Astronomia

Uskopian maailmankaikkeuden kohteista lähtee valtavasti erilaista sähkömagneettista säteilyä. Tutkijat kutsuvat tätä aluetta sähkömagneettiseksi spektriksi, jonka he ovat jakaneet useisiin luokkiin. Spektri on esitetty kuvassa 1, ja siinä on joitakin tietoja kunkin osan tai kaistan aalloista.

Kuva 1: Säteily ja Maan ilmakehä. Tässä kuvassa esitetään sähkömagneettisen spektrin kaistat ja se, miten hyvin Maan ilmakehä läpäisee niitä. Huomaa, että avaruudesta tulevat korkeataajuiset aallot eivät pääse maanpinnalle, joten niitä on tarkkailtava avaruudesta käsin. Jotkin infrapuna- ja mikroaallot absorboituvat veteen, joten niitä on parasta tarkkailla korkealta. Maan ionosfääri estää matalataajuiset radioaallot. (luotto: STScI/JHU/NASA:n työn muokkaus)

Sähkömagneettisen säteilyn tyypit

Sähkömagneettinen säteily, jonka aallonpituus on lyhin, enintään 0,01 nanometriä, luokitellaan gammasäteilyksi (1 nanometri = 10-9 metriä; ks. Tieteessä käytetyt yksiköt). Nimi gamma tulee kreikkalaisten aakkosten kolmannesta kirjaimesta: gammasäteily oli kolmas radioaktiivisista atomeista peräisin oleva säteilylaji, jonka fyysikot havaitsivat, kun he tutkivat ensimmäisen kerran niiden käyttäytymistä. Koska gammasäteissä on paljon energiaa, ne voivat olla vaarallisia eläville kudoksille. Gammasäteilyä syntyy syvällä tähtien sisuksissa sekä eräissä maailmankaikkeuden väkivaltaisimmissa ilmiöissä, kuten tähtien kuolemassa ja tähtien ruumiiden sulautumisessa. Maahan tuleva gammasäteily absorboituu ilmakehäämme ennen kuin se saavuttaa maanpinnan (mikä on terveytemme kannalta hyvä asia), joten sitä voidaan tutkia vain avaruudessa olevilla laitteilla.

Sähkömagneettista säteilyä, jonka aallonpituus on 0,01 nanometrin ja 20 nanometrin välillä, kutsutaan röntgensäteilyksi. Koska röntgensäteet ovat energisempiä kuin näkyvä valo, ne pystyvät läpäisemään pehmytkudoksia, mutta eivät luita, joten niiden avulla voidaan ottaa kuvia luiden varjoista sisällämme. Vaikka röntgensäteet läpäisevät lyhyen matkan ihmislihaa, ne pysähtyvät Maan ilmakehän suureen määrään atomeja, joiden kanssa ne ovat vuorovaikutuksessa. Niinpä röntgentähtitiede (kuten gammatähtitiede) ei voinut kehittyä ennen kuin keksimme keinoja lähettää instrumentteja ilmakehämme yläpuolelle (kuva 2).

Kuva 2: Röntgentaivas. Tämä on tiettyihin röntgensäteilytyyppeihin viritetty taivaan kartta (Maan ilmakehän yläpuolelta katsottuna). Kartta kallistaa taivasta niin, että Linnunratagalaksimme kiekko kulkee sen keskipisteen poikki. Se rakennettiin ja väritettiin keinotekoisesti eurooppalaisen ROSAT-satelliitin keräämistä tiedoista. Kukin väri (punainen, keltainen ja sininen) osoittaa röntgensäteilyä eri taajuuksilla tai energioilla. Esimerkiksi punainen väri kuvaa ympärillämme olevan kuuman paikallisen kaasukuplan hehkua, jonka on puhaltanut yksi tai useampi räjähtävä tähti kosmisessa lähiympäristössämme. Keltainen ja sininen kuvaavat kaukaisempia röntgensäteilyn lähteitä, kuten muiden räjähtäneiden tähtien jäänteitä tai galaksimme aktiivista keskustaa (kuvan keskellä). (luotto: NASA:n työn muokkaus)

