La diffusione di Rayleigh e il cielo blu

Perché il cielo diurno è blu?
Dobbiamo esaminare un tipo di diffusione (scattering) che colpisce i fotoni della radiazione solare quando interagiscono con le molecole che compongono l’atmosfera, ovvero azoto e ossigeno (il 99% dei componenti).
Si tratta della diffusione di Rayleigh (dal nome del premio Nobel John William Strutt Rayleigh, 1842-1919), che colpisce particelle più piccole della lunghezza d’onda della radiazione incidente. Si tratta di una diffusione elastica, quindi la lunghezza d’onda della radiazione stessa non cambia.
Stiamo parlando di fotoni, ma la formula è stata sviluppata sulla base della teoria elettromagnetica classica, non della teoria quantistica (che è stata creata dopo la morte di Rayleigh).


Figura 1 – Dipendenza angolare dello Scattering di Rayleigh
(copyright MLisandra, CC BY-SA 4.0, tramite Wikimedia Commons, qui senza la formula come nell’originale)


Per la spiegazione che stiamo cercando, la formula di scattering di Rayleigh può essere semplificata come segue (vedi anche Figura 1):
[1] I ~ I₀ (1+cos²γ) / λ⁴
dove I è l’intensità della radiazione diffusa, I₀ è l’intensità della radiazione incidente con lunghezza d’onda λ, γ è l’angolo di diffusione della radiazione incidente.

Possiamo vedere immediatamente che l’angolo in cui l’intensità [1] è minima è l’angolo retto ( π/2 ), dove il coseno è zero (vedi Figura 2), il che significa che il cielo è più scuro (il blu è più intenso) a un angolo di 90° rispetto alla direzione del Sole.
Inoltre, la dipendenza dall’inverso della quarta potenza di λ suggerisce che gli effetti per diverse lunghezze d’onda siano significativamente diversi. Infatti, la luce blu viene diffusa molto di più della luce rossa, che ha una lunghezza d’onda maggiore (vedere Figura 3), rendendo il cielo blu. Anche le lunghezze d’onda più corte, come quelle del violetto, sono meno intense all’origine e non contribuiscono in modo significativo.
All’alba e al tramonto, la luce blu viene ampiamente diffusa dallo strato più ampio di atmosfera che attraversa, insieme alla luce gialla e verde, quindi prevale la luce rossa/arancione.

Nel caso di particelle più piccole, vengono considerati la sezione trasversale e l’indice di rifrazione della particella, ma anche se le molecole di gas atmosferico vengono trattate come sorgenti puntiformi, in questo caso gli effetti dipendono dalla loro polarizzabilità dovuta alla radiazione incidente. Chi scatta fotografie utilizzando un filtro polarizzatore conosce bene questo fenomeno: regolando infatti l’effetto del filtro e quindi la polarizzazione, il cielo può addirittura diventare completamente nero a 90° rispetto al Sole, il che può essere creativo ma poco realistico!


Figura 2 – Comportamento della funzione coseno

funzione coseno

Figura 3 – banda della radiazione visibile

banda della radiazione visibile


Vedi anche il mio post Mie scattering and white clouds.

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Luminosità di Eddington e i limiti alla crescita stellare

La luminosità di Eddington ( Lₑ ) (dal nome di Arthur Stanley Eddington, 1882-1944), nota anche come limite di Eddington, è il limite della crescita di una struttura in equilibrio idrostatico (vedere Figura 1), che bilancia la pressione di radiazione verso l’esterno con l’attrazione gravitazionale verso l’interno.


Figure 1 -equilibrio idrostatico


La relazione per il limite di luminosità può essere facilmente ricavata, ottenendo:
[1] L ≤ 4π c G M / k = Lₑ
dove G è la costante gravitazionale universale, M è la massa dell’oggetto, c è la velocità della luce e k è l’opacità (capacità di assorbire la radiazione) del materiale che compone l’oggetto.
In funzione dei parametri solari, nel caso del modello costituito da idrogeno ionizzato, [1] può essere espresso come:
[2] Lₑ ≈ 3,2 * 10⁴ (M/M๏) L๏
dove M๏ e L๏ sono la massa e la luminosità del Sole.

