Da un libro di fisica : l'unità di misura del tempo (il secondo) è riferita all'emissione della luce del cesio-133, qual è lo spettro di emissione di tale atomo? E qual è quello del Sole? In che modo i telescopi che intercettano i raggi di luce emessi dagli astri ne determinano la distanza? (Vito M.)
Caro Vito, ma queste sono 3 domande! Ok, andiamo per ordine.
Secondo. Dal 1967 il secondo è definito nel Sistema Internazionale come “la durata di 9 192 631 770 periodi della radiazione corrispondente alla transizione tra due livelli iperfini, da (F=4, MF=0) a (F=3, MF=0), dello stato fondamentale dell'atomo di cesio-133”. Il cesio è un metallo alcalino scoperto nel 1860 da Robert Bunsen (quello che ha inventato l’omonimo bruciatore di gas) e Gustav Kirkhhoff (quello che ha scoperto le omonime leggi sui circuiti elettrici): insomma ha due padri nobili. I due livelli atomici usati nella definizione del secondo sono entrambi relativi allo stato fondamentale, ma differiscono per gli orientamenti relativi degli spin dell’elettrone e del nucleo: se gli spin sono discordi l’energia risulta leggermente più bassa rispetto allo stato in cui sono concordi. Nella transizione tra questi stati viene emessa un’onda elettromagnetica di frequenza pari a 9,192631770 gigahertz, valore usato per definire il secondo. Si usa proprio questa transizione perché si riesce a misurare con un’ottima precisione: il secondo, infatti, tra tutte le unità di misura è quello definito con la maggiore accuratezza.
Sole. La radiazione emessa dal Sole viene prodotta in diverse reazioni di tipo nucleare. Il suo spettro è continuo, cioè contiene tutte le frequenze, ed è tipico di quello che in fisica viene chiamato “corpo nero” (anche se è tutt’altro che nero!). Ovviamente non tutte le frequenze vengono emesse con la stessa intensità. La distribuzione dell’intensità in funzione della frequenza è descritta dalla legge di Planck, e dipende solo dalla temperatura superficiale, che nel Sole è 5780 gradi Kelvin. L’intensità maggiore viene emessa alla frequenza corrispondente alla luce verde. Visto dallo spazio però il Sole ci appare bianco, perché tutti i colori si fondono insieme. Dalla Terra appare invece giallo, perché l’atmosfera rimuove il colore blu, che viene diffuso nel cielo. E, per nostra fortuna, blocca la parte ultravioletta dello spettro, che sarebbe nociva per la nostra salute!
Telescopi. Ci sono almeno una ventina di modi diversi con cui si può determinare la distanza di un oggetto astronomico! Per gli oggetti più vicini (entro i 10 mila anni-luce) si usa il metodo della parallasse: la posizione apparente di un astro nel cielo cambia leggermente durante il moto della Terra intorno al Sole. Misurando tale cambiamento e sapendo il diametro dell’orbita terrestre (circa 299 milioni di km) si determina la distanza applicando le regole della geometria elementare. Per gli oggetti più lontani si usano le cosiddette candele-standard, termine e metodo inventati dall’astronoma americana Henrietta Leavitt. Si tratta di oggetti astronomici (stelle, quasar, supernovae) di cui possiamo misurare la luminosità assoluta grazie ad alcune caratteristiche particolari, come ad esempio il periodo di pulsazione nel caso delle Cefeidi. Confrontando la luminosità assoluta con quella apparente, e sapendo che questa è inversamente proporzionale al quadrato della distanza, determiniamo quanto è lontano l’oggetto che ci interessa.
Danilo Domenici, fisico