Röntgensäteilyn ja näkyvän valon välimaastossa oleva säteily on ultraviolettisäteilyä (eli korkeamman energian säteilyä kuin violettia). Tieteen ulkopuolella ultraviolettivaloa kutsutaan joskus ”mustaksi valoksi”, koska silmämme eivät näe sitä. Maapallon ilmakehän otsonikerros estää ultraviolettisäteilyn enimmäkseen, mutta pieni osa auringon ultraviolettisäteistä tunkeutuu läpi aiheuttaen auringonpolttamia tai äärimmäisissä tapauksissa liiallisesta altistumisesta ihosyöpää ihmisissä. Ultraviolettitähtitiede on myös parasta tehdä avaruudesta käsin.

Elektromagneettista säteilyä, jonka aallonpituus on noin 400-700 nm, kutsutaan näkyväksi valoksi, koska nämä ovat aaltoja, joita ihmisen näkö pystyy havaitsemaan. Tämä on myös se sähkömagneettisen spektrin kaista, joka tavoittaa helpoimmin Maan pinnan. Nämä kaksi havaintoa eivät ole sattumaa: ihmissilmät ovat kehittyneet näkemään juuri sellaisia aaltoja, jotka saapuvat auringosta tehokkaimmin. Näkyvä valo läpäisee Maan ilmakehän tehokkaasti, paitsi jos pilvet estävät sen väliaikaisesti.

Näkyvän valon ja radioaaltojen välissä ovat infrapuna- eli lämpösäteilyn aallonpituudet. Tähtitieteilijä William Herschel löysi infrapunan ensimmäisen kerran vuonna 1800, kun hän yritti mitata auringonvalon eri värien lämpötiloja levittäytyen spektriksi. Hän huomasi, että kun hän vahingossa asetti lämpömittarinsa punaisimman värin ulkopuolelle, se rekisteröi silti auringosta tulevan näkymättömän energian aiheuttaman lämpenemisen. Tämä oli ensimmäinen vihje sähkömagneettisen spektrin muiden (näkymättömien) kaistojen olemassaolosta, vaikka täydellisen ymmärryksemme kehittyminen kesti vielä vuosikymmeniä.

Lämpölamppu säteilee enimmäkseen infrapunasäteilyä, ja ihomme hermopäätteet ovat herkkiä tälle sähkömagneettisen spektrin kaistalle. Infrapuna-aallot absorboituvat vesi- ja hiilidioksidimolekyyleihin, jotka ovat keskittyneempiä matalalla Maan ilmakehässä. Tästä syystä infrapunatähtitiede onnistuu parhaiten korkeilta vuorenhuipuilta, korkealla lentävistä lentokoneista ja avaruusaluksista käsin.

Infrapunan jälkeen tulevat tutut mikroaallot, joita käytetään lyhytaaltoviestinnässä ja mikroaaltouuneissa. (Aallonpituudet vaihtelevat yhdestä millimetristä yhteen metriin ja ne absorboituvat vesihöyryyn, mikä tekee niistä tehokkaita elintarvikkeiden lämmittämisessä). Etuliite ”mikro-” viittaa siihen, että mikroaallot ovat pieniä verrattuna radioaaltoihin, jotka ovat spektrissä seuraavana. Muistat ehkä, että teetä – joka on täynnä vettä – lämpiää nopeasti mikroaaltouunissa, kun taas keraaminen kuppi – josta vesi on poistettu leipomalla – pysyy siihen verrattuna viileänä.

Kaikkea mikroaaltoja pidempiä sähkömagneettisia aaltoja kutsutaan radioaalloiksi, mutta tämä on niin laaja kategoria, että jaamme sen yleensä useisiin alaluokkiin. Näistä tutuimpia ovat tutka-aallot, joita liikennevirkailijat käyttävät tutkapyssyissä ajoneuvojen nopeuksien määrittämiseen, ja AM-radioaallot, jotka kehitettiin ensimmäisenä yleisradiolähetyksiä varten. Näiden eri luokkien aallonpituudet vaihtelevat reilusta metristä satoihin metreihin, ja muun radiosäteilyn aallonpituus voi olla jopa useita kilometrejä.

