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Lo spettro elettromagnetico

Lo spettro elettromagnetico

 

Lo spettro elettromagnetico rappresenta l'insieme ordinato delle radiazioni emesse da un corpo, o meglio l'insieme di radiazioni monocromatiche risultanti dalla scomposizione della luce o comunque di un irraggiamento complesso.

Per capire come si forma una radiazione ed in che modo essa sia legata alla temperatura ed alla composizione chimica (abbondanza) di una stella è necessario capire come la materia possa emettere energia, come funziona un atomo dal punto di vista energetico ed attraverso quali processi atomici si sviluppa energia in forma di radiazioni e si assorbe energia.

RADIAZIONI E FOTONI

La radiazione prodotta da una sorgente si diffonde in tutte le direzioni in modo uniforme, secondo una superficie sferica di raggio crescente. Più l'osservatore è lontano dal punto di irraggiamento e minore è la quantità di radiazione che lo raggiunge, e quindi è minore anche la luminosità apparente della sorgente. Ma non solo la luminosità, anche le radiazioni di altro tipo giungono in modo minore. Lo spettro elettromagnetico, già dal nome, è formato da campo elettrico e campo magnetico, le cui intensità variano nel tempo. Questa radiazione si propaga in maniera radiale rispetto alla sorgente alla velocità della luce. Maxwell, nel 1865, introdusse quindi due concetti che rappresentano due proprietà: lunghezza d'onda e  frequenza.

La lunghezza d'onda (lambda λ) è la distanza tra punti ripetitivi di una forma d'onda. Ipotizzando un'onda classica di tipo sinusoidale, la lunghezza d'onda è la distanza tra due punti uguali dell'onda stessa, solitamente intendendo le creste dell'onda. Si calcola dividendo la velocità della luce per la frequenza

La lunghezza d'onda λ si ottiene dividendo la velocità della luce c per la frequenza f:

λ = c / f

La frequenza rappresenta il numero di volte in cui un evento ripetitivo si verifica in un determinato periodo di tempo, si esprime in Hertz (1 Hertz è il verificarsi di un evento in un secondo)

Le due proprietà sono inversamente proporzionali: una maggior lunghezza d'onda implica la presenza di un minor numero di creste (frequenza) in un intervallo di tempo, mentre diminuendo la lunghezza d'onda ci sarà un numero maggiore di creste d'onda nello stesso intervallo.

In base a frequenza e lunghezza d'onda, derivano differenti tipologie di emissioni: dai raggi gamma, con frequenza maggiore e lunghezza d'onda minore, alle onde radio con parametri opposti. In mezzo, raggi X, ultravioletto, spettro visibile ed infrarossi.

Spettro elettromagnetico

 

Tipologia Frequenza Lunghezza d'onda
Onde radio 3 GHz 10 cm  -->
Microonde 3 GHz - 300 GHz 10 cm - 1 mm
Infrarossi 300 GHz - 428 GHz 1 mm - 700 nm
Luce visibile 428 GHz - 749 GHz 700 nm - 400 nm
Ultravioletti 749 GHz - 30 PHz 400 nm - 10 nm
Raggi X 30 PHz - 300 EHz 10 nm - 1 pm
Raggi Gamma 300 EHz --> 1 pm


L'occhio umano riesce a captare le radiazioni di luce visibile, da 700 nanometri a 400 nanometri di lunghezza d'onda. A maggiori frequenze corrispondono i colori che danno sul violetto, mentre a frequenze minori (lunghezze d'onda maggiori) corrispondono i colori che danno sul rosso. L'occhio umano è più sensibile ai colori giallo-verde, mentre gli strumenti ottici sono più sensibili al blu ed al rosso. I corpi celesti emettono su tutta la banda elettromagnetica quindi l'occhio umano è limitato in ricezione. Se potessimo osservare il cielo con occhi sensibili, ad esempio, ai raggi X vedremmo tutto un altro cielo. A microonde un altro cielo ancora, completamente invaso da una radiazione cosmica che è il residuo del Big Bang.
L'atmosfera terrestre blocca i raggi ultravioletti e non solo. Per comprendere le emissioni nel loro totale, quindi, c'è stata l'esigenza di spostare l'occhio umano al di sopra dell'atmosfera stessa. Proprio per questo sono nati i telescopi spaziali come Hubble e Spitzer.
Quando prendiamo la luce stellare e la facciamo passare in un prisma, la luce bianca si scompone in tutti i suoi colori componenti, dal violetto al rosso, ma non solo. Parte della radiazione finisce infatti nella parte di spettro che non possiamo vedere senza altri strumenti ottici. Attraverso l'analisi di questo spettro è possibile conoscere molte cose riguardanti il corpo che ha emesso la radiazione. L'osservazione astronomica si ferma allo spettro visibile prescindendo anche dalla sua scomposizione, l'astrofisica abbraccia tutto lo spettro e lo analizza.

