Astronomia

Obiekty we wszechświecie wysyłają ogromny zakres promieniowania elektromagnetycznego. Naukowcy nazywają ten zakres widmem elektromagnetycznym, które podzielili na kilka kategorii. Widmo jest pokazane na rysunku 1, z kilkoma informacjami o falach w każdej części lub paśmie.

Ryc. 1: Promieniowanie i atmosfera ziemska. Ten rysunek pokazuje pasma widma elektromagnetycznego i jak dobrze ziemska atmosfera je przepuszcza. Zwróć uwagę, że fale o wysokiej częstotliwości z kosmosu nie docierają na powierzchnię i dlatego muszą być obserwowane z kosmosu. Niektóre fale podczerwone i mikrofale są pochłaniane przez wodę i dlatego najlepiej obserwować je z dużych wysokości. Fale radiowe o niskiej częstotliwości są blokowane przez ziemską jonosferę. (credit: modification of work by STScI/JHU/NASA)

Types of Electromagnetic Radiation

Promieniowanie elektromagnetyczne o najkrótszej długości fali, nie dłuższej niż 0,01 nanometra, jest klasyfikowane jako promienie gamma (1 nanometr = 10-9 metrów; patrz Jednostki używane w nauce). Nazwa gamma pochodzi od trzeciej litery alfabetu greckiego: promienie gamma były trzecim rodzajem promieniowania pochodzącego z atomów promieniotwórczych, które odkryto, gdy fizycy po raz pierwszy badali ich zachowanie. Ponieważ promienie gamma mają dużą energię, mogą być niebezpieczne dla żywych tkanek. Promieniowanie gamma jest generowane głęboko we wnętrzach gwiazd, jak również przez niektóre z najbardziej gwałtownych zjawisk we wszechświecie, takich jak śmierć gwiazd i łączenie się gwiezdnych ciał. Promienie gamma docierające do Ziemi są pochłaniane przez naszą atmosferę, zanim dotrą do ziemi (co jest korzystne dla naszego zdrowia); dlatego mogą być badane jedynie za pomocą instrumentów znajdujących się w przestrzeni kosmicznej.

Promieniowanie elektromagnetyczne o długości fali od 0,01 nanometra do 20 nanometrów jest określane jako promieniowanie rentgenowskie. Będąc bardziej energetycznym niż światło widzialne, promienie X są w stanie przeniknąć przez tkanki miękkie, ale nie kości, a więc pozwalają nam na robienie zdjęć cieni kości wewnątrz nas. Chociaż promienie X mogą przeniknąć przez niewielką część ludzkiego ciała, są one zatrzymywane przez dużą liczbę atomów w ziemskiej atmosferze, z którymi wchodzą w interakcje. Dlatego astronomia rentgenowska (podobnie jak astronomia gamma) nie mogła się rozwinąć, dopóki nie wynaleziono sposobów wysyłania instrumentów ponad naszą atmosferę (Rysunek 2).

Rysunek 2: Niebo rentgenowskie. Jest to mapa nieba dostrojona do pewnych rodzajów promieniowania rentgenowskiego (widzianego z nad atmosfery Ziemi). Mapa pochyla niebo tak, że dysk naszej Galaktyki Drogi Mlecznej przebiega przez jej środek. Została ona skonstruowana i sztucznie pokolorowana na podstawie danych zebranych przez europejskiego satelitę ROSAT. Każdy kolor (czerwony, żółty i niebieski) pokazuje promieniowanie rentgenowskie o różnych częstotliwościach lub energiach. Na przykład, kolor czerwony oznacza poświatę pochodzącą z gorącego, lokalnego bąbla gazu wokół nas, wydmuchanego przez jedną lub więcej eksplodujących gwiazd w naszym kosmicznym sąsiedztwie. Żółty i niebieski pokazują bardziej odległe źródła promieniowania rentgenowskiego, takie jak pozostałości po innych eksplodujących gwiazdach lub aktywne centrum naszej Galaktyki (w środku zdjęcia). (credit: modification of work by NASA)

Promieniowanie pośrednie między promieniowaniem rentgenowskim a światłem widzialnym to ultrafiolet (co oznacza wyższą energię niż fiolet). Poza światem nauki, światło ultrafioletowe jest czasami nazywane „czarnym światłem”, ponieważ nasze oczy go nie widzą. Promieniowanie ultrafioletowe jest w większości blokowane przez warstwę ozonową ziemskiej atmosfery, ale niewielka część promieni ultrafioletowych ze Słońca przenika przez nią, powodując oparzenia słoneczne lub, w skrajnych przypadkach nadmiernej ekspozycji, raka skóry u ludzi. Astronomia ultrafioletowa jest również najlepiej wykonywana z przestrzeni kosmicznej.

Promieniowanie elektromagnetyczne o długości fali między około 400 a 700 nm nazywane jest światłem widzialnym, ponieważ są to fale, które może odbierać ludzki wzrok. Jest to również pasmo widma elektromagnetycznego, które najłatwiej dociera do powierzchni Ziemi. Te dwie obserwacje nie są przypadkowe: ludzkie oczy ewoluowały tak, aby jak najefektywniej widzieć te rodzaje fal, które docierają ze Słońca. Światło widzialne skutecznie przenika przez atmosferę Ziemi, z wyjątkiem sytuacji, gdy jest tymczasowo blokowane przez chmury.