Tällaisen laajan aallonpituusalueen vuoksi kaikki radioaallot eivät vuorovaikuta Maan ilmakehän kanssa samalla tavalla. FM- ja TV-aallot eivät absorboidu ja voivat kulkea helposti ilmakehämme läpi. AM-radioaallot absorboituvat tai heijastuvat Maan ilmakehän ionosfääriksi kutsuttuun kerrokseen (ionosfääri on ilmakehämme yläosassa oleva varattujen hiukkasten kerros, joka syntyy vuorovaikutuksessa auringonvalon ja Auringosta sinkoutuvien varattujen hiukkasten kanssa).

Toivomme, että tästä lyhyestä yleiskatsauksesta on jäänyt sinulle yksi vahva vaikutelma: vaikka näkyvä valo on se, minkä useimmat ihmiset yhdistävät tähtitiedealoihin, silmiemme havaitsema valo on vain pieni murto-osa maailmankaikkeuden synnyttämästä laajasta valikoimasta. Nykyään ymmärrämme, että jonkin tähtitieteellisen ilmiön arvioiminen vain näkemämme valon perusteella on sama kuin piiloutuisi pöydän alle suurissa illanistujaisissa ja arvioisi kaikki vieraat vain heidän kenkiensä perusteella. Jokaisessa ihmisessä on paljon enemmän kuin pöydän alla näkyy. On hyvin tärkeää, että nykyään tähtitiedettä tutkivat välttävät olemasta ”näkyvän valon sovinisteja” – kunnioittamasta vain silmiensä näkemää tietoa ja jättämästä huomiotta sähkömagneettisen spektrin muille kaistoille herkkien instrumenttien keräämää tietoa.

Taulukkoon 1 on koottu yhteenveto sähkömagneettisen spektrin kaistoista ja siinä ilmoitetaan lämpötilat ja tyypilliset tähtitieteelliset kohteet, jotka säteilevät kutakin sähkömagneettista säteilylajia. Vaikka aluksi jotkut taulukossa luetelluista säteilylajeista saattavat tuntua tuntemattomilta, tutustut niihin paremmin tähtitieteen kurssin edetessä. Voit palata tähän taulukkoon, kun opit lisää siitä, millaisia kohteita tähtitieteilijät tutkivat.

Säteily ja lämpötila

Jotkut tähtitieteelliset kohteet säteilevät enimmäkseen infrapunasäteilyä, toiset enimmäkseen näkyvää valoa ja taas toiset enimmäkseen ultraviolettisäteilyä. Mikä määrää, minkälaista sähkömagneettista säteilyä Aurinko, tähdet ja muut tiheät tähtitieteelliset kohteet lähettävät? Vastaus on usein niiden lämpötila.

Mikroskooppisella tasolla kaikki luonnossa on liikkeessä. Kiinteä aine koostuu molekyyleistä ja atomeista, jotka ovat jatkuvassa värähtelyssä: ne liikkuvat paikallaan edestakaisin, mutta niiden liike on aivan liian pientä silmiemme havaittavaksi. Kaasu koostuu atomeista ja/tai molekyyleistä, jotka lentävät vapaasti ja suurella nopeudella, törmäävät jatkuvasti toisiinsa ja pommittavat ympäröivää ainetta. Mitä kuumempi kiinteä aine tai kaasu on, sitä nopeammin sen molekyylit tai atomit liikkuvat. Jonkin asian lämpötila on siis mitta sen muodostavien hiukkasten keskimääräisestä liike-energiasta.

