Che cos’è la radiazione di sincrotrone e come viene emessa dal sole?

La radioastronomia
nacque nel 1932, poco prima della seconda guerra mondiale, con Karl Jansky.
Le maggiori radiosorgenti del cielo, Virgo A (M87) e Centaurus A (NGC5128),
furono scoperte fra il 1946 e il 1950. Uno dei primi problemi posti dalle
radiosorgenti era l’origine del meccanismo di emissione delle onde radio.
Se si utilizzava la legge del corpo nero di Planck, dall’intensità delle
emissioni radio le temperature delle radiosorgenti risultavano superiori
al miliardo di gradi Kelvin, il che rendeva poco credibile l’ipotesi di
meccanismi di emissione di tipo termico (dovuti al moto disordinato di
elettroni ed atomi).

Agli inizi
degli anni ’50 la scuola russa propose con successo un meccanismo non-termico:
l’emissione di sincrotrone da parte di elettroni relativistici in moto
in un campo magnetico. In un campo magnetico di intensità un elettrone
si muove lungo le linee di forza del campo seguendo una traiettoria elicoidale.
L’elettrone è soggetto ad una accelerazione centripeta dovuta alla forza
di Lorentz che agisce sulla carica elettrica. Una qualsiasi carica che
venga accelerata emette radiazione elettromagnetica quindi, l’elettrone,
mentre si muove lungo la linea di forza del campo, emette della radiazione
in una direzione coincidente con il verso del suo vettore velocità. A
differenza dell’emissione termica, in cui i moti delle particelle sono
caotici, qui i moti delle particelle sono ordinati, si spostano tutte
nella medesima direzione (quella delle linee di forza del campo magnetico),
dando luogo ad una corrente elettrica macroscopica.

Lo spettro
della radiazione di sincrotrone è di tipo continuo con il massimo di emissione
alla frequenza (in MHz):

f=1.2*B*sen(theta)*[(E/mc^2)]^2

Qui B è
l’intensità del campo magnetico e si misura in Gauss, E e’ l’energia cinetica
dell’elettrone in erg, c è la velocità della luce in cm/s, m è la massa
dell’elettrone in grammi, theta è l’angolo fra il vettore velocità dell’elettrone
e la linea di forza del campo magnetico.

L’emissione
di sincrotrone è detta così perchè viene comunemente osservata all’interno
dei sincrotroni, acceleratori di particelle di tipo circolare usati negli
studi di fisica delle particelle elementari. Nei sincrotroni, a differenza
delle radiosorgenti, il massimo dell’emissione si ha nell’infrarosso,
nel visibile, nell’ultravioletto o nei raggi X, dipende dall’energia delle
particelle. Per gli acceleratori di questo tipo la radiazione di sincrotrone
è una perdita di energia del fascio di particelle, che si può minimizzare
costruendo acceleratori con diametro più grande possibile. Quando l’elettrone
non si muove a velocità prossime a quelle della luce la radiazione elettromagnetica
emessa è detta di ciclotrone.

Nel caso
del Sole praticamente tutta la radiazione elettromagnetica emessa è di
tipo termico, cioè segue abbastanza bene la legge del corpo nero di Planck.
Si verificano emissioni di radiazione di sincrotrone solo durante le radiotempeste.
Le radiotempeste sono forti emissioni di onde radio da porzioni ristrette
della corona solare, per lo più associate a grossi gruppi di macchie solari.
Una radiotempesta può durare da alcune ore ad alcuni giorni. I burst associati
alle radiotempeste hanno durate che vanno da 0.1 a 2 secondi con emissioni
comprese fra 2 e 10 MHz. L’energia emessa supera di 1000/10 000 volte
quella dal Sole in quiete.