Astronomy

Voorwerpen in het heelal zenden een enorm scala aan elektromagnetische straling uit. Wetenschappers noemen dit spectrum het elektromagnetisch spectrum, dat zij in een aantal categorieën hebben ingedeeld. Het spectrum is weergegeven in figuur 1, met enige informatie over de golven in elk deel of band.

Figuur 1: Straling en de atmosfeer van de aarde. Deze figuur toont de banden van het elektromagnetisch spectrum en hoe goed de aardatmosfeer deze doorlaat. Merk op dat hoogfrequente golven uit de ruimte het aardoppervlak niet bereiken en dus vanuit de ruimte moeten worden waargenomen. Sommige infrarode golven en microgolven worden door water geabsorbeerd en kunnen dus het best op grote hoogte worden waargenomen. Laagfrequente radiogolven worden geblokkeerd door de ionosfeer van de aarde. (credit: modificatie van werk van STScI/JHU/NASA)

Soorten elektromagnetische straling

Elektromagnetische straling met de kortste golflengten, niet langer dan 0,01 nanometer, wordt gecategoriseerd als gammastraling (1 nanometer = 10-9 meter; zie Eenheden gebruikt in de wetenschap). De naam gamma komt van de derde letter van het Griekse alfabet: gammastralen waren de derde soort straling die werd ontdekt afkomstig van radioactieve atomen toen natuurkundigen voor het eerst hun gedrag onderzochten. Omdat gammastralen veel energie bevatten, kunnen ze gevaarlijk zijn voor levende weefsels. Gammastraling wordt diep in het inwendige van sterren opgewekt, evenals door enkele van de meest gewelddadige verschijnselen in het heelal, zoals het afsterven van sterren en het samensmelten van stellaire kadavers. Gammastralen die naar de aarde komen worden door onze atmosfeer geabsorbeerd voordat zij de grond bereiken (wat een goede zaak is voor onze gezondheid); zij kunnen dus alleen worden bestudeerd met instrumenten in de ruimte.

Elektromagnetische straling met golflengten tussen 0,01 nanometer en 20 nanometer wordt röntgenstraling genoemd. Omdat röntgenstralen energieker zijn dan zichtbaar licht, kunnen ze wel door zachte weefsels maar niet door botten heen dringen, zodat we beelden kunnen maken van de schaduwen van de botten in ons lichaam. Hoewel röntgenstralen door een klein stukje menselijk vlees kunnen dringen, worden zij tegengehouden door het grote aantal atomen in de atmosfeer van de aarde waarmee zij in wisselwerking staan. Daarom kon de röntgenastronomie (net als de gammastralingastronomie) zich pas ontwikkelen toen we manieren uitvonden om instrumenten boven onze atmosfeer te sturen (figuur 2).

Figuur 2: Röntgenhemel. Dit is een kaart van de hemel die is afgestemd op bepaalde soorten röntgenstraling (gezien van boven de atmosfeer van de aarde). De kaart houdt de hemel zo schuin dat de schijf van ons Melkwegstelsel dwars door het centrum loopt. De kaart is gemaakt en kunstmatig gekleurd met gegevens die zijn verzameld door de Europese ROSAT-satelliet. Elke kleur (rood, geel en blauw) toont röntgenstraling van verschillende frequenties of energieën. Rood is bijvoorbeeld de gloed van een hete plaatselijke gasbel om ons heen, aangeblazen door een of meer exploderende sterren in onze kosmische omgeving. Geel en blauw tonen verder weg gelegen bronnen van röntgenstraling, zoals overblijfselen van andere geëxplodeerde sterren of het actieve centrum van ons Melkwegstelsel (in het midden van de afbeelding). (credit: modificatie van werk van NASA)

Straling die het midden houdt tussen röntgenstraling en zichtbaar licht is ultraviolet (dat wil zeggen met een hogere energie dan violet). Buiten de wereld van de wetenschap wordt ultraviolet licht soms “zwart licht” genoemd, omdat onze ogen het niet kunnen zien. Ultraviolette straling wordt meestal tegengehouden door de ozonlaag van de atmosfeer van de aarde, maar een klein deel van de ultraviolette straling van onze zon dringt toch door en veroorzaakt zonnebrand of, in extreme gevallen van overmatige blootstelling, huidkanker bij de mens. Ultraviolette astronomie kan ook het best vanuit de ruimte worden gedaan.

