Irraggiamento

Si definisce irraggiamento il trasferimento di energia tra due corpi per irradiazione elettromagnetica (onde elettromagnetiche). Nel caso dell’irraggiamento di energia termica, si parla più precisamente di irraggiamento termico.

Questa radiazione elettromagnetica è frutto della temperatura, come conseguenza del moto roto-vibrazionale atomico e quindi delle correnti elettriche variabili nel tempo degli elementi portatori di carica elettrica (protoni ed elettroni) in accordo con le leggi base dell’Elettrodinamica classica ovvero le Equazioni di Maxwell; essa viene emessa in tutte le direzioni.

La frequenza e l’intensità dei fotoni emessi, ovvero dell’onda elettromagnetica, aumenta all’aumentare della temperatura, in conseguenza dell’aumentato moto di agitazione atomico, ovvero delle correnti elettriche atomico-molecolari.

Quando il mezzo trasmissivo risulta essere sufficientemente trasparente a dette radiazioni, nel momento in cui essa colpisce un altro corpo, parte risulterà riflessa, parte assorbita e parte trasmessa all’interno del corpo, dimostrando così che è possibile che si verifichi flusso di energia termica anche in assenza di conduzione o di convezione. La radiazione solare è l’esempio più evidente di tale trasmissione.

Nel 1879 Josef Stefan trovò empiricamente che l’energia irraggiata nell’unità di tempo da un corpo avente una data temperatura è direttamente proporzionale alla superficie del corpo e alla quarta potenza della sua temperatura assoluta. Cinque anni più tardi Ludwig Boltzmann giunse teoricamente alle stesse conclusioni, perciò la relazione tra l’energia irraggiata da un corpo e la sua temperatura è oggi indicata come legge di Stefan-Boltzmann.

Un corpo radiante ideale (detto anche radiatore ideale) è un corpo in grado di emettere radiazioni di tutte le lunghezze d’onda; per questo la potenza che esso emette è la massima consentita ad una data temperatura. Per le caratteristiche intrinseche dei processi di emissione e di assorbimento, un corpo è in grado di emettere radiazioni della stessa lunghezza d’onda di quelle che può assorbire, perciò un corpo radiante ideale è anche un assorbitore ideale, in grado di assorbire radiazioni di qualunque lunghezza d’onda. Un radiatore/assorbitore ideale è chiamato corpo nero. Ad una data temperatura un corpo nero emette radiazioni a tutte le lunghezze d’onda, ma non con uguale intensità: lo spettro della potenza emessa presenta un massimo in corrispondenza ad una data lunghezza d’onda, il cui valore dipende dalla temperatura.

In generale, poiché un solido reale non emette radiazioni di tutte le lunghezze d’onda, la potenza che esso emette è minore di quella emessa da un corpo nero, a parità di temperatura. Anche lo spettro di emissione si discosta da quello del corpo nero. Tuttavia la legge dello spostamento di Wien è verificata abbastanza bene per molti solidi.

La legge dello spostamento di Wien spiega il diverso colore della luce emessa da un corpo (solido) portato a temperatura più o meno elevata. Una parte dello spettro del corpo nero, infatti, riguarda le radiazioni visibili. Al variare della temperatura cambia il contenuto cromatico della radiazione emessa. Ad una data temperatura, il nostro sistema visivo fornisce una risposta integrata che viene percepita come colore della luce corrispondente a quella temperatura. L’applet successivo visualizza sia lo spostamento della curva spettrale al variare della temperatura sia il colore percepito della luce emessa. Si può notare che solo a temperature basse del corpo emittente il colore percepito (rosso) corrisponde al colore della componente spettrale; via via che la radiazione si arricchisce di componenti di lunghezza d’onda minore (dal giallo al verde fino al violetto) il colore della luce percepita tende al bianco.

Per questo motivo, un pezzo di ferro riscaldato fino a 500-600 K (circa 200-300 °C) emette radiazioni non visibili costituite da raggi infrarossi, che avvertiamo perché a tali raggi sono sensibili i recettori termici della pelle. Le radiazioni visibili incominciano ad essere percepibili quando la temperatura raggiunge i 700-800 K: la sensazione visiva è un debole colore rosso bruno. La sensazione termica è molto più intensa (in effetti il picco dello spettro è intorno ai 4mm). Tra i 900 ed i 1000 K l’irraggiamento spettrale nel visibile è più elevato e la radiazione viene percepita come una luce di colore rosso cupo, piuttosto intensa. La radiazione infrarossa è cresciuta di intensità in modo assai più marcato. A temperature più alte il ferro diventa rosso brillante e poi rosso arancio. Le sensazioni termiche sono ancora più intense. Intorno ai 1400 K il colore è bianco-giallo: è lo stadio tipico dell’incandescenza. Da notare che la quantità di energia radiante infrarossa è sempre molto maggiore di quella visibile.

Spettri di emissione di sistemi gassosi

I corpi gassosi hanno spettri di emissione discreti, cioè emettono radiazioni aventi solo certe lunghezze d’onda (o, più precisamente, solo lunghezze d’onda molto vicine a certi valori). Ogni sostanza pura allo stato gassoso emette, ad una data temperatura, un suo spettro caratteristico. Al crescere della temperatura lo spettro si arricchisce di frequenze e varia l’intensità di emissione alle varie frequenze.

Lo spettro di emissione di una miscela di gas contiene tutte le righe dei gas componenti. Per questo lo spettro di emissione delle stelle (dovuto essenzialmente agli strati gassosi che costituiscono la superficie stellare) risulta essere uno spettro continuo, molto simile a quello di un corpo nero. Anche la dipendenza dalla temperatura è descrivibile dalla legge di Wien. Questo fatto consente di utilizzare il valore della lunghezza d’onda di picco dello spettro di emissione per risalire alla temperatura della superficie di una stella. Per esempio lo spettro della luce solare, con un picco nel visibile intorno a λ = 0,5 μm, rivela che la superficie della stella si trova a circa 6000 K.

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