{"id":1170,"date":"-0001-11-30T00:00:00","date_gmt":"-0001-11-29T23:10:04","guid":{"rendered":""},"modified":"-0001-11-30T00:00:00","modified_gmt":"-0001-11-29T22:00:00","slug":"1170","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/www.vialattea.net\/content\/1170\/","title":{"rendered":"Vorrei avere alcune notizie generali sulle onde elettromagnetiche (in astronomia) ed in particolare sull’effetto Doppler."},"content":{"rendered":"

La tua domanda
\n \u00e8 estremamente vaga e generale, per cui \u00e8 difficile fornire una risposta
\n adeguata e completa in poche righe (pensa che esistono corsi universitari
\n della durata di 200 ore dedicati esclusivamente alle onde elettromagnetiche!).
\n Prover\u00f2 comunque a fornirti qualche notizia, invitandoti a porre una ulteriore
\n domanda pi\u00f9 mirata se non dovessi trovare nella seguente le notizie che
\n cerchi.<\/font><\/p>\n

Un’onda
\n elettromagnetica \u00e8 una oscillazione dei campi elettrico e magnetico, mutuamente
\n accoppiati, che si propaga nello spazio. Detto in parole pi\u00f9 semplici,
\n una variazione del campo elettrico nel tempo genera un campo magnetico
\n e viceversa per cui i due campi, variando nel tempo, si sostengono l’un
\n l’altro e ci\u00f2 permette loro di propagarsi a distanze indefinitamente grandi
\n dalla sorgente del campo stesso.
\n In particolare, quando la propagazione avviene nello spazio vuoto ed a
\n grande distanza dalla sorgente, le onde elettromagnetiche si presentano
\n come fronti piani caratterizzati esclusivamente dalla loro frequenza.
\n Per fronte piano si intende che il luogo geometrico dei punti che, in
\n un dato istante, presenta il campo elettrico (o quello magnetico) uguale
\n (ovvero con lo stesso modulo e fase), \u00e8 un piano ortogonale alla direzione
\n di propagazione dell’onda.
\n L’osservatore verr\u00e0 dunque investito progressivamente da questi fronti;
\n considerando solo quelli che presentano la massima intensit\u00e0 per il campo
\n elettrico, il numero di tali fronti che ci investe in un secondo \u00e8 appunto
\n la frequenza (n<\/font>) dell’onda. Poich\u00e9 la velocit\u00e0
\n di propagazione delle onde e.m. nel vuoto \u00e8 esattamente la velocit\u00e0 della
\n luce (c), se ne ricava che la distanza spaziale tra due massimi \u00e8 l<\/font>=c\/n<\/font>
\n ed \u00e8 detta lunghezza d’onda.
\n La lunghezza d’onda delle onde e.m. pu\u00f2 variare di moltissimi ordini di
\n grandezza, per cui si usa compierne una suddivisione empirica, giustificata
\n dal fatto che i fenomeni fisici che le generano variano a seconda dell’intervallo
\n di frequenze considerato.
\n Per l<\/font> maggiore di qualche cm., le onde e.m.
\n sono comunemente chiamate onde radio, da qualche cm. a circa 1mm. sono
\n dette microonde, seguono, fino a circa 700nm. (nanometri = 10-9<\/sup>
\n metri) di lunghezza d’onda le onde infrarosse, da 700 a 300nm. si ha la
\n luce visibile, quindi, fino a circa 10nm. ci sono le onde ultraviolette,
\n seguite dai raggi X che hanno l compreso tra 10nm. e 100pm.(picometri
\n = 10-12<\/sup> metri), infine vengono i raggi gamma, la cui lunghezza
\n d’onda non ha un limite inferiore (almeno teoricamente).
\n <\/font>Dunque,
\n come visto, la luce a cui \u00e8 sensibile il nostro occhio \u00e8 semplicemente
\n una piccola porzione dello spettro elettromagnetico, il che spiega come
\n mai le onde radio, le microonde, i raggi X e gamma si propaghino tutti
\n alla velocit\u00e0 della luce: sono tutti il medesimo fenomeno! <\/font><\/p>\n

