L'emissione della radiazione
Annibale D'Ercole
Osservatorio Astronomico - Bologna
 
Quasi tutto quello che conosciamo dell’Universo lo dobbiamo alla radiazione elettromagnetica che veicola verso di noi informazioni riguardanti i corpi celesti che l’hanno emessa.
Com’è noto, la radiazione è composta da onde elettromagnetiche, onde, cioè, consistenti nell’oscillazione concertata di un campo elettrico ed un campo magnetico; queste onde si propagano in direzione ortogonale a quella di oscillazione, proprio come le onde del mare si propagano orizzontalmente mentre l’acqua in realtà oscilla in alto e in basso.
Un’onda elettromagnetica viene emessa ogni volta che una particella carica subisce un’accelerazione a causa di una qualche forza che agisce su di essa; dal momento che gli elettroni sono 1000 volte più leggeri dei protoni, essi vengono accelerati molto più facilmente e producono tutta la radiazione. Se l’elettrone si muove di moto uniforme, si trascina dietro il proprio campo elettrico "senza scossoni" e non irraggia; ma se l’elettrone subisce una brusca frenata, il campo elettrico si trova sbilanciato e tende a proseguire sotto forma di onda.
La radiazione, dunque, dipende dall’accelerazione e non dalla velocità dell’elettrone.
Fino a pochi decenni or sono gli astronomi erano in grado di analizzare solo le onde "visibili", ovvero quelle con lunghezza d’onda compresa nell’intervallo 3,9x10-5 - 8x10-5cm a cui l’occhio umano è sensibile. Con le attuali tecnologie siamo oggi in grado di indagare lo spettro elettromagnetico dai raggi gamma (con lunghezze d’onda inferiori a 4x10-10 cm) alle onde radio (con lunghezze d’onda fino a varie decine di metri).

Emissione termica
Se un gas viene posto ad una temperatura di alcuni milioni di gradi, gli urti tra gli atomi sono talmente violenti che gli elettroni vengono strappati dalle loro orbite attorno ai nuclei atomici. Si dice plasma un gas in cui elettroni negativi e ioni positivi si muovono senza che i primi vengano catturati dai secondi per dar luogo ad atomi neutri.  Gli elettroni, tuttavia, non si muovono liberamente in linea retta, ma vengono deflessi ogni volta che si avvicinano sufficientemente ad uno ione positivo. In effetti tra un elettrone ed un nucleo atomico si esercita una forza elettrica attrattiva inversamente proporzionale al quadrato della loro distanza, simile alla forza gravitazionale che il Sole esercita su una cometa.
Nel deflettere dalla linea retta l’elettrone accelera ed emette radiazione. Questa radiazione viene detta termica perché è provocata dal moto di agitazione termica degli elettroni; essa viene anche detta radiazione di bremstrahlung ("radiazione di frenamento" in tedesco) dal momento che l’elettrone rallenta nell’emetterla. Regioni di gas riscaldate da stelle luminose poste al loro interno, dette regioni H II (H II è il simbolo dell’idrogeno ionizzato, cioè dell’idrogeno a cui è stato tolto l’elettrone e consistente quindi di un semplice protone), sono tipiche sorgenti di radiazione termica.

Emissione di sincrotrone
In generale, una particella carica che si muove in un campo magnetico segue una traiettoria a spirale che si svolge lungo le linee del campo stesso. Se, in particolare, la velocità è ortogonale al campo, allora la particella si pone su un’orbita circolare il cui raggio è proporzionale alla velocità e inversamente proporzionale all’intensità del campo.
Il moto rotatorio, anche se uniforme, è un moto accelerato perché la direzione della velocità cambia continuamente; la particella allora emette radiazione in tutte le direzioni ad una frequenza praticamente pari alla frequenza con cui orbita attorno al campo magnetico. Ma se la velocità della particella è così elevata da non essere trascurabile rispetto alla velocità della luce intervengono effetti relativistici alquanto particolari. La radiazione non viene più emessa in tutte le direzioni ma all’interno di un cono con il vertice posizionato sulla particella e il cui asse è tangente all’orbita della particella stessa.
La particella, insomma, è assimilabile ad una sorta di "faro" il cui fascio luminoso ha un’apertura angolare tanto minore quanto maggiore è la velocità della particella. La frequenza della radiazione, inoltre, diventa molto maggiore della frequenza orbitale all’avvicinarsi della velocità della particella a quella della luce.
La radiazione di sincrotrone venne scoperta quando i fisici notarono che le particelle accelerate circolarmente in macchine chiamate sincrotroni subivano un calo di energia rispetto a quella immessa negli acceleratori. In astrofisica la radiazione di sincrotrone è di primaria importanza ogni volta che sia presente un campo magnetico con un’energia maggiore dell’energia termica del plasma e dunque in grado di governare il moto degli elettroni liberi. Questo avviene, ad esempio, in resti di supernovae, pulsar e radiosorgenti.

Emissione di riga
Nel 1911 Ernest Rutheford evidenziò che la struttura atomica doveva essere simile al sistema planetario, con un nucleo pesante e carico positivamente, delle dimensioni dell’ordine di 10-13 cm, circondato da uno sciame di elettroni leggeri orbitanti ad una distanza dell’ordine di 10-8 cm.
Nonostante che un simile modello fosse generalmente accettato per la sua capacità di spiegare determinati fatti sperimentali, non mancavano tra i fisici grosse perplessità a causa di alcune inconsistenze di carattere sia teorico che osservativo. Infatti un elettrone accelera continuamente nel suo moto di rivoluzione attorno al nucleo e ci si aspetta che esso irraggi, proprio come accade nel caso di radiazione termica e di sincrotrone.
In realtà un atomo isolato non emette radiazione, né potrebbe farlo, perché in tal caso gli elettroni perderebbe in breve tutta la sua energia e si muoverebbero attorno al nucleo lungo una traiettoria a spirale fino a cadervi sopra; l’atomo, insomma, sarebbe instabile, una conclusione evidentemente erronea.
Era inoltre noto che un atomo "eccitato" -- un atomo, cioè a cui è stata trasferita energia tramite, ad esempio, urti con altri atomi od elettroni, come capita in una lampada al neon – non restituisce questa energia tramite radiazione con "spettro" continuo, ovvero tramite onde elettromagnetiche di qualunque lunghezza d’onda, ma irraggia energia a frequenze ben definite, dette "righe". Atomi di elementi diversi presentano insiemi di righe a frequenze diverse; pertanto un insieme di righe rappresenta una sorta di impronta digitale unica che individua il tipo di atomo che la emette.
Questa proprietà è sfruttata dagli astronomi i quali, analizzando la luce proveniente dai corpi celesti, possono risalire alla loro composizione chimica.  Tramite lo studio delle righe è anche possibile risalire alla temperatura, densità e velocità radiale del gas.
Per interpretare queste righe, nel 1913 Nhils Bohr propose un modello di atomo simile a quello di Rutheford, ma in cui gli elettroni possono percorrere solo orbite di raggio particolare. 

 


 
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