Tämä mikroskooppisella tasolla tapahtuva liike on vastuussa suuresta osasta sähkömagneettista säteilyä maapallolla ja maailmankaikkeudessa. Kun atomit ja molekyylit liikkuvat ja törmäävät toisiinsa tai värähtelevät paikallaan, niiden elektronit lähettävät sähkömagneettista säteilyä. Tämän säteilyn ominaisuudet määräytyvät atomien ja molekyylien lämpötilan mukaan. Esimerkiksi kuumassa aineessa yksittäiset hiukkaset värähtelevät paikoillaan tai liikkuvat nopeasti törmäyksistä, joten lähetetyt aallot ovat keskimäärin energisempiä. Ja muista, että korkeamman energian aalloilla on korkeampi taajuus. Hyvin viileässä aineessa hiukkasilla on matalaenergisiä atomien ja molekyylien liikkeitä, joten ne synnyttävät matalaenergisempia aaltoja.

Säteilylait

Ymmärtääksemme kvantitatiivisemmin lämpötilan ja sähkömagneettisen säteilyn suhdetta kuvitellaan idealisoitua kohdetta, jota kutsutaan mustaksi kappaleeksi. Tällainen kappale (toisin kuin villapaitasi tai tähtitieteen opettajasi pää) ei heijasta tai siroa mitään säteilyä, vaan absorboi kaiken siihen osuvan sähkömagneettisen energian. Absorboitunut energia saa sen atomit ja molekyylit värähtelemään tai liikkumaan kasvavalla nopeudella. Kuumentuessaan tämä kappale säteilee sähkömagneettisia aaltoja, kunnes absorptio ja säteily ovat tasapainossa. Haluamme keskustella tällaisesta idealisoidusta kohteesta, koska, kuten tulet näkemään, tähdet käyttäytyvät hyvin lähes samalla tavalla.

Mustan kappaleen säteilyllä on useita ominaisuuksia, kuten kuvassa 3 on esitetty. Kuvaajassa on esitetty eri lämpötiloissa olevien kappaleiden kullakin aallonpituudella lähettämä teho. Tieteessä sana teho tarkoittaa sekunnissa irtoavaa energiaa (ja se mitataan yleensä watteina, jotka ovat sinulle varmaan tuttuja hehkulamppujen ostamisesta).

Kuva 3: Säteilylait havainnollistettuina. Tässä kuvaajassa esitetään mielivaltaisina yksikköinä, kuinka monta fotonia säteilee kullakin aallonpituudella neljässä eri lämpötilassa oleville kohteille. Näkyvää valoa vastaavat aallonpituudet on esitetty värillisillä kaistoilla. Huomaa, että kuumemmissa lämpötiloissa energiaa (fotonien muodossa) vapautuu enemmän kaikilla aallonpituuksilla. Mitä korkeampi lämpötila on, sitä lyhyemmällä aallonpituudella energian huippumäärä säteilee (tämä tunnetaan Wienin lakina).

Huomaa ensinnäkin, että käyrät osoittavat, että kussakin lämpötilassa mustan kappaleen esineemme säteilee säteilyä (fotoneja) kaikilla aallonpituuksilla (kaikilla väreillä). Tämä johtuu siitä, että missä tahansa kiinteässä aineessa tai tiheämmässä kaasussa jotkut molekyylit tai atomit värähtelevät tai liikkuvat törmäysten välillä keskimääräistä hitaammin ja jotkut liikkuvat keskimääräistä nopeammin. Kun siis tarkastelemme lähettämiämme sähkömagneettisia aaltoja, havaitsemme laajan energioiden ja aallonpituuksien kirjon eli spektrin. Keskimääräisellä värähtely- tai liikenopeudella (kunkin käyrän korkeimmalla osalla) emittoituu enemmän energiaa, mutta jos meillä on suuri määrä atomeja tai molekyylejä, jokaisella aallonpituudella havaitaan jonkin verran energiaa.

Toiseksi, huomaa, että korkeammassa lämpötilassa oleva kappale emittoi enemmän energiaa kaikilla aallonpituuksilla kuin viileämpi kappale. Esimerkiksi kuumassa kaasussa (kuvan 3 korkeammat käyrät) atomit törmäävät useammin ja luovuttavat enemmän energiaa. Todellisessa tähtimaailmassa tämä tarkoittaa, että kuumemmat tähdet säteilevät enemmän energiaa kaikilla aallonpituuksilla kuin viileämmät tähdet.