Elektromagnetische straling met golflengten tussen ruwweg 400 en 700 nm wordt zichtbaar licht genoemd omdat dit de golven zijn die het menselijk gezichtsvermogen kan waarnemen. Dit is ook de band van het elektromagnetisch spectrum die het gemakkelijkst het aardoppervlak bereikt. Deze twee waarnemingen zijn niet toevallig: de ogen van de mens zijn geëvolueerd om de soorten golven te zien die het best van de zon komen. Zichtbaar licht dringt effectief door in de atmosfeer van de aarde, behalve wanneer het tijdelijk door wolken wordt geblokkeerd.

Tussen zichtbaar licht en radiogolven liggen de golflengten van infrarode of warmtestraling. De astronoom William Herschel ontdekte het infrarood voor het eerst in 1800 toen hij probeerde de temperaturen te meten van verschillende kleuren zonlicht die in een spectrum waren uitgespreid. Hij merkte dat wanneer hij zijn thermometer per ongeluk voorbij de roodste kleur plaatste, deze toch nog opwarming registreerde als gevolg van een onzichtbare energie afkomstig van de zon. Dit was de eerste hint over het bestaan van de andere (onzichtbare) banden van het elektromagnetisch spectrum, hoewel het nog vele tientallen jaren zou duren voordat ons volledig begrip zich zou ontwikkelen.

Een warmtelamp straalt voornamelijk infrarode straling uit, en de zenuwuiteinden in onze huid zijn gevoelig voor deze band van het elektromagnetisch spectrum. Infrarode golven worden geabsorbeerd door water- en kooldioxidemoleculen, die laag in de atmosfeer van de aarde meer geconcentreerd zijn. Daarom kan infraroodastronomie het best worden gedaan vanaf hoge bergtoppen, hoog vliegende vliegtuigen en ruimtevaartuigen.

Na infrarood komt de bekende microgolf, die wordt gebruikt in kortegolfcommunicatie en magnetronovens. (Golflengten variëren van 1 millimeter tot 1 meter en worden geabsorbeerd door waterdamp, waardoor ze effectief zijn bij het verwarmen van voedsel). Het voorvoegsel “micro” verwijst naar het feit dat microgolven klein zijn in vergelijking met radiogolven, de volgende in het spectrum. U herinnert zich wellicht dat thee – vol met water – snel opwarmt in uw magnetron, terwijl een keramisch kopje – waaruit het water door bakken is verwijderd – in vergelijking daarmee koel blijft.

Alle elektromagnetische golven langer dan microgolven worden radiogolven genoemd, maar dit is zo’n brede categorie dat wij ze over het algemeen onderverdelen in verschillende subsecties. Tot de bekendste behoren radargolven, die in radargeweren door verkeersagenten worden gebruikt om de snelheid van voertuigen te bepalen, en AM-radiogolven, die als eerste voor omroep werden ontwikkeld. De golflengten van deze verschillende categorieën variëren van meer dan een meter tot honderden meters, en andere radiostraling kan golflengten hebben van wel enkele kilometers.

Met zo’n breed scala aan golflengten hebben niet alle radiogolven dezelfde wisselwerking met de atmosfeer van de aarde. FM- en TV-golven worden niet geabsorbeerd en kunnen gemakkelijk door onze atmosfeer reizen. AM-radiogolven worden geabsorbeerd of weerkaatst door een laag in de atmosfeer van de aarde die de ionosfeer wordt genoemd (de ionosfeer is een laag geladen deeltjes boven in onze atmosfeer, die ontstaat door interacties met zonlicht en geladen deeltjes die door de zon worden uitgestoten).