Nel nucleo molto caldo delle stelle massicce (o nei dischi di accrescimento dei buchi neri), l’opacità è indipendente dalla frequenza e dalla temperatura, è correlata a diffusione di Thomson (see Thomson scattering on Wikipedia for more informations) of free electrons, and can be expressed as:
[3] kₑₛ = σₜ nₑ / ρ
dove σₜ è la sezione d’urto di Thomson per gli elettroni, nₑ è la densità numerica degli elettroni e ρ è la densità del mezzo.
Per considerare il caso più generale di modelli costituiti anche da elio e metalli, la relazione generale è espressa come una funzione della frazione di massa (X ) di idrogeno, e la [3] diventa:
[4] kₑₛ = σₜ (1+X) / 2 mₚ ≈ 0,2 (1+X) cm² / gr
dove mₚ è la massa del protone.
Pertanto, nel caso di un modello costituito solo da elio, la luminosità di Eddington raddoppierebbe (con X=0 , [4] è dimezzato e [1] è raddoppiato).
È possibile derivare relazioni anche per casi di modelli che non sono completamente ionizzati o più freddi (per stelle meno massicce) o per radiazioni altamente energetiche (ad esempio, raggi gamma come nei dischi di accrescimento dei buchi neri), ma questi esulano dallo scopo di questo post.

È degno di nota che questo limite fisico spieghi perché non osserviamo stelle infinitamente grandi; oltre un certo limite di massa, la luminosità è tale da disgregare la stella.
La luminosità di Eddington definisce anche la velocità massima a cui un buco nero può crescere: se la materia cade troppo rapidamente, la luce emessa la respinge.

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La legge di Snell e le cause della rifrazione

Ricordiamo la nota legge di Snell, che descrive il fenomeno della rifrazione:
– un raggio di luce subisce una deviazione quando passa da un mezzo trasparente a un altro con un indice di rifrazione diverso (vedi Figura 2).


Figure 1 – Legge di Snell

 

Figure 2 – Esempio di rifrazione


Matematicamente (vedi Figura 1):
[1] n’ sin(θ’) = n” sin(θ”)
dove n’ , n” sono gli indici di rifrazione dei due mezzi trasparenti, θ’ , θ” sono gli angoli di incidenza e rifrazione (misurati rispetto alla normale all’interfaccia tra i mezzi).
In altre parole, dati due mezzi, il rapporto tra i rispettivi seni degli angoli di incidenza e rifrazione è costante.
Una prima dimostrazione può essere ottenuta applicando il principio del minimo tempo di Pierre de Fermat (1601-1665), ovvero che la luce segue il percorso che richiede il minor tempo per viaggiare da un punto all’altro. Di seguito alleghiamo la semplice dimostrazione geometrico-analitica:

pdf    Dimostrazione geometrico-analitica di Fermat_Snell

Bene, questa relazione (forse già studiata nel X secolo dal matematico persiano Ibn Sahl) è certamente interessante, ma qual è la motivazione fisica di questa quantità costante? È necessario identificare dove risiede questa regolarità.
Le ragioni derivano direttamente dalle equazioni di Maxwell, le leggi fondamentali che descrivono l’interazione tra campi elettrici e magnetici.
Da queste, ne consegue che le condizioni al contorno richiedono che le componenti tangenziali del campo elettrico e del campo magnetico siano continue lungo la superficie di separazione. Pertanto, la fase dell’onda incidente (riflessa) e trasmessa deve essere la stessa lungo questo confine.

L’ipotesi che la frequenza ( ν ) della luce incidente rimanga costante (ovvero che sia indipendente dal mezzo in cui si propaga) può essere compresa anche considerando che, se così non fosse, essa perderebbe coerenza attraversando la superficie tra i due mezzi, trasformando probabilmente l’immagine osservata attraverso la superficie di separazione in un colore grigio uniforme, che non viene osservato.
Inoltre, poiché l’energia associata ai fotoni incidenti è E = h ν , dove h è la costante di Planck, la stessa conservazione dell’energia ci dice che la frequenza non può cambiare.
Nota quantistica: questa considerazione si riferisce a un singolo fotone, che cambierebbe colore (verso il rosso) se perdesse energia (fenomeno che non si verifica per tutti i fotoni rifratti osservati). Considerando un fascio di fotoni, tuttavia, può darsi che il secondo mezzo causi l’assorbimento della luce incidente, quindi una diminuzione dell’energia totale, ma questo riguarda l’intero fascio che assorbe completamente alcuni fotoni e non i singoli fotoni.