Kolmanneksi kuvaajasta nähdään, että mitä korkeampi lämpötila, sitä lyhyemmällä aallonpituudella suurin teho säteilee. Muista, että lyhyempi aallonpituus tarkoittaa suurempaa taajuutta ja energiaa. On siis järkevää, että kuumat kohteet säteilevät suuremman osan energiastaan lyhyemmillä aallonpituuksilla (suuremmilla energioilla) kuin viileät kohteet. Olet ehkä havainnut esimerkkejä tästä säännöstä jokapäiväisessä elämässä. Kun sähkölieden poltin on kytketty matalalle, se säteilee vain lämpöä, joka on infrapunasäteilyä, mutta ei hehku näkyvää valoa. Jos poltin asetetaan korkeampaan lämpötilaan, se alkaa hehkua himmeän punaisena. Vielä korkeammalla asetuksella se hehkuu kirkkaamman oranssinpunaisena (lyhyempi aallonpituus). Vielä korkeammissa lämpötiloissa, joihin tavallisilla liesillä ei päästä, metalli voi näkyä kirkkaan keltaisena tai jopa sinivalkoisena.

Voidaan käyttää näitä ajatuksia keksiä karkea ”lämpömittari” tähtien lämpötilojen mittaamiseen. Koska monet tähdet luovuttavat suurimman osan energiastaan näkyvän valon muodossa, tähden ulkonäköä hallitseva valon väri on karkea indikaattori sen lämpötilasta. Jos yksi tähti näyttää punaiselta ja toinen siniseltä, kummalla tähdellä on korkeampi lämpötila? Koska sininen on lyhyemmän aallonpituuden väri, se on merkki kuumemmasta tähdestä. (Huomaa, että tieteessä eri väreihin liitetyt lämpötilat eivät ole samat kuin taiteilijoiden käyttämät lämpötilat. Taiteessa punaista kutsutaan usein ”kuumaksi” väriksi ja sinistä ”viileäksi” väriksi. Samoin hanojen ja ilmastointilaitteiden säätimissä on usein punainen väri, joka osoittaa kuumaa lämpötilaa, ja sininen väri, joka osoittaa kylmää lämpötilaa. Vaikka nämä ovat meille yleisiä käyttötapoja jokapäiväisessä elämässä, luonnossa asia on päinvastoin.)

Voimme kehittää tarkemman tähtilämpömittarin mittaamalla, kuinka paljon energiaa tähti luovuttaa kullakin aallonpituudella, ja rakentamalla kuvan 3 kaltaisia kaavioita. Huipun (tai maksimin) sijainti kunkin tähden tehokäyrässä voi kertoa meille sen lämpötilan. Keskilämpötila Auringon pinnalla, josta säteily, jonka me näemme, lähtee, on 5800 K. (Tässä tekstissä käytetään kelvin- tai absoluuttista lämpötila-asteikkoa. Tällä asteikolla vesi jäätyy 273 K:n lämpötilassa ja kiehuu 373 K:n lämpötilassa. Kaikki molekyylien liike lakkaa 0 K:n lämpötilassa.) On olemassa Aurinkoa kylmempiä ja Aurinkoa kuumempia tähtiä.

Aallonpituus, jolla säteilyteho on suurimmillaan, voidaan laskea yhtälön

\displaystyle{\lambda}_{\text{max}}=\frac{3\times {10}^{6}}}{T}

mukaan, jossa aallonpituus on nanometreinä (metrin miljardisosa) ja lämpötila K:ssa. Tätä suhdelukua kutsutaan Wienin laiksi. Auringon aallonpituus, jolla suurin energia säteilee, on 520 nanometriä, mikä on lähellä sähkömagneettisen spektrin sen osan keskiosaa, jota kutsutaan näkyväksi valoksi. Muiden tähtitieteellisten kohteiden ominaislämpötilat ja aallonpituudet, joilla ne säteilevät suurimman osan energiastaan, on lueteltu taulukossa 1.

Koska tämän tähden aallonpituushuippu on lyhyemmällä aallonpituudella (spektrin ultraviolettiosassa) kuin Aurinkomme aallonpituus (spektrin näkyvässä osassa), ei liene yllätys, että sen pintalämpötila on paljon kuumempi kuin Aurinkomme.

