Righe spettrali: formazione, shift, allargamento.

All'inizio del XIX secolo gli astronomi iniziarono a comprendere quanto persino le stelle più vicine a noi siano effettivamente distanti dal Sole, e credettero che sarebbe stato impossibile avere informazioni riguardanti la composizione chimica di quest'ultime. Oggi conosciamo con precisione i componenti delle stelle e anche della materia diffusa nell'universo grazie all'analisi degli spettri e delle righe spettrali. Il primo a scoprire l'esistenza di queste righe fu l'astronomo e fisico tedesco Joseph von Fraunhofer che nel 1814, utilizzò un prisma per diffrangere un fascio di luce solare su di un muro. Egli si accorse che, oltre ai già noti colori dell'arcobaleno, era possibile osservare molte righe scure. Misurò con precisione la lunghezza d'onda di ogni riga e le ordinò in base alla loro intensità. Catalogò 570 righe che sono note ancora oggi come linee di Fraunhofer. Ripetendo l'esperimento con della luce proveniente da Betelgeuse, egli si accorse che lo spettro osservato era molto differente da quello solare per cui suppose, correttamente, che queste righe fossero in qualche modo correlate con la composizione chimica delle stelle. Questo fu confermato a metà dello stesso secolo con gli esperimenti di Kirchhoff e Bunsen che studiarono la luce emessa da alcuni metalli durante il loro bruciamento. I due scienziati si accorsero che in certi casi la lunghezza d'onda della luce emessa combaciava perfettamente con le linee di Fraunhofer. Questo provò che le righe osservate dal fisico tedesco erano una diretta conseguenza della composizione atomica del Sole. La comprensione della formazione di queste righe spettrali arrivò nel XX secolo con la meccanica quantistica. In questo elaborato verranno affrontati i meccanismi alla base della formazione delle righe spettrali, cosa provoca lo spostamento (shift) delle lunghezze d'onda, cosa impedisce ad esse di essere infinitamente sottili e infine verrà analizzata nello specifico la riga a 21 cm dell'idrogeno neutro.