Considerando i vettori d’onda k’ (incidente) e k” ( rifratto) associati alle rispettive fasi, ed eguagliando le loro proiezioni sull’interfaccia di separazione, otteniamo:
[2] k’ sin(θ’) = k” sin(θ”)
ma k = ω / v , dove ω è la frequenza angolare dell’onda elettromagnetica della luce incidente, v è la velocità nel mezzo, e definendo l’indice di rifrazione n = c / v (derivato dalle costanti ε₀ e μ₀ del mezzo utilizzando le equazioni di Maxwell, dove c = 1/√(ε₀ μ₀) ), da [2] otteniamo infine [1].

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Una semplice nota sulla regola della catena nelle equazioni differenziali

La regola della catena nelle equazioni differenziali è un piccolo ma potente trucco spesso utilizzato per derivare funzioni composte calcolando la derivata della funzione esterna mantenendo invariata la funzione interna.
Ad esempio, l’espressione dy/dx può essere riscritta come:
[1] dy/dx = dy/du * du/dx .
In questo modo possiamo ottenere una derivata rispetto a una variabile che è più utile, ad esempio perché ne conosciamo il valore (magari in un’espressione formale più semplice, oppure già noto), oppure è più facile da integrare.
In termini semplici, ciò significa trasformare il tasso di variazione di x rispetto a y nel prodotto del tasso di variazione di u rispetto a y per il tasso di variazione di x rispetto a u.
Per quanto riguarda le regole per la derivazione delle funzioni, la regola della catena porta alla dimostrazione che se F(x) = f(g(x)), la sua derivata è:
[2] F'(x) = f'(g(x) * g'(x) .

Ma mentre questa regola per derivare le funzioni viene usata quotidianamente senza pensarci, la regola della catena può essere un utile trucco per risolvere molti problemi di fisica quando non conosciamo il tasso di variazione diretto tra due variabili.
Un semplice esempio del suo utilizzo in astrofisica è lo studio della formazione stellare e della massa di Jeans (la soglia critica necessaria affinché una nube di gas e polvere interstellare collassi sotto la propria gravità e formi stelle). La regola della catena viene utilizzata per convertire l’accelerazione in una forma che dipende dalla posizione piuttosto che dal tempo, rendendo l’equazione differenziale integrabile. In termini formali, come in [1], possiamo scrivere:
[3] d²R/dt² = dv/dt = dv/dR * dR/dt = v * dv/dR ,
dove v = dR/dt .
In questo caso, questa sostituzione ci permette di integrare l’equazione del moto rispetto al raggio R per determinare il tempo di caduta libera di una nube di gas in collasso (si omette il calcolo, fuori argomento).


collapsing gas cloud
Collapsing gas cloud (fonte accademiadellestelle.org)

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Riferimenti per i profani: il principio idrostatico di Archimede

Archimede di Siracusa (287-212) fu forse uno dei più grandi geni matematici dell’umanità. È ricordato per il principio della spinta idrostatica, la pompa a vite e le macchine da guerra, ma i suoi studi più avanzati riguardarono le coniche e i metodi matematici per il calcolo di superfici e volumi (ad esempio, della sfera). Questi sono considerati tra i più alti traguardi della scienza antica e, sebbene privi del rigore formale moderno, rappresentano i diretti precursori del concetto di limite e del calcolo integrale (sviluppati indipendentemente da Sir Isaac Newton e Gottfried Wilhelm Leibniz alla fine del XVII secolo). Si veda, ad esempio, Lucio Russo, Archimede: un grande scienziato antico (Carocci Editore, 2019).

Un giorno, mio ​​figlio da bambino mi chiese: “Perché le navi, che sono pesanti e fatte di ferro, galleggiano?”. Non potevo spiegargli la densità dell’acqua, ma trovai una risposta adatta a un bambino: “Perché pesano di meno dell’acqua che spostano”.
Questo è esattamente il principio di Archimede sulla spinta idrostatica, che in termini più complessi si esprime come: “Un corpo immerso in un fluido subisce una spinta verso l’alto pari al peso del volume di fluido spostato”. Quindi, se questa è maggiore del peso del corpo, galleggia.

