettro solare furono osservate per la prima volta le righe di un elemento sconosciuto, a cui fu dato il nome di Elio (He), scoperto poi alla fine dell’800 anche sulla Terra. La stessa cosa avvenne quando, durante le eclissi solari, furono presi i primi spettri della corona: comparvero una serie di righe assolutamente sconosciute, nuovamente interpretate come dovute ad un elemento sconosciuto a cui fu dato il nome di Coronio. In questo caso però l’interpretazione si dimostrò completamente sbagliata, in quanto le righe osservate erano dovute ad elementi noti, come il Ferro, altamente ionizzati dall’elevata temperatura riscontrata in corona (1-2 10⁶ °K).

La composizione generale del Sole presenta alcune peculiarità, l’abbondanza degli elementi diminuisce rapidamente con l’aumentare della complessità della struttura dell’atomo, tutti gli elementi al di sopra dell’He nel loro insieme non superano il 2% in peso del Sole e 1% in numero di atomi.

Se poi si analizza in maggiore dettaglio la composizione chimica complessiva, si trovano altre osservazioni interessanti, fra cui la notevole mancanza di alcuni degli elementi più semplici (Litio, Berillo e Boro), interessante indicazione sulle prime fasi dell’evoluzione solare, in quanto tale mancanza non si ritrova nelle abbondanze cosmiche e quindi deve essere legata all’evoluzione della stella Sole. Mentre più attinenti alla fisica sono la particolare abbondanza degli atomi del gruppo del Ferro, dovuta alla stabilità particolare di questi atomi, e la sistematica deficienza degli elementi con numero atomico dispari.