We hopen dat dit korte overzicht een sterke indruk bij u heeft achtergelaten: hoewel zichtbaar licht datgene is wat de meeste mensen met astronomie associëren, is het licht dat onze ogen kunnen zien slechts een minieme fractie van het brede scala van golven dat in het heelal wordt gegenereerd. Tegenwoordig begrijpen we dat het beoordelen van een astronomisch verschijnsel door alleen gebruik te maken van het licht dat we kunnen zien, net zoiets is als je tijdens een groot diner onder de tafel verstoppen en alle gasten beoordelen op niets anders dan hun schoenen. Er zit veel meer in ieder mens dan we onder de tafel kunnen zien. Het is zeer belangrijk voor hen die vandaag de astronomie bestuderen om geen “zichtbaar licht chauvinisten” te worden – om alleen de informatie te respecteren die door hun ogen wordt gezien en de informatie te negeren die wordt verzameld door instrumenten die gevoelig zijn voor andere banden van het elektromagnetische spectrum.

Tabel 1 geeft een overzicht van de banden van het elektromagnetische spectrum en geeft de temperaturen en typische astronomische objecten aan die elk soort elektromagnetische straling uitzenden. Hoewel sommige van de in de tabel genoemde soorten straling in het begin misschien onbekend lijken, zul je ze beter leren kennen naarmate je cursus sterrenkunde vordert. Je kunt naar deze tabel terugkeren als je meer leert over de soorten objecten die astronomen bestuderen.

Straling en temperatuur

Sommige astronomische objecten zenden vooral infrarode straling uit, andere vooral zichtbaar licht, en weer andere vooral ultraviolette straling. Wat bepaalt het type elektromagnetische straling dat door de zon, sterren en andere dichte astronomische objecten wordt uitgezonden? Het antwoord blijkt vaak hun temperatuur te zijn.

Op microscopisch niveau is alles in de natuur in beweging. Een vaste stof bestaat uit moleculen en atomen die voortdurend trillen: ze bewegen heen en weer op hun plaats, maar hun beweging is veel te klein voor onze ogen om te kunnen waarnemen. Een gas bestaat uit atomen en/of moleculen die vrij rondvliegen met hoge snelheid, voortdurend tegen elkaar botsen en de omringende materie bombarderen. Hoe heter de vaste stof of het gas, hoe sneller de moleculen of de atomen bewegen. De temperatuur van iets is dus een maat voor de gemiddelde bewegingsenergie van de deeltjes waaruit het is opgebouwd.

Deze beweging op microscopisch niveau is verantwoordelijk voor een groot deel van de elektromagnetische straling op Aarde en in het heelal. Wanneer atomen en moleculen zich verplaatsen en botsen, of op hun plaats trillen, geven hun elektronen elektromagnetische straling af. De kenmerken van deze straling worden bepaald door de temperatuur van die atomen en moleculen. In een heet materiaal, bijvoorbeeld, trillen de afzonderlijke deeltjes op hun plaats of bewegen ze snel als gevolg van botsingen, zodat de uitgezonden golven gemiddeld energieker zijn. En vergeet niet dat golven met een hogere energie een hogere frequentie hebben. In zeer koel materiaal hebben de deeltjes atomaire en moleculaire bewegingen met lage energie en genereren dus golven met lagere energie.

Stralingswetten

Om de relatie tussen temperatuur en elektromagnetische straling in meer kwantitatief detail te begrijpen, stellen we ons een geïdealiseerd object voor dat een blackbody wordt genoemd. Zo’n voorwerp (in tegenstelling tot uw trui of het hoofd van uw astronomie-instructeur) weerkaatst of verstrooit geen straling, maar absorbeert alle elektromagnetische energie die erop valt. De energie die wordt geabsorbeerd zorgt ervoor dat de atomen en moleculen in het voorwerp gaan trillen of met toenemende snelheid gaan bewegen. Naarmate het warmer wordt, zal dit voorwerp elektromagnetische golven uitstralen totdat absorptie en straling met elkaar in evenwicht zijn. Wij willen een dergelijk geïdealiseerd object bespreken omdat, zoals u zult zien, sterren zich op bijna dezelfde wijze gedragen.

