Meccanismi di emissione onde radio

In generale la radiazione elettromagnetica è emessa da particelle cariche, come gli elettroni, quando cambiano velocità o direzione (accelerano).

Ci sono due principali meccanismi di emissione:

Emissione termica:

1. Emissione di corpo nero
2. Emissione free-free
3. Emissioni in linee spettrali

Emissione non termica:

4. Emissione di sincrotrone
5. Emissione di girosincrotrone
6. Maser

Emissione Termica

A) Emissione di corpo nero

Ogni oggetto o particella che abbia una temperatura sopra lo zero assoluto emette radiazione termica. La temperatura dell’oggetto fa si che gli atomi e le molecole dell’oggetto i muovano. Per esempio le molecole di un gas, come nell’atmosfera, si scontrano tra di loro e cambiano direzione.> Un cambiamento nella direzione equivale a accelerazione e quindi viene emessa radiazione elettromagnetica. L’immagine mostra lo spettro di corpo nero per oggetti a tre temperature differenti: 5000 K, 4000 K, e 3000 K. L’oggetto a più bassa temperatura emette più radiazione a lunghezze d’onda maggiori. Un oggetto che emetta radiazione termica a frequenza radio, deve essere più freddo di questi oggetti.

B) Emissione di free-free

Un’altra forma di emissione termica è quella dei gas ionizzati. Le particelle cariche si muovono in un gas ionizzato o "plasma". Gli elettroni vengono accelerati da particelle cariche e la nube di gas emette di continuo radiazioni. Le sorgenti di emissione free-free nella regione radio dello spettro EM includono il gas ionizzato vicino a regioni di formazione stellare o nuclei galattici attivi.

C) Emissione in linee spettrali

Riguarda la transizione di elettroni in atomi da un livello alto di energia a un livello più basso. Quando accade un fotone è emesso con energia pari alla differenza di energia tra i due livelli. L’emissione di questo fotone ha una energia discreta mostrata come una “linea” discreta o lunghezza d’onda nello spettro elettromagnetico. Un’importante linea spettrale studiata dai radioastronomi è la linea a 21 cm dell’idrogeno neutro.

Quando un atomo viene eccitato, o dall’assorbimento dell’energia di un fotone o dallo scontro tra due atomi, l’elettrone assorbe una piccola quantità di energia e lo spin dell’elettrone “ruota" così lo spin di entrambe le particelle risulta essere dello stesso verso.
Quando un atomo torna a l suo stato naturale, perde energia emettendo un fotone alla lunghezza d’onda di 21 cm, nella regione radio dello spettro elettromagnetico.

Emissione Non Termica

D) Emissione di sincrotrone

E’ la più comune emissione di tipo non termico. E’ emessa dall’accelerazione delle particelle cariche, gli elettroni, dentro un campo elettromagnetico. Quando un elettrone incontra un campo magnetico ci spiraleggia intorno. La spirale cambia continuamente la direzione dell’elettrone, che è quindi accelerato ed emette radiazione.

La frequenza dell’emissione è direttamente proporzionale alla velocità con cui sta viaggiando l’elettrone. Per essere abbastanza forte da avere un valore radioastronomico, gli elettroni devono viaggiare a velocità vicine alla luce quando incontrano il campo elettromagnetico.

E) Emissione di girosincrotrone

E’ una forma speciale di emissione di sincrotrone che è emessa dalle pulsar. Le pulsar sono stelle di neutroni, risultato della morte di stelle massive (con 8-15 volte la massa del Sole), hanno un campo magnetico molto intenso e ruotano vorticosamente attorno al loro asse. Una tipica pulsar ha il campo magnetico un trilione di volte più intenso di quello terrestre, e accelera elettroni e altre particelle subatomiche vicino alla velocità della luce, causandone l’emissione di radiazione incluse onde radio.

Quando questi fasci di radiazione incrociano la terra, vediamo un impulso di radiazione. Al centro della c’è la Nebulosa del Granchio (M1) che ruota 33 volte al secondo. Altre pulsar, note come millisecondo pulsar, ruotano centinaia di volte al secondo

F) Maser: Microwave Amplification by Stimulated Emission of Radiation

Nello spazio i maser si trovano naturalmente nelle nubi molecolari e nelle regioni di formazione stellare. I maser sfruttano un gruppo di molecole che vengono eccitate a uno stato energetico (E2 in figura), come molle compresse pronte a srotolarsi.

Quando le molecole energizzate sono esposte ad una piccola quantità di radiazione alla giusta frequenza, scendono ad uno stato energetico più basso, (E1 in figura), e emettono fotoni radio.

Il processo induce altre molecole vicine a fare lo stesso, ed ha come risultato l’emissione tipica del maser. I maser hanno bisogno di una sorgente di energia esterna, come una stella calda vicina, per riportare le molecole al loro stato di eccitazione iniziale e per far sì che il processo riinizi.