Etimologia#
Il termine fotoionizzazione unisce il prefisso foto- (dal greco phôs, phôtós, “luce”) al sostantivo ionizzazione, a sua volta derivato da ione (dal greco ión, participio presente di iénai, “andare”), termine coniato da Michael Faraday intorno al 1830 per indicare le particelle cariche che “vanno” verso gli elettrodi in una soluzione elettrolitica.
Fotoni che vincono l’energia di legame#
È possibile che un elettrone sia strappato a un atomo e venga proiettato nello spazio come elettrone libero, se viene colpito da un fotone dotato di un’energia uguale o maggiore all’energia di legame che tiene quell’elettrone vincolato al nucleo atomico1. L’atomo a cui l’elettrone è stato strappato diventa uno ione dotato di carica elettrica positiva. Fotoni dotati della giusta energia possono agire allo stesso modo anche sugli ioni positivi, strappando loro ulteriori elettroni e rendendo così la loro carica positiva ancora maggiore.
Si dice fotoionizzazione il processo mediante il quale un atomo o uno ione assorbe un fotone dotato di energia sufficiente a strappare elettroni dal proprio guscio elettronico. La radiazione elettromagnetica, attraverso la fotoionizzazione, crea un plasma di cariche elettriche libere, positive (ioni) e negative (elettroni).
Potenziale di ionizzazione#
Il potenziale di ionizzazione (o energia di ionizzazione) è l’energia minima necessaria a rimuovere completamente un elettrone da un atomo o da uno ione. Si indica spesso con $\chi$ o con $I$ e si misura tipicamente in elettronvolt ($\mathrm{eV}$). Il valore del potenziale di ionizzazione è una misura della stabilità elettronica. Infatti, atomi con un alto potenziale di ionizzazione, come i gas nobili elio e neon, sono molto stabili e richiedono molta energia per cedere i propri elettroni; al contrario, atomi con un basso potenziale di ionizzazione, come i metalli alcalini cesio e sodio, tendono a perdere facilmente l’elettrone più esterno, diventando ioni positivi.
In generale, onde radio, microonde, luce infrarossa e luce visibile non hanno energia sufficiente per fotoionizzare atomi o molecole nel loro stato fondamentale. Sono necessari a tal fine fotoni altamente energetici, come ultravioletti, raggi X e raggi gamma. L’atomo che ha il potenziale di fotoionizzazione più basso è il cesio, con $3{,}89\,\mathrm{eV}$. È una quantità di energia che corrisponde a un fotone con una lunghezza d’onda di $319\,\mathrm{nm}$: siamo già nell’ultravioletto, al di là di ciò che l’occhio umano può percepire.
Per fotoionizzare l’idrogeno neutro, l’elemento più comune nell’Universo, strappandogli il suo unico elettrone, serve un’energia molto maggiore: $13{,}6\,\mathrm{eV}$, che corrisponde a un lunghezza d’onda di $91{,}2\,\mathrm{nm}$, appartenente all’ultravioletto estremo. Va notato che l’energia di legame diminuisce quanto più l’elettrone interessato è lontano dallo stato quantico fondamentale, come illustra la seguente tabella relativa all’idrogeno:
| Livello $n$ | Energia di legame ($\mathrm{eV}$) | Lunghezza d’onda ($\mathrm{nm}$) | Serie spettrale |
|---|---|---|---|
| 1 | $13{,}60$ | $91{,}2$ | Lyman |
| 2 | $3{,}40$ | $364{,}6$ | Balmer |
| 3 | $1{,}51$ | $820{,}4$ | Paschen |
| 4 | $0{,}85$ | $1458{,}1$ | Brackett |
| 5 | $0{,}54$ | $2278{,}9$ | Pfund |
| 6 | $0{,}38$ | $3281{,}4$ | Humphreys |
| $\infty$ | $0$ | $\infty$ | — |
È importante, inoltre, notare che non esiste un unico potenziale di ionizzazione, ma ne esistono tanti quanti sono gli elettroni di un atomo. La regola generale è che, man mano che un atomo perde elettroni, l’energia necessaria a strapparne altri diventa sempre maggiore. Ciò è dovuto al fatto che un catione, avendo più cariche elettriche positive di un atomo neutro, attrae gli elettroni che gli sono rimasti con forza tanto maggiore quanto minore è il numero degli elettroni rimasti.
Per esempio, nel caso del magnesio ($\mathrm{Mg}$) il primo potenziale di ionizzazione è $7{,}65\,\mathrm{eV}$, mentre il secondo potenziale è $15{,}04\,\mathrm{eV}$, quasi il doppio. L’elio ($\mathrm{He}$), un elemento molto stabile dotato di due soli elettroni, ha potenziali di ionizzazione ben più alti:
| Stato di ionizzazione | Energia di ionizzazione ($\mathrm{eV}$) |
|---|---|
| $\mathrm{He} \to \mathrm{He}^+ + e^-$ | $24{,}59$ |
| $\mathrm{He}^+ \to \mathrm{He}^{2+} + e^-$ | $54{,}42$ |
La notazione che indica lo stato di ionizzazione#
In astronomia e astrofisica si usa una notazione speciale per indicare lo stato di ionizzazione degli atomi. Un numero romano dopo il nome dell’elemento chimico indica quanti elettroni sono stati rimossi dall’atomo:
- I = atomo neutro (nessun elettrone perso);
- II = atomo ionizzato una volta sola ($1$ elettrone perso)
- III = atomo doppiamente ionizzato ($2$ elettroni persi)
- IV = atomo triplamente ionizzato ($3$ elettroni persi), e così via.
Le energie in gioco nei fenomeni astrofisici possono essere così alte da produrre specie atomiche con un gran numero di elettroni sottratti all’atomo neutro. Un esempio è il ferro ionizzato con $13$ elettroni in meno (Fe XIV), che si trova nelle atmosfere stellari calde, in particolare nella corona solare, e indica temperature nell’ordine dei milioni di gradi. Secondo NIST, l’energia di ionizzazione del Fe XIV è di $392,2\,\mathrm{eV}$ ed è associata a fotoni X molli con lunghezza d’onda di $3{,}16\,\mathrm{nm}$.
La Nebulosa di Orione, distante circa $1340$ anni luce da noi, è il più classico esempio di fotoionizzazione in astrofisica. È formata da una grande nube di idrogeno ionizzato (una cosiddetta regione H II), in cui l’energia di ionizzazione è fornita dalle luminosissime stelle del Trapezio, in particolare Theta-1 Orionis C2.
Se l’energia trasportata dal fotone è maggiore dell’energia di legame necessaria a strappare l’elettrone dall’atomo, il surplus di energia non scompare. Per la legge di conservazione, quel surplus viene trasformato istantaneamente nell’energia cinetica con la quale l’elettrone liberato si muove nello spazio. ↩︎
Una gigantesca stella di classe O con una temperatura superiore a $39\,000$ Kelvin e una luminosità oltre $200\,000$ volte maggiore di quella del Sole, che bombarda la nebulosa di Orione con un’immensa quantità di raggi ultravioletti. ↩︎