Lo spettro solare

Il Sole è una stella e come ogni stella è in grado di emettere un proprio spettro elettromagnetico, dipendente nella sua composizione in lunghezze d’onda dalla temperatura dell’astro e dall’atmosfera che lo circonda. Le onde elettromagnetiche emesse dal Sole sono state classificate in base ai valori di lunghezza d'onda e nel loro complesso costituiscono lo spettro solare. L'energia radiante emanata dal Sole e avente origine da reazioni termonucleari, presenta uno spettro di radiazioni elettromagnetiche (REM) caratterizzato da un continuum di lunghezze d'onda, che si estende dai raggi X fino alle onde radio. All'interno di tale spettro, solo una piccolissima porzione è rappresentata dal cosiddetto spettro visibile, cioè dall'insieme delle lunghezze d'onda a cui l'occhio umano è sensibile e che sono alla base della percezione dei colori, cui comunemente viene dato il nome di luce. In base al loro spettro le stelle vengono classificate in 7 classi spettrali, indicate utilizzando le lettere dell’alfabeto: O, B, A, F, G, K, M. Le stelle con la medesima temperatura fanno parte della stessa classe spettrale. Il Sole fa parte della classe G, dove sono classificate tutte le stelle gialle con una temperatura superficiale di circa 6000K.

I primi studi sullo spettro solare risalgono al 1802, anno in cui il chimico e fisico britannico William Hyde Wollaston (1766-1828) fece passare attraverso una fenditura e successivamente attraverso un prisma, un fascio di luce proveniente dal Sole. In questo modo scompose la luce solare ottenendone lo spettro. Wollaston osservò che, pur essendo continuo, lo spettro del Sole presentava delle righe scure di diversa intensità. Nel 1814 il fisico tedesco Joseph von Fraunhofer (1787-1826) misurò e catalogò le righe scure, che da allora presero il nome di righe di Fraunhofer. L’origine di queste anomalie era attribuibile a due cause: le linee scure potevano essere dovute all’assorbimento di luce da parte di elementi presenti nell’atmosfera del Sole oppure derivavano dall’azione dell’atmosfera terrestre. Nel 1859 Kirchoff analizzò le righe scure dello spettro solare e vide che coincidevano con gli spettri di emissione a righe di alcuni elementi. Egli concluse dunque che l’assenza di certe lunghezze d’onda, le righe scure, era dovuta all’assorbimento di luce nell’atmosfera solare da parte di atomi di alcuni elementi presenti anche sulla Terra. Il Sole è dunque costituito da materia ordinaria. Lo spettro

42 continuo si genera dalla superficie solare, detta fotosfera, mentre le righe di Fraunhofer hanno origine prevalentemente nella corona, lo strato più alto dell’atmosfera del Sole, dove gli atomi degli elementi presenti assorbono radiazioni di opportuna lunghezza d’onda, producendo le righe scure. Nello specifico, le righe di Fraunhofer (Fig. 26) corrispondono alla presenza nella corona del Sole di idrogeno, metalli neutri e metalli ionizzati.

Figura 26. Righe di Fraunhofer

All’osservazione spettroscopica moderna, lo spettro solare si presenta come uno spettro continuo solcato da un numero elevatissimo di righe spettrali. I fotoni emessi dal sole hanno una frequenza piuttosto eterogenea che comprende la quasi totalità dello spettro elettromagnetico, dalle radioonde fino ai raggi gamma e la maggior parte dei fotoni appare concentrata tra i 200 nm e i 10,000 nm.

Dal punto di vista della ripartizione nelle diverse finestre, la radiazione solare (prima di subire l’assorbimento nell’atmosfera terrestre) consta per il 7% di radiazione ultravioletta, per il 40% di radiazione visibile e per il 53% di radiazione infrarossa (Landi, 2008). Nell’attraversare l’atmosfera, una frazione dei raggi solari viene assorbita o deviata (scattering) a seguito degli urti con le molecole dell’atmosfera stessa (inclusi il vapor acqueo, le nubi e gli aerosol). L’attenuazione interessa tutte le lunghezze d’onda dello spettro ma in maniera differenziata, per cui lo spettro elettromagnetico risultante assume un profilo irregolare. I raggi gamma, X e UV sono fermati direttamente dalla fascia di ozono ad un’altezza di 25 km, mentre i raggi visibili (più della metà del totale), infrarossi e alcuni UV riescono ad attraversarla. La porzione di spettro di emissione solare che arriva sulla superficie terrestre, al netto dell'azione filtrante dell'atmosfera, è comunque variabile ed è influenzato dalle condizioni meteo, dall'altitudine, dalla posizione del Sole (ora, mese e anno) e anche dall'inquinamento (Fig. 27).

