Electromagnetic Radiation

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 combinata 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 EM, dunque, dipende dall’accelerazione e non dalla velocità dell’elettrone. Il fotone è la particella elementare della radiazione elettromagnetica; è il suo quanto.

Un quanto è la quantità minima indivisibile di una grandezza fisica. Come una moneta da 1 centesimo è la più piccola unità dell’Euro, così il quanto è la più piccola “porzione” di energia che può essere scambiata. Nel caso della radiazione elettromagnetica, il quanto è il fotone.

Nel vuoto, i fotoni si propagano sempre alla velocità della luce senza alcun limite finchè non vengono assorbiti da una particella.

The Birth of a Photon

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 combinata 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 EM, dunque, dipende dall’accelerazione e non dalla velocità dell’elettrone. Il fotone è la particella elementare della radiazione elettromagnetica; è il suo quanto.

Un quanto è la quantità minima indivisibile di una grandezza fisica. Come una moneta da 1 centesimo è la più piccola unità dell’Euro, così il quanto è la più piccola “porzione” di energia che può essere scambiata. Nel caso della radiazione elettromagnetica, il quanto è il fotone.

Nel vuoto, i fotoni si propagano sempre alla velocità della luce senza alcun limite finchè non vengono assorbiti da una particella.

The Sun

Il Sole è una stella che ha un diametro di 1.390.000 Km ed costituita principalmente da idrogeno (74%) ed elio (24%). Per il restante 1-2% sono presenti in tracce diversi elementi più pesanti come ad esempio l’ossigeno, il carbonio, il ferro.

Il Sole ha una struttura interna altamente definita, costituita da sette diversi e distinti strati concentrici che sono suddivisi in tre strati interni e quattro strati esterni.

Le densità e le temperature dei gas che compongo il Sole cambiano drasticamente dal centro alle regioni più esterne. Nel Nucleo infatti la densità è altissima, fino a 150.000 grammi per centimetro cubo mentre nello strato più esterno, la Corona, i gas sono così rarefatti da raggiungere valori simili a quelli del vuoto di laboratorio.
Relativamente invece alle temperature, nonostante molte dinamiche che avvengono tra i diversi strati della stella ci siano ancora ignote, sappiamo che nel Nucleo sono superiori ai 14 milioni di gradi Kelvin (principalmente come conseguenza delle reazioni di fusione nucleare che qui avvengono). Man mano ci si allontana da esso, la temperatura scende. Nella Fotosfera, il primo strato della superficie del Sole, la temperatura scende fino a circa 6.000 gradi Kelvin. Poi però, tra la Fotosfera e la Corona (lo strato più esterno della stella) avviene un’impressionante inversione di tendenza; infatti la temperatura sale di nuovo fino a raggiungere i 2 milioni di gradi Kelvin. Anche se non conosciamo ancora quale ne sia la ragione, alcune teorie sostengono che ciò potrebbero essere causato dai potentissimi campi magnetici della stella che con enorme violenza "imbrigliano" ed incanalano il plasma.

Riferimenti

Layers of the Sun: Solar Interior

Il Nucleo

Temperatura: 14.000.000 K  Densità: 150.000 g/cm³

Nel cuore del Sole si trova il Nucleo, una sfera che misura 200.000 Km di diametro dove regnano condizioni estreme che permettono che avvengano le reazioni di fusione nucleare.

Con 500 miliardi di bar è la regione della stella con la più alta pressione. Essendo la parte più centrale della stella anche densità e temperature risultano elevatissime; la prima, è circa 15 volte maggiore rispetto a quella del piombo mentre le temperature sono nell'ordine dei quattordici milioni di gradi Kelvin. Si calcola che il sole generi 3,8x10^17 gigawat (GW) di energia. Sulla Terra, per raffronto, un singolo reattore di una centrale nucleare di grande potenza genera in media 1,5 GW.

La Zona Radiativa

Temperatura: 7.000.000 K  Densità: 15.000 g/cm³

Questa regione deve il suo nome alla caratteristica di trasmettere, tramite irraggiamento, l’energia prodotta nel nucleo agli strati superiori. La densità e la temperatura sono ancora altissime, così elevate da rendere incredibilmente lungo il percorso che dovranno percorrere i fotoni per uscire dalla stella ("Random Walk".

La Zona Convettiva

Temperatura: 2.000.000 K  Densità: 150 g/cm³

La Zona Covettiva è uno strato molto spesso che inizia a circa il 70% del raggio del sole e si mescola all'altra estremità con la superficie (la Fotosfera). E' l'ultimo strato interno del Sole e aiuta a trasportare l'energia dal margine della Zona Radiativa alla superficie attraverso gigantesche celle di convezione (un po' come il ribollire all'interno di una pentola che serve a portare in superficie il calore generato sul suo fondo).