Possiamo esprimere il principio di Archimede della spinta idrostatica (forza) F(A) utilizzando la seguente formula:
[1] F(A) = m * g = ρ(fluido) * V(spostato) * g
dove m = ρ * V è la massa, g l’accelerazione di gravità, ρ rappresenta la densità e V rappresenta il volume di fluido spostato dal corpo.
Per questo motivo, qualsiasi corpo “pesa” anche in base alla densità del fluido in cui è immerso. Maggiore è la densità, maggiore è la spinta idrostatica e minore è il peso del corpo
Come esempio, se un chiodo di ferro (che, per la sua forma, non sembra in grado di galleggiare come una nave spostando molto fluido) fosse immerso in un contenitore con mercurio liquido, che ha una densità quasi doppia di quella del ferro, il chiodo galleggerebbe a un’altezza pari al peso del mercurio spostato. I calcoli mostrano che sarebbe immerso per poco più della metà del suo volume (circa il 58%).


In questo video possiamo vedere come un’incudine di ferro galleggia nel mercurio perché la densità del ferro ( 7,87 g/cm³ ) è quasi la metà di quella del mercurio ( 13,55 g/cm³ ) (fonte: Wonder of science sul canale X).


Un altro famoso esempio di galleggiamento è quello delle mongolfiere: galleggiano esattamente come una nave perché il volume di fluido (aria atmosferica) che spostano pesa di più (è più denso) di quello contenuto nel pallone, che viene riscaldato con un bruciatore (ed è quindi meno denso).


Mongolfiera (source: freedome.it)

mongolfiera

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Breve panoramica sulla legge di opacità di Kramers nell’astrofisica stellare

In stellar astrophysics, opacity ( k ) is a measure of a material’s resistance to the flow of radiative energy. Una descrizione analitica di questo fenomeno è la legge di opacità di Kramers, una relazione di potenza derivata dalla fisica atomica che caratterizza il modo in cui la materia stellare interagisce con la radiazione in specifiche condizioni termodinamiche.

pdf  Brussi 2026_Brief on Kramers’ Opacity Law in Stellar Astrophysics

 

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Nota per i profani: cos’è la materia oscura?

Consideriamo una galassia a disco con miliardi di stelle che formano il disco, che ruota (la galassia di Andromeda nella foto, per fare un esempio ben noto). Possiamo considerare per ciascuna di queste stelle che l’accelerazione centripeta
[1] a’ = v²/R
sia uguale all’accelerazione gravitazionale
[2] a” = G M/R²
quindi da [1] = [2] otteniamo:
[3] v = √(G M/R)
dove v è la velocità locale della sorgente considerata, R è la sua distanza dal centro galattico, G è la costante gravitazionale, M è la massa totale contenuta nel raggio R (che determina l’attrazione gravitazionale).
Misurare le velocità di rotazione delle galassie è relativamente facile, se non le si osserva frontalmente, e si osserva generalmente che in tutto il disco le velocità di rotazione delle sorgenti (stelle ma anche nubi di gas) sono pressoché costanti. Pertanto, dalla relazione [3] segue che la massa M deve aumentare in proporzione al raggio R , poiché G è una costante. Infatti, la massa contenuta nel raggio R aumenta all’aumentare di R, ma quanto si osserva non è sufficiente a giustificare il valore costante di v . Queste considerazioni portano all’ipotesi che esista una sostanza di natura invisibile e non barionica (cioè non costituita da protoni e neutroni, che non vengono rilevati) che si manifesta solo attraverso il comportamento gravitazionale, che viene chiamata materia oscura (dark matter).


Fotografia elaborata di M31, Andromeda. Non è stato possibile ottenere l’autore della bellissima fotografia.


Andromeda

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Ole Rømer e la velocità finita della luce

Il primo a osservare che la propagazione della luce non era istantanea fu l’astronomo Giovanni Domenico Cassini (1625-1712); il primo a stimarne la velocità, nel 1676, fu l’astronomo danese Ole Christensen Rømer (1644-1710), entrambi basarono le loro osservazioni sul sistema solare.
Nota scritta in inglese

pdf  Brussi 2026_Ole Rømer and the finite speed of light

 

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