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Figura 27. Spettro solare prima e dopo l'attraversamento dell'atmosfera

1.3.3.1. Lo spettro visibile

Figura 28. Lo spettro visibile

La quasi totalità degli esseri viventi reagisce al medesimo campo di radiazioni: lo spettro ottico, costituito da radiazioni elettromagnetiche con lunghezza d’onda tra i 100 nm (profondo UV) ed 1 mm (lontano IR), spesso ristretto a 200 nm – 3000 nm per via dell’assorbimento atmosferico al di sotto dei 200 nm e degli effetti trascurabili, per via della bassa energia dei fotoni, nel lontano IR. La parte centrale dello spettro ottico è rappresentata dallo spettro visibile (Fig. 28).

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Radiazioni ultraviolette: lunghezza d'onda compresa tra 100 e 400 nm. La banda degli

ultravioletti è suddivisa in UVA (315-400 nm), UVB (280-315 nm) e UVC (100-280 nm).

Radiazioni visibili : lunghezza d'onda compresa tra 380 e 780 nm.

Radiazioni infrarosse: lunghezza d'onda compresa tra 780 nm e 1 mm. La regione degli

infrarossi è suddivisa in IRA (780-1400 nm), IRB (1400-3000 nm) e IRC (3000 nm-1 – 1 mm).

Con il termine luce bianca si intende la presenza contemporanea di tutte le lunghezze d’onda dello spettro visibile; al contrario il buio è rappresentato dall’assenza di luce visibile.

L’adattamento degli organismi a tale range di lunghezze d’onda è avvenuto essenzialmente per due motivi: in primo luogo perché radiazioni con frequenza e quindi energia superiore romperebbero i deboli legami idrogeno di cui sono ricche le principali molecole biologiche, mentre radiazioni con energia più bassa non riuscirebbero a innescare le necessarie reazioni biochimiche; inoltre perché la banda dello spettro “scelta” dagli esseri viventi è quella maggiormente disponibile. Le lunghezze d'onda visibili occupano infatti la cosiddetta finestra ottica, una regione dello spettro elettromagnetico che può attraversare indisturbata l'atmosfera della Terra (benché come è noto il blu venga diffuso più del rosso, dando al cielo il suo colore caratteristico). Allo stesso modo esistono anche finestre per l'infrarosso vicino (NIR), medio (MIR) e lontano (FIR), il che spiega l’alta percentuale di radiazione infrarossa che costituisce lo spettro solare incidente al suolo.

Il termine visibile deriva dal criterio antropocentrico con cui è stata identificata tale porzione dello spettro elettromagnetico che risulta difatti quella percepita come luce bianca dall’occhio umano. In realtà tale aggettivo non è propriamente corretto, in quanto alcune specie animali possono percepire altre regioni dello spettro elettromagnetico. Ad esempio le api utilizzano gli UV per la ricerca del nettare dei fiori, i quali cercheranno quindi di attirare gli insetti mostrandosi "invitanti" proprio a quelle lunghezze d'onda. Dall’altra parte la luce visibile corrisponde praticamente alla cosiddetta regione PAR (Photosynthetically Active Radiation), compresa tra 400 e 700 nm. Tali lunghezze d’onda contengono le quantità di energia idonee per i processi biochimici. Gli organismi

45 vegetali, pur non possedendo occhi sensu strictu, presentano difatti recettori in grado di catturare radiazioni nel campo del visibile al fine di utilizzarne l’energia per innescare i processi fotosintetici. Di tutta l’energia utile agli organismi viventi che giunge sulla Terra, solo lo 0.023% della radiazione solare in arrivo è sfruttata per la fotosintesi e viene convertita in sostanza organica.