I fotoni

Il corpo nero

L'effetto fotoelettrico

L'effetto Compton

Esperimenti con i fotoni

Interferenza con i fotoni

  
 

Il corpo nero

  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
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.

 

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".


 

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.



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

 

L'animazione simula lo spettro di emissione di un corpo nero; particolare rilievo viene dato alla regione corrispondente alla luce visibile.


  1. 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 ).
  2. 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.
  3. Osservare come il massimo dello spettro si sposta verso lunghezze d'onda minori e viceversa.