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Introduzione
Il corpo nero
L'effetto fotoelettrico
L'effetto Compton
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Il corpo nero
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I corpi solidi o liquidi a qualsiasi
temperatura emettono radiazione elettromagnetica con spettro continuo.
A basse temperature la radiazione emessa è invisibile (infrarosso),
mentre a temperature di alcune centinaia di gradi diviene visibile
(incandescenza). Un corpo è anche in grado di assorbire la
radiazione incidente che viene prodotta da altre sorgenti.
Con considerazioni di carattere termodinamico, nel 1859 Gustav Robert
Kirckhoff dimostrò che il rapporto tra il potere emissivo (che
sotto opportune condizioni misura l'energia della radiazione elettromagnetica
emessa dal corpo) e il potere assorbente (che nelle stesse condizioni
misura l'energia elettromagnetica assorbita dal corpo) è una
funzione universale  della
frequenza della radiazione e della temperatura del corpo, che non
dipende dalle caratteristiche specifiche del corpo stesso.
Lo studio sia teorico che sperimentale di
diventa importante per comprendere il modo in cui radiazione e materia
interagiscono fra loro, al di là di dettagli superflui come
le proprietà del corpo (forma, colore, dimensioni, ...) con
il quale la radiazione interagisce.
In particolare, un corpo nero è in grado di assorbire tutta
la radiazione elettromagnetica che riceve; proprio per questo motivo
si chiama nero. Eventualmente poi, se è sufficientemente caldo,
può emettere radiazione e quindi |
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risultare visibile. Una
stella come il Sole, per esempio, può essere considerata
con buona approssimazione un corpo nero. Essa assorbe la radiazione
incidente senza rifletterla, ma allo stesso tempo emette luce propria.
Il corpo nero, quindi, occupa un posto speciale nella fisica teorica
perché il suo potere assorbente è costante e assume
sempre il valore massimo consentito.
In virtù del teorema di Kirckhoff il suo potere emissivo coincide
con la funzione universale .
Questo significa che per determinare sperimentalmente
è sufficiente disporre di un corpo nero e misurare la radiazione
da esso emessa.
Nella seconda metà del XIX secolo molti fisici erano impegnati
a determinare, in base alle leggi della fisica classica, la formula
teorica per lo spettro di emissione del corpo nero e a confrontarla
con i risultati sperimentali. Ma tutti i tentativi fallirono: la teoria
ondulatoria dell'elettromagnetismo portava a delle conclusioni inaccettabili
e completamente diverse rispetto ai dati sperimentali conosciuti. |
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Confronto tra lo spettro di emissione dedotto in base
alle leggi della fisica classica, e il corrispondente spettro ottenuto
sperimentalmente. La curva teorica comincia a discostarsi sensibilmente
da quella sperimentale a partire dalla regione dell'ultravioletto.
Per tale motivo, storicamente, questo fallimento della fisica classica
prese il nome di "catastrofe ultravioletta".
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Proprio all'inizio del secolo scorso, nel 1900, Max
Planck trovò la soluzione al problema del corpo nero. Egli
ipotizzò che gli scambi di energia tra gli atomi di un corpo
qualsiasi e la radiazione elettromagnetica non avvengono in modo
continuo (come previsto dalla teoria classica fino ad allora ritenuta
valida), ma attraverso quantità discrete, o quanti. Secondo
Planck, un'onda elettromagnetica può scambiare con la materia
con cui interagisce solamente multipli interi di una quantità
finita di energia, proporzionale alla frequenza dell'onda:
dove 
è l'energia scambiata, n è un numero intero,
è la frequenza dell'onda, h è la costante di
Planck che vale 
Js.
Rifacendo i conti teorici in base alla sua nuova ipotesi, Planck
ottenne una curva che riproduceva esattamente i dati sperimentali.
Questo successo segnò la nascita della meccanica quantistica.
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Legenda
Barra sotto il grafico = consente di variare la temperatura
da 0 a 1000 gradi Kelvin
Auto x e Auto y = se attivi, le dimensioni del grafico vengono
adattate
automaticamente a quelle dello schermo
Cerchi colorati R, G, B = Rappresentano la percentuale di
colore corrispondente
Cerchio Composite = rappresenta la composizione di R, G,
B |
Autori: Mike Lee e Wolfgang
Christian, Department of Physics, Davidson College, Davidson, North
Carolina, USA
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L'animazione simula lo spettro di emissione di un
corpo nero; particolare rilievo viene dato alla regione corrispondente
alla luce visibile.
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- Selezionare la temperatura del corpo per osservare come cambia
lo spettro. Tale operazione si può effettuare muovendo
la barra in basso con il cursore (nell'intervallo tra 0 e 10
000 K, come viene segnato nell'indice di temperatura accanto),
oppure spostando con il mouse la freccia in corrispondenza del
picco della curva; in questo secondo caso verrà automaticamente
selezionata anche un'altra lunghezza d'onda (poiché la
temperatura e lunghezza d'onda sono legate tra loro dalla legge
di Wien
 ).
- Come si può osservare nei cerchi colorati a sinistra
dello spettro, il colore del corpo cambia; i cerchi infatti
mettono in risalto le percentuali di rosso, blu, verde, e il
colore composto corrispondente.
- Osservare come il massimo dello spettro si sposta verso lunghezze
d'onda minori e viceversa.
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