Semplificando
\n un po’, la luce infrarossa, visibile ed ultravioletta \u00e8 prodotta nello
\n spazio dall’agitazione termica di elettroni all’interno di corpi molto
\n caldi (le stelle), la radiazione X e gamma dalla brusca accelerazione
\n di particelle cariche in presenza di forti campi magnetici o di fenomeni
\n esplosivi, le onde radio dall’interazione della luce ultravioletta con
\n elettroni dispersi nello spazio interstellare (effetto Compton), dunque
\n lo studio delle onde elettromagnetiche permette agli astronomi di venire
\n a conoscenza delle condizioni fisiche presenti nello spazio in cui si
\n sono generate. La nostra atmosfera assorbe per\u00f2 la maggior parte delle
\n lunghezze d’onda (a parte la luce visibile e una piccola porzione delle
\n onde radio), perci\u00f2 lo studio del cielo nell’intero spettro elettromagnetico
\n richiede di porre satelliti in orbita dedicati a questo scopo. <\/font><\/p>\n

Come detto,
\n il parametro che caratterizza le onde e.m. \u00e8 la loro frequenza. Essa \u00e8
\n legata alla lunghezza d’onda dalla relazione <\/font><\/p>\n

\"\"\/<\/p>\n

Nel momento
\n in cui per\u00f2 l’osservatore risulta in moto rispetto alla sorgente, esso
\n viene investito in un secondo da un numero di fronti d’onda diverso da
\n n<\/font> ed in particolare da un numero maggiore se
\n il moto \u00e8 nella direzione della sorgente ed un numero minore viceversa.
\n Quanto detto \u00e8 comunemente detto effetto Doppler; se si immagina una sorgente
\n di colore giallo (il centro dello spettro visibile), se la sorgente \u00e8
\n in avvicinamento rispetto all’osservatore, la frequenza della luce emessa
\n apparir\u00e0 maggiore (e l<\/font> minore), per qui l’osservatore
\n osserver\u00e0 uno spostamento del colore verso il blu (detto in gergo blue-shift),
\n viceversa, per una sorgente in allontanamento si osserver\u00e0 uno spostamento
\n verso il rosso (red-shift). Dette l<\/font> la lunghezza
\n d’onda vista dall’osservatore e l<\/font>0 quella che
\n si vedrebbe in un sistema di riferimento a riposo rispetto alla sorgente,
\n il red-shift viene comunemente misurato con la grandezza: <\/font><\/p>\n

\"\"\/<\/p>\n

che esprime
\n di quale percentuale si \u00e8 dilatata la lunghezza d’onda. Come puoi notare,
\n Z \u00e8 positivo per i red-shift e negativo per i blue-shift; la scelta \u00e8
\n dovuta al fatto che la maggior parte delle galassie \u00e8 in allontanamento
\n da noi a causa dell’espansione dell’universo, per cui \u00e8 comodo avere Z
\n quasi sempre positivo. Si dimostra che, se il moto relativo (v) tra la
\n sorgente e l’osservatore \u00e8 molto minore della velocit\u00e0 della luce, si
\n ha che <\/font><\/p>\n

\"\"\/<\/p>\n

per cui,
\n essendo Z misurabile e c noto, \u00e8 possibile risalire alla velocit\u00e0 di allontanamento
\n della sorgente; invece, quando v diventa comparabile con c, \u00e8 necessario
\n introdurre una correzione relativistica, dovuta al fatto che la somma
\n delle velocit\u00e0 non pu\u00f2 essere maggiore di c, per cui si ottiene che <\/font><\/p>\n

\"\"\/<\/p>\n

Come puoi
\n vedere, quando v si avvicina a c, Z tende all’infinito, il che significa
\n che la luce visibile proveniente da oggetti che si allontanano da noi
\n a grande velocit\u00e0 tende ad essere fortemente dilatata verso le microonde
\n e che gli oggetti in allontanamento da noi a velocit\u00e0 maggiore hanno Z
\n pi\u00f9 elevato. Attualmente gli oggetti celesti noti con Z maggiore sono
\n dei quasar aventi Z vicino a 5.<\/font><\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"

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