Il fenomeno è molto più complesso rispetto ai semplici concetti di onda e di lunghezza. Einstein, 50 anni dopo Maxwell, iniziò a considerare la luce come flusso di corpuscoli privi di massa, detti fotoni, che si muovono alla velocità della luce trasportando energia in quantità inversamente proporzionale alla propria lunghezza d'onda: maggiore è la lunghezza d'onda e minore è l'energia trasportata. I fotoni rossi, quindi, trasportano quantità minore di energia rispetto ai loro colleghi violetti. I fotoni, tuttavia, essendo corpuscoli si comportano esattamente come la materia stessa: sono assorbiti, deviati, respinti, attraversano la materia trasparente. Oppure si comportano come pacchetti producendo interferenze. La radiazione quindi è duale: è un'onda ed è anche un flusso di fotoni.

Struttura atomica e livelli energetici

Prima di vedere l'analisi spettrale è necessario avere qualche conoscenza di base riguardo ciò che accade alla materia per poter irradiare. La materia è costituita, come noto, da atomi, ognuno dei quali si compone di protoni, neutroni ed elettroni.

I protoni hanno uguale massa e carica elettrica positiva, i neutroni hanno carica neutra e massa soltanto leggermente diversa da quella dei protoni, mentre gli elettroni hanno massa trascurabile (circa 2000 volte minore di quella dei protoni) e carica elettrica negativa.
 

AtomoL'atomo ha una composizione planetaria: un nucleo formato da protoni e neutroni intorno al quale orbitano gli elettroni.

Il numero atomico è rappresentato dal numero di protoni nel nucleo, mentre il numero di massa è dato dal numero di protoni più il numero di neutroni, quindi dal totale degli elementi presenti nel nucleo atomico. Nel nucleo, quindi, si trova quasi tutta la massa atomica e tutta l'energia positiva.

Il numero di elettroni  è pari al numero di protoni, in condizioni normali, quindi le cariche positive e negative si annullano ed il nucleo risulta neutro, privo di carica elettrica. Le similitudini con il sistema planetario terminano qui, perché mentre i pianeti hanno orbite di qualsiasi forma, più o meno eccentrica, e si trovano a distanze variabili e quasi casuali, gli elettroni cambiano continuamente la propria orbita, saltando da una all'altra ma sempre a distanze ben precise, le uniche consentite e previste dalla teoria quantistica di Planck. Più l'orbita è interna e più l'elettrone è legato al nucleo. Lo spostamento verso le orbite più esterne da parte di questo elettrone, quindi, richiede più energia perché è maggiore la forza che lo attrae verso il nucleo. L'elettrone, per far questo salto verso l'esterno, deve essere eccitato da un assorbimento di energia dell'atomo dovuto ad esempio ad un urto oppure ad una radiazione proveniente dall'esterno. In tali casi, l'atomo assume una energia maggiore rispetto a quella normale e gli elettroni, forti di questa eccitazione, possono saltare verso orbite più esterne.
Il passaggio non è duraturo: subito dopo il salto l'elettrone perde energia e ricade subito nell'orbita interna. Così come l'elettrone utilizza energia per saltare verso l'esterno, così rilascia energia per ricadere verso l'interno e questa energia liberata si disperde e dall'atomo fuoriesce un corpuscolo di radiazione detto fotone o quanto di luce.
La quantità di energia dipende dalla dimensione del salto effettuato dall'elettrone. Il fotone viaggia nello spazio ad una precisa lunghezza d'onda lambda (λ), la cui energia è data dalla formula
 

E = λhc/λ

dove E è l'energia, h è la costante di Planck e c è la velocità della luce. Ne segue che maggiore è l'energia rilasciata (maggiore è il salto dell'elettrone) e più piccola è la lunghezza d'onda della radiazione emessa. Le energie maggiori corrispondono a lunghezze d'onda minori come quelle dei raggi gamma, seguono gli ultravioletti, poi la luce visibile e così via secondo lo schema precedente.

L'energia che può assorbire un atomo non è casuale: è quella che serve precisamente a far si che un elettrone possa passare da un'orbita all'altra. Alcuni fotoni, quindi, non possono essere assorbiti perché non consentono precisamente il cambio di orbita. Si parla quindi di livelli di energia o livelli di eccitazione anziché di orbite, e di salti di energia anziché di salti tra orbite.