De straling van een blackbody heeft verschillende kenmerken, zoals geïllustreerd in figuur 3. De grafiek toont het vermogen dat bij elke golflengte wordt uitgezonden door voorwerpen van verschillende temperatuur. In de wetenschap betekent het woord vermogen de energie die per seconde vrijkomt (en het wordt gewoonlijk gemeten in watt, wat u waarschijnlijk wel kent van het kopen van gloeilampen).

Figuur 3: Illustratie van de stralingswetten. Deze grafiek toont in willekeurige eenheden hoeveel fotonen bij elke golflengte worden afgegeven voor voorwerpen bij vier verschillende temperaturen. De golflengten die overeenkomen met zichtbaar licht worden aangegeven door de gekleurde banden. Merk op dat bij hetere temperaturen meer energie (in de vorm van fotonen) wordt uitgezonden bij alle golflengten. Hoe hoger de temperatuur, hoe korter de golflengte waarop de grootste hoeveelheid energie wordt uitgestraald (dit staat bekend als de wet van Wien).

Vooral valt op dat uit de krommen blijkt dat ons blackbody-object bij elke temperatuur straling (fotonen) uitzendt bij alle golflengten (alle kleuren). Dit komt omdat in elke vaste stof of dicht gas, sommige moleculen of atomen langzamer trillen of bewegen tussen botsingen dan gemiddeld en sommige sneller dan gemiddeld. Wanneer we dus kijken naar de elektromagnetische golven die worden uitgezonden, zien we een breed scala, of spectrum, van energieën en golflengten. Er wordt meer energie uitgezonden bij de gemiddelde trilling of bewegingssnelheid (het hoogste deel van elke curve), maar als we een groot aantal atomen of moleculen hebben, zal er bij elke golflengte wat energie worden gedetecteerd.

Ten tweede, merk op dat een voorwerp bij een hogere temperatuur bij alle golflengten meer energie uitzendt dan een koeler voorwerp. In een heet gas (de hogere curven in (figuur 3), bijvoorbeeld, hebben de atomen meer botsingen en geven meer energie af. In de echte wereld van sterren betekent dit dat hetere sterren op elke golflengte meer energie afgeven dan koelere sterren.

Ten derde laat de grafiek ons zien dat hoe hoger de temperatuur, hoe korter de golflengte is waarop het maximale vermogen wordt uitgezonden. Bedenk dat een kortere golflengte een hogere frequentie en energie betekent. Het is dus logisch dat hete voorwerpen een groter deel van hun energie afgeven op kortere golflengten (hogere energieën) dan koele voorwerpen. Je hebt misschien al voorbeelden van deze regel gezien in het dagelijks leven. Als een brander van een elektrisch fornuis op een lage stand staat, zendt hij alleen warmte uit, dat wil zeggen infrarode straling, maar hij straalt geen zichtbaar licht uit. Als de brander op een hogere temperatuur wordt gezet, begint hij dof rood te gloeien. Bij een nog hogere instelling gloeit hij helder oranjerood (kortere golflengte). Bij nog hogere temperaturen, die met gewone kachels niet kunnen worden bereikt, kan metaal er schitterend geel of zelfs blauwwit uitzien.

