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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