lucidi (PDF) - INFN Sezione di Ferrara

LA PRESSIONE DI RADIAZIONE
Giulio Stancari
INFN Ferrara
“Insegnare la luce,” ITIS Vinci, Carpi (MO), 4 ottobre 2005

Che cos’è?
Pressione esercitata sulla materia dalla
radiazione elettromagnetica emessa o
assorbita
I campi elettrici e magnetici dell’onda
interagiscono con le cariche
nella materia

Quanto vale?
Dalla teoria elettromagnetica, Maxwell (1873) deduce
pressione = densità di energia e. m. = intensità dell’onda / c
Dalla termodinamica, Bartoli (1875) giunge indipendentemente
alle stesse conclusioni

Luce solare sulla Terra, I = 1.4 kW/m 2 :
L’energia trasferita è evidente
Impulso trasferito rivelabile?
Esempio
p = I
c = (1.4 × 103 W/m 2 )
(3 × 10 8 m/s) = 4.7 µPa 0.5 × 10−10 atm

Il radiometro di Crookes
Concepito come dimostrazione della
pressione di radiazione
Moto dovuto a gradienti di
temperatura e pressione e ad effetti di
bordo
Effetto della temperatura

Prime verifiche sperimentali
Nel 1901, Nichols e Hull negli USA e Lebedev in Russia confermano
la teoria di Maxwell-Bartoli con raffinatissime bilance di torsione

La coda delle comete
Perché la coda non segue la traiettoria del nucleo?
Keplero ipotizza una pressione della luce solare (corpuscoli)

Lebedev calcola la forza agente su particelle di polvere
Sole:
massa M = 2.0 x 10 30 kg
luminosità L = 3.8 x 10 26 W
corpuscolo:
massa m
raggio r
densità δ
d = distanza Sole-corpuscolo

Fg = GM · m
d2 Attrazione gravitazionale
Repulsione dovuta alla radiazione
Fr = p · πr 2 = I
c · πr2 = L
4πd 2 c · πr2 = (4/3)rδ
(4/3)rδ ·
Forza risultante
F = GMm
d 2
1 − 3L
16πcGM
1
·
rδ
= GMm
d 2
Importante per particelle con r ∼ 1 mm o minore
L
4πd2c · πr2 = 3L
16πcrδ
1 − (0.57 × 10−3 g/cm2
)
rδ
· m
d 2

Pressione di radiazione,
raffreddamento e
intrappolamento di atomi

Perché e come
Perché raffreddare e intrappolare gli atomi?
per studiarne con precisione le proprietà
per analizzare le collisioni tra atomi freddi e i legami chimici
per formare i condensati di Bose-Einstein
Come si può fare?
La luce laser è intensa e monocromatica. Si può sfruttare la
pressione di radiazione.

Nel mondo microscopico
Nei processi microscopici, la radiazione elettromagnetica si
comporta come un gas di quanti (fotoni) di energia hν e impulso
hν/c
L’energia di atomi e molecole assume valori discreti (nei gas) o
confinati in bande (nella materia condensata)

Processi fondamentali
Nell’interazione radiazione-materia, sono 3 i processi
fondamentali:
assorbimento
emissione spontanea
emissione stimolata

Pressione di radiazione risonante
L’atomo assorbe energia e
impulso
L’impulso viene restituito
nell’emissione
L’assorbimento di impulso è
unidirezionale, mentre
l’emissione è isotropa
In media, vi è una forza risultante
parallela alla radiazione

Raffreddamento Doppler
Hänsch e Schawlow (atomi), Wineland e Dehmelt (ioni), 1975
Due laser si propagano in direzioni opposte,
con frequenza spostata verso il rosso
rispetto alla riga di assorbimento degli atomi
Ne risulta una forza viscosa che rallenta (“raffredda”) gli atomi

Raffreddamento Doppler in 3
dimensioni
Risultano regioni di spazio
estremamente viscose per gli
atomi (“melasse ottiche”)
Melasse ottiche

fascio 18 O 6+
bersaglio 197 Au
L’esperimento TRAPRAD
fascio 210 Fr +
MOT
Ai Laboratori Nazionali di
Legnaro (PD) dell’INFN,
abbiamo costruito una
trappola tipo MOT per Rb e
Fr (radioattivo)

Nube di rubidio

Conclusioni
Pressione di radiazione come fenomeno esemplare
ponte tra concetti classici e quantistici (onde e fotoni)
spunti per esercitazioni (le comete)
sviluppo storico non lineare (il radiometro)
introduzione alla ricerca contemporanea (trappole atomiche)
Grazie per l ’a!enzione!
Per contattarmi: stancari@fe.infn.it