We kunnen deze ideeën gebruiken om tot een ruw soort “thermometer” te komen om de temperaturen van sterren te meten. Omdat veel sterren het grootste deel van hun energie afgeven in zichtbaar licht, is de kleur van het licht dat het uiterlijk van een ster domineert een ruwe indicator van zijn temperatuur. Als de ene ster er rood uitziet en de andere blauw, welke ster heeft dan de hoogste temperatuur? Omdat blauw de kleur is met de kortste golflengte, is het een teken van een hetere ster. (Merk op dat de temperaturen die wij in de wetenschap met verschillende kleuren associëren, niet dezelfde zijn als die welke kunstenaars gebruiken. In de kunst wordt rood vaak een “hete” kleur genoemd en blauw een “koele” kleur. Evenzo zien we vaak rood op kranen of airconditioningsknoppen om warme temperaturen aan te geven en blauw om koude temperaturen aan te geven. Hoewel dit voor ons in het dagelijks leven gebruikelijk is, is het in de natuur precies andersom.)

We kunnen een nauwkeuriger sterthermometer ontwikkelen door te meten hoeveel energie een ster op elke golflengte afgeeft en door diagrammen als figuur 3 te construeren. Aan de plaats van de piek (of het maximum) in de vermogenscurve van elke ster kunnen we de temperatuur aflezen. De gemiddelde temperatuur aan het oppervlak van de zon, waar de straling die wij zien wordt uitgezonden, blijkt 5800 K te zijn. (In deze tekst gebruiken we de schaal van kelvin of absolute temperatuur. Op deze schaal bevriest water bij 273 K en kookt het bij 373 K. Alle moleculaire beweging stopt bij 0 K. De verschillende temperatuurschalen worden beschreven in Gebruikte eenheden in de wetenschap). Er zijn sterren die koeler zijn dan de zon en sterren die heter zijn dan de zon.

De golflengte waarbij het maximale vermogen wordt uitgezonden kan worden berekend volgens de vergelijking

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

waarbij de golflengte in nanometers (een miljardste meter) is en de temperatuur in K. Deze relatie wordt de wet van Wien genoemd. Voor de zon is de golflengte waarop de maximale energie wordt uitgezonden 520 nanometer, wat in het midden ligt van het deel van het elektromagnetische spectrum dat zichtbaar licht wordt genoemd. Karakteristieke temperaturen van andere astronomische objecten, en de golflengten waarop zij het grootste deel van hun energie uitzenden, staan in tabel 1.

Omdat deze ster een piekgolflengte heeft die op een kortere golflengte ligt (in het ultraviolette deel van het spectrum) dan die van onze Zon (in het zichtbare deel van het spectrum), zal het geen verrassing zijn dat zijn oppervlaktetemperatuur veel heter is dan die van onze Zon.

We kunnen onze waarneming dat hetere objecten meer vermogen uitstralen op alle golflengten ook in een wiskundige vorm beschrijven. Als we de bijdragen van alle delen van het elektromagnetisch spectrum bij elkaar optellen, krijgen we de totale energie die door een blackbody wordt uitgezonden. Wat wij gewoonlijk meten van een groot object als een ster is de energieflux, het uitgestraalde vermogen per vierkante meter. Het woord flux betekent hier “stroom”: wij zijn geïnteresseerd in de stroom van energie in een gebied (zoals het oppervlak van een telescoopspiegel). Het blijkt dat de energie-flux van een blackbody bij temperatuur T evenredig is met de vierde macht van zijn absolute temperatuur. Deze relatie staat bekend als de wet van Stefan-Boltzmann en kan in de vorm van een vergelijking worden geschreven als

F==sigma{T}^{4}

waarbij F staat voor de energieflux en σ (Griekse letter sigma) een constant getal is (5,67 × 108).

Merk op hoe indrukwekkend dit resultaat is. Het verhogen van de temperatuur van een ster zou een enorm effect hebben op het vermogen dat hij uitstraalt. Als de zon bijvoorbeeld twee keer zo heet zou zijn – dat wil zeggen, als zij een temperatuur van 11.600 K zou hebben – zou zij 24, of 16 keer meer vermogen uitstralen dan zij nu doet. Een verdrievoudiging van de temperatuur zou het vermogen 81 keer doen toenemen. Hete sterren stralen werkelijk een enorme hoeveelheid energie weg.