Pomiędzy światłem widzialnym a falami radiowymi znajdują się długości fal promieniowania podczerwonego lub cieplnego. Astronom William Herschel po raz pierwszy odkrył podczerwień w 1800 roku podczas próby zmierzenia temperatury różnych kolorów światła słonecznego rozłożonego na widmo. Zauważył, że gdy przypadkowo umieścił swój termometr poza najbardziej czerwonym kolorem, nadal rejestrował on ogrzewanie spowodowane jakąś niewidzialną energią pochodzącą ze Słońca. To była pierwsza wskazówka o istnieniu innych (niewidzialnych) pasm widma elektromagnetycznego, chociaż minęło wiele dziesięcioleci zanim nasze pełne zrozumienie się rozwinęło.

Lampa grzewcza emituje głównie promieniowanie podczerwone, a zakończenia nerwowe w naszej skórze są wrażliwe na to pasmo widma elektromagnetycznego. Fale podczerwone są pochłaniane przez cząsteczki wody i dwutlenku węgla, które są bardziej skoncentrowane nisko w atmosferze ziemskiej. Z tego powodu, astronomia podczerwona jest najlepiej wykonywana z wysokich szczytów górskich, wysoko latających samolotów i statków kosmicznych.

Po podczerwieni przychodzą znane mikrofale, używane w komunikacji krótkofalowej i kuchenkach mikrofalowych. (Długość fal waha się od 1 milimetra do 1 metra i są one absorbowane przez parę wodną, co czyni je skutecznymi w podgrzewaniu żywności). Przedrostek „mikro-” odnosi się do faktu, że mikrofale są małe w porównaniu z falami radiowymi, następnymi w widmie. Być może pamiętasz, że herbata – która jest pełna wody – szybko nagrzewa się w kuchence mikrofalowej, podczas gdy ceramiczny kubek – z którego woda została usunięta przez pieczenie – pozostaje chłodny w porównaniu.

Wszystkie fale elektromagnetyczne dłuższe niż mikrofale nazywamy falami radiowymi, ale jest to tak szeroka kategoria, że zazwyczaj dzielimy ją na kilka podrozdziałów. Do najbardziej znanych z nich należą fale radarowe, które są używane w pistoletach radarowych przez funkcjonariuszy ruchu drogowego do określania prędkości pojazdów, oraz fale radiowe AM, które jako pierwsze zostały opracowane do nadawania. Długość fali tych różnych kategorii waha się od ponad metra do setek metrów, a inne promieniowanie radiowe może mieć długość fali nawet do kilku kilometrów.

Z tak szerokim zakresem długości fal, nie wszystkie fale radiowe oddziałują z atmosferą Ziemi w ten sam sposób. Fale FM i TV nie są absorbowane i mogą łatwo podróżować przez naszą atmosferę. Fale radiowe AM są pochłaniane lub odbijane przez warstwę w ziemskiej atmosferze zwaną jonosferą (jonosfera jest warstwą naładowanych cząstek w górnej części naszej atmosfery, wytworzoną przez interakcje ze światłem słonecznym i naładowanymi cząstkami, które są wyrzucane ze Słońca).

Mamy nadzieję, że ten krótki przegląd pozostawił cię z jednym silnym wrażeniem: chociaż światło widzialne jest tym, co większość ludzi kojarzy z astronomią, światło, które nasze oczy mogą zobaczyć, jest tylko maleńkim ułamkiem szerokiego zakresu fal generowanych we wszechświecie. Dziś rozumiemy, że ocenianie zjawisk astronomicznych tylko na podstawie światła, które widzimy, jest jak chowanie się pod stołem na wielkim przyjęciu i ocenianie wszystkich gości tylko na podstawie ich butów. Każdy człowiek ma w sobie o wiele więcej niż to, co widzimy pod stołem. Jest bardzo ważne dla tych, którzy studiują astronomię dzisiaj, aby nie byli „szowinistami światła widzialnego” – aby szanowali tylko informacje widziane przez ich oczy, ignorując informacje zebrane przez instrumenty czułe na inne pasma widma elektromagnetycznego.

Tabela 1 podsumowuje pasma widma elektromagnetycznego i wskazuje temperatury i typowe obiekty astronomiczne, które emitują każdy rodzaj promieniowania elektromagnetycznego. Chociaż na początku niektóre z wymienionych w tabeli rodzajów promieniowania mogą wydawać się nieznane, poznasz je lepiej w trakcie kursu astronomii. Możesz wrócić do tej tabeli, gdy dowiesz się więcej o typach obiektów badanych przez astronomów.

Promieniowanie i temperatura

Niektóre obiekty astronomiczne emitują głównie promieniowanie podczerwone, inne głównie światło widzialne, a jeszcze inne głównie promieniowanie ultrafioletowe. Co decyduje o rodzaju promieniowania elektromagnetycznego emitowanego przez Słońce, gwiazdy i inne gęste obiekty astronomiczne? Odpowiedzią często okazuje się być ich temperatura.

Na poziomie mikroskopowym wszystko w przyrodzie jest w ruchu