Voidaan myös kuvata havaintomme, että kuumemmat kohteet säteilevät enemmän tehoa kaikilla aallonpituuksilla, matemaattisessa muodossa. Jos laskemme yhteen kaikkien sähkömagneettisen spektrin osien osuudet, saamme mustan kappaleen lähettämän kokonaisenergian. Tavallisesti mittaamme suuren kohteen, kuten tähden, energiavirran, eli neliömetriä kohti säteilevän tehon. Sana flux tarkoittaa tässä ”virtausta”: olemme kiinnostuneita tehon virtauksesta tietylle alueelle (kuten kaukoputken peilin alueelle). On käynyt ilmi, että lämpötilassa T olevan mustan kappaleen energiavirta on verrannollinen sen absoluuttisen lämpötilan neljänteen potenssiin. Tämä suhde tunnetaan nimellä Stefan-Boltzmannin laki, ja se voidaan kirjoittaa yhtälön muotoon seuraavasti

F=\sigma{T}^{4}

jossa F tarkoittaa energiavirtaa ja σ (kreikkalaisella kirjaimella sigma) on vakioluku (5,67 × 108).

Huomaa, miten vaikuttava tämä tulos on. Tähden lämpötilan nostamisella olisi valtava vaikutus sen säteilemään tehoon. Jos esimerkiksi Aurinko olisi kaksi kertaa niin kuuma – eli jos sen lämpötila olisi 11 600 K – se säteilisi 24 eli 16 kertaa enemmän tehoa kuin nyt. Lämpötilan kolminkertaistaminen lisäisi tehon 81-kertaiseksi. Kuumat tähdet todella säteilevät valtavan määrän energiaa.

Sanasto

musta kappale: idealisoitu kappale, joka absorboi kaiken siihen osuvan sähkömagneettisen energian

sähkömagneettinen spektri: sähkömagneettisten aaltojen koko joukko tai tuoteperhe radiosta gammasäteisiin

energiavirta: yksikköalueen (esim. 1 neliömetri) läpi kulkeva energiamäärä sekunnissa; energiavirran yksiköt ovat wattia neliömetriä kohti

gammasäteet: (sähkömagneettisen säteilyn) fotonit, joiden aallonpituus on enintään 0.01 nanometriä; sähkömagneettisen säteilyn energeettisin muoto

infrapuna: sähkömagneettista säteilyä, jonka aallonpituus on 103-106 nanometriä; pidempi kuin silmän havaitsemat pisimmät (punaiset) aallonpituudet, mutta lyhyempi kuin radioaallot

mikroaallot: sähkömagneettista säteilyä, jonka aallonpituus on yhdestä millimetristä metriin; pidempi kuin infrapuna-aallot, mutta lyhempi kuin radioaallot

radioaallot: kaikki mikroaaltoja pidemmät sähkömagneettiset aallot, mukaan lukien tutka-aallot ja AM-radioaallot

Stefan-Boltzmannin laki: kaava, jonka avulla voidaan laskea mustan kappaleen energiasäteilyn nopeus; mustan kappaleen pinta-alayksikön energiasäteilyn kokonaisnopeus on verrannollinen kappaleen absoluuttisen lämpötilan neljänteen potenssiin: F = σT4

ultravioletti: sähkömagneettinen säteily, jonka aallonpituus on 10-400 nanometriä; lyhyempi kuin lyhimmät näkyvän valon aallonpituudet

näkyvä valo: sähkömagneettinen säteily, jonka aallonpituus on noin 400-700 nanometriä; ihmissilmä näkee

Wienin laki: kaava, joka suhteuttaa mustan kappaleen lämpötilan siihen aallonpituuteen, jolla se lähettää suurimman intensiteetin säteilyä

X-säteily: sähkömagneettinen säteily, jonka aallonpituus on välillä 0.01 nanometrin ja 20 nanometrin välillä; ultraviolettisäteilyn ja gammasäteilyn väliltä

.