Può essere questa una buona occasione per introdurre nuove quantità e notazioni. Un'onda elettromagnetica di lunghezza d'onda λ (la lettera greca lambda) percorre una distanza di c metri ogni secondo, dove c è la velocità della luce nel vuoto, pari a circa 300 000 000 metri/secondo. La sua frequenza ν (la lettera greca ni), cioè il numero di oscillazioni in su e giù ogni secondo, è anche il numero di creste dell'onda in tale distanza, e si può quindi ottenere dividendo c per la lunghezza d'onda:
ν = c/ λ
Una legge fondamentale della fisica quantistica dice che l'energia E in joule di un fotone di frequenza ν è
E = hν
dove h = 6,624 10-34joule-sec è la "costante di Planck", una costante universale che è fondamentale in tutta la teoria quantistica. Essa fu introdotta nel 1900 da Max Planck, quando cercò di spiegare la distribuzione di "corpo nero" delle lunghezze d'onda della luce emessa da un oggetto solido caldo. Incidentalmente, fu la formula riportata qui sopra, pubblicata da Albert Einstein nel 1905, che gli meritò il premio Nobel, non (come molti ancora pensano) la sua teoria della relatività.
Ulteriori approfondimenti: Una pagina Web sulle onde elettromagnetiche, che è parte di un più ampio e dettagliato sito su "The Amazing World of Electrons and Photons" (Lo stupefacente mondo degli elettroni e dei fotoni). Si può fare clic qui per una mappa di tale sito.
Lunghezza d'onda ed energia
La fisica quantistica è un argomento molto vasto, troppo ampio e con troppa matematica per essere trattato in questa sede. Viene soltanto accennato qui, a causa della sua legge secondo cui la quantità di energia che un atomo può ricevere da un'onda elettromagnetica (il fotone) dipende soltanto dalla lunghezza d'onda.
Il processo funziona anche nell'altro verso: quando un atomo "eccitato" cede la sua energia in eccesso a un'onda elettromagnetica (energia che potrebbe aver ricevuto, diciamo, da una collisione con qualche atomo veloce in un gas ad alta temperatura), la cessione può avvenire soltanto in quantità discrete del valore di un fotone. Il fatto che le emissioni atomiche appaiano in "righe spettrali" strettamente definite suggerisce che gli atomi "eccitati" non possono contenere l'energia in eccesso in quantità arbitrarie, ma devono trovarsi in uno dei loro "livelli energetici" che sono in risonanza con la loro struttura, ciascuno associato a una ben precisa quantità di energia.
Ogni atomo ha uno "stato fondamentale", il suo livello di energia più bassa e quello in cui l'atomo preferisce stare. Quando esso decade da uno stato eccitato al suo stato fondamentale, le energie di partenza e di arrivo dell'atomo corrispondono a livelli energetici ben specificati. L'energia emessa, uguale alla differenza tra i due livelli, è quindi definita strettamente, generando un fotone di una precisa lunghezza d'onda. Il grande successo della meccanica quantistica è stato quello di poter calcolare e prevedere i livelli energetici dei vari atomi e delle combinazioni di atomi.
La formula E = h ν = hc/λ
significa che più è corta la lunghezza d'onda, più energetico è il fotone. Un fotone di luce UV contiene più energia di uno di luce visibile, e i fotoni dei raggi X e dei raggi γ (gamma) sono ancora più energetici. Ci si aspetta quindi che le regioni più calde del Sole, dove le singole particelle hanno più energia, emetteranno una radiazione elettromagnetica di lunghezza d'onda più corta, ed è appunto quello che si osserva.
La temperatura di un gas è proporzionale all'energia media di ciascuna delle sue particelle (la formula, a proposito, è E = 3/2 kT, dove T è la temperatura assoluta in gradi Kelvin -- come i gradi Celsius, ma con un diverso punto di zero -- e k è un numero fisso, la "costante di Boltzmann"). Così, mentre la fotosfera emette principalmente luce visibile, la corona, che è più calda, viene osservata meglio nell' EUV (estremo UV) o nella banda dei raggi X. I brillamenti sono costituiti da ioni ed elettroni di energia ancora maggiore, e, per localizzare le regioni dove queste particelle vengono generate e assorbite, occorrono i raggi X e i raggi γ di lunghezza d'onda ancora più corta. Tutte queste bande sono state impiegate da strumenti a bordo di sonde spaziali. Infatti non è possibile effettuare tali osservazioni da terra poiché tutti i fotoni di corta lunghezza d'onda vengono facilmente assorbiti dall'atmosfera e non raggiungono il livello del suolo.
Ulteriori approfondimenti:
Un esperimento sull'effetto fotoelettrico
La relazione di Einstein suggerisce che i fotoni rossi hanno meno energia di quelli verdi, i quali a loro volta ne hanno meno di quelli blu o UV. Spesso un fotone di energia più alta può innescare un processo chimico che un fotone di energia minore non riuscirebbe a innescare. Le pellicole ortocromatiche (quelle usate originariamente per fotografie in bianco e nero) non sono sensibili alla luce rosso scuro, per cui le camere oscure che devono trattare pellicole o carta con emulsione ortocromatica possono usare una "luce di sicurezza" di colore rosso scuro che aiuta i fotografi nel loro lavoro ma non impressiona la pellicola.
Un esperimento che dimostra questa sensibilità ai colori è stato descritto da Michael Horton su PHYSHARE, un sito Web dedicato agli insegnanti di fisica. Con le sue parole:
Ho trovato un eccellente esperimento da mostrare ... Abbiamo preso un
foglio di carta fosforescente verde che è luminescente nel buio
e abbiamo spento tutte le luci. Abbiamo usato una piccola torcia elettrica
per disegnare delle forme sul foglio e queste sono apparse luminescenti.
Abbiamo poi usato una luce blu (è facile trovare tali oggetti
nei negozi di autoricambi come portachiavi) e di nuovo il tracciato
è apparso luminescente. Infine abbiamo preso un puntatore laser
rosso e abbiamo riprovato e ... niente. Per quanto a lungo tenessimo
accesa la luce del laser o per quanto intenso fosse il suo raggio, non
vi è stata alcuna luminescenza poiché la luce non era abbastanza
energetica. È stato un divertente esperimento che ha insegnato
una buona lezione.
M. Horton
Chem/Phys/Comp. Repair teacher/Dept. Chair
Perris High School; Perris, CA
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