Layers of the Sun: Solar Atmosphere

Cromosfera

Temperatura: 6.000 ~ 20.000 K

La Cromosfera è lo strato intermedio dell'atmosfera solare, spesso circa 2.000 chilometri, ed è composto da gas rarefatti. Qui le temperature variano dai 6.000 K della zona interna ai 3.700 K della regione al confine con la Zona di Transizione.
La Cromosfera, avendo bassa densità, risulta praticamente trasparente. Deve però il suo nome al fatto che ha una tonalità rossastra. Ciò è dovuto al fatto che in questa zona gli atomi di idrogeno, passando da uno stato energetico all’altro, emettono radiazione elettromagnetica in una specifica lunghezza d’onda che corrisponde al colore rosso. La Cromosfera è osservabile solamente durante un’eclissi solare totale quando la luna, coprendo completamente la fotosfera, permette di osservare questo anello rosso presente attorno al Sole. I fenomeni più visibili della Cromosfera sono le spicole e le Prominenze.

Le Spicole sono sottili filamenti di plasma che esplodono dalla superficie del Sole, simili a fiamme, che si sollevano per diverse migliaia di chilometri prima di riaffondare all’interno del Sole.

Le Prominenze sono costituite da immensi getti di plasma di idrogeno ed elio che si estendono sopra la Fotosfera. Queste strutture sono intrappolate e sostenute dai poderosi campi magnetici della stella che a volte le modellano a forma di anello. Le loro dimensioni sono impressionanti, raggiungendo a volte altezze superiori a 150.000 Km (la Terra ha un dimetro di poco più di 12.000 Km).

Zona di Transizione

Temperatura: 20.000 ~ 100.000 K

E' una regione molto sottile, spessa poche migliaia di chilometri, costantemente caratterizzata da violenti moti caotici dovuti alla grande differenza di temperatura tra le due zone che separa: la Cromosfera e la Corona. In questo strato infatti la temperatura aumenta bruscamente, passando da 20.000 a milioni di gradi Kelvin.

Nonostante non si comprenda ancora perché la temperatura aumenti così tanto in uno strato che è molto lontano dal nucleo e inoltre estremamente sottile, alcuni recenti studi portano a ritenere che ciò sia dovuto alle potenti strutture dei campi magnetici che dominano questa regione.

Corona

Temperatura: 500.000 ~ 1.000.000+ K

E' lo strato più esterno e meno denso del Sole ed è costituito da plasma (gas ionizzati) ad elevatissime temperature, anche superiori al milione di gradi.

La forma della Corona è principalmente determinata dal campo magnetico del Sole. Le particelle liberi si muovono lungo le linee del campo magnetico e formano diverse strutture. Una di queste sono le prominenze solari, strutture a forma di arco/anello che emergono dal Sole e che poi si piegano di nuovo verso gli strati interni.

La Corona è anche lo strato del Sole dove i gas sono meno densi, una densità in media vicina a quella del vuoto in un laboratorio, sulla Terra.

Inoltre, dato che si estende nello spazio per decine di milioni di chilometri, via via che ci sia allontana dall’atmosfera solare, una parte dei gas diventa sempre più rarefatta fino a riuscire a sfuggire all’attrazione del Sole e iniziare a propagarsi nello spazio sotto forma di vento solare. solare.

Cromosfera

Temperatura: 6.000 ~ 20.000 K

La Cromosfera è lo strato intermedio dell'atmosfera solare, spesso circa 2.000 chilometri, ed è composto da gas rarefatti. Qui le temperature variano dai 6.000 K della zona interna ai 3.700 K della regione al confine con la Zona di Transizione.

Nuclear Fusion in the Sun

La fusione nucleare è un processo che avviene nel nucleo di una stella, dove in virtù alle immense temperature e pressioni, più atomi di un elemento si uniscono per formare atomi di un elemento più pesante.

Il Nucleo del nostro Sole, che è composto prevalentemente da idrogeno, è una regione dove regnano temperature superiori ai 15 milioni di gradi Kelvin. In queste condizioni estreme, gli atomi non riescono a rimanere integri e si separano in protoni ed elettroni.

L’immensa pressione ed energia termica qui presenti consentono alle cariche dello stesso segno di infrangere la forza di repulsione. Succede quindi che quattro protoni “liberi” dell’idrogeno, attraverso una serie di diverse reazioni nucleari, si uniscano per formare un nucleo di elio.

In questa reazione la massa del nuovo nucleo dell’atomo di Elio è inferiore di 0,007 rispetto alla somma delle masse dei quattro nuclei di Idrogeno e, in accordo con l'equazione di Einstein E=mc², è questa differenza di massa ciò che si trasforma in energia, sotto forma di radiazione elettromagnetica e particelle, che poi si propagano nello spazio alla velocità della luce.

Per avere un’idea delle grandezze in gioco basta considerare ad esempio l'energia di legame dell'elettrone al nucleo di idrogeno che è pari a 13,6 eV mentre l'energia che viene rilasciata dalla fusione è pari a 17,6 MeV, ossia un milione di volte superiore rispetto alla prima.

Riferimenti