Salti degli elettroni

L'atomo di idrogeno, il più semplice, ha un solo elettrone. Nella fase 1 l'atomo riceve energia e l'elettrone ha la forza per passare all'orbita più esterna (fase 2), assorbendo energia. La stessa viene persa nel passaggio e l'elettrone cade di nuovo (fase 3) nell'orbita più bassa rilasciando energia sottoforma di radiazione.
Nella fase 4 l'atomo si trova di nuovo nello stato fondamentale, e nulla cambia fino ad un nuovo eccesso di energia.

La linea più esterna raggiungibile da un elettrone è detta energia di ionizzazione ed oltre quella il legame tra atomo ed elettrone si spezza. L'atomo che rimane è detto ione e viene ad avere carica positiva, avendo perso un elemento con carica negativa. Ad esempio, per saltare all'orbita 2 serve una quantità di energia pari a 10,19 elettronvolt (eV ). Se all'elettrone viene data energia pari a 13.595 eV, questo si stacca dal nucleo che risulta così ionizzato dal momento che viene ad avere carica positiva (resta solo il protone mentre l'elettrone se ne è andato).
L'atomo ionizzato appartiene sempre allo stesso elemento chimico ma hanno livelli di energia diversi. Un atomo di carbonio può essere ionizzato una volta, se perde un elettrone, o due volte se ne perde due. Quando uno ione cattura un elettrone libero, questo va ad occupare uno dei livelli liberi emettendo uno o più quanti di energia (fotoni).

L'universo multi-frequenza

Le scoperte legate all'universo si sono succedute a ritmo incessante negli ultimi cinquanta anni, e tutto è legato allo sviluppo della strumentazione astronomica che è stata in grado non solo di approfondire il nostro sguardo, consentendogli di arrivare più lontano, ma anche e soprattutto di estenderne il campo di azione all'interno dello spettro di radiazione, all'insegna del multiwavelength (lunghezza d'onda multipla) che ora va tanto di moda.

Sappiamo che, di tutta la radiazione, il nostro occhio è sensibile soltanto alle lunghezze d'onda comprese tra 400 nanometri e 700 millimetri, che corrispondono a quelli che noi recepiamo come colori dal violetto al rosso, passando per il blu, il verde, il giallo, l'arancione e così via: Gli strumenti a nostra disposizione da una cinquantina di anni a questa parte ci consentono di allargare questo raggio d'azione, vedendo cose che altrimenti non potremmo mai vedere. I dati ottenuti possono poi essere rappresentati tramite immagini, esattamente come le immagini ordinarie. Possiamo così vedere l'universo a lunghezze d'onda che ai nostri occhi sono negate, e trarne innumerevoli dati aggiuntivi.

La nostra atmosfera è totalmente opaca (non lascia passare) alle radiazioni di maggior frequenza (lunghezza d'onda più corta) come quella gamma, X e ultravioletta, e parzialmente opaca alla radiazione con frequenza minore e lunghezza d'onda maggiore, come quella infrarossa, delle microonde e quella radio. Per l'essere umano è un bene: l'opacità alle radiazioni gamma, X e UV ci evita problemi di salute visto che per noi sono radiazioni alla lunga letali; l'opacità alla radiazione infrarossa consente di trattenere sulla Terra il calore necessario alla vita, sottoforma di effetto-serra. Questi due motivi congiunti, quali l'esigenza di espandere le conoscenze guardando a lunghezze d'onda diverse da quelle visibili e l'opacità dell'atmosfera a queste radiazioni, hanno spinto all'uso di strumentazione satellitare, tramite telescopi orbitanti. L'astrofisica è figlia dell'era spaziale.

 

Spettroscopia profonda

Ultra Deep Field di HubbleL'osservazione spettroscopica più profonda mai effettuata al 2017 è basata sui dati di MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer) nello stesso campo stellare immortalato dallo Hubble Ultra Deep Field nella Fornace. In tutto sono 1600 le galassie studiate, dieci volte più numerose di quanto fatto fino ad allora da altri telescopi. Nello stesso campo, MUSE ha rivelato la presenza di ulteriori 72 galassie sfuggite alla comunque profondissima osservazione di Hubble, suddividendo la luce di ogni punto nella gamma di colori al fine di misurarne velocità, distanza e tante altre cose. Settentadue galassie sono candidate emettitrici della riga Lyman-alfa mentre altre galassie mostrano degli aloni luminosi di idrogeno, una strada in più per lo studio del fluire della materia (ESO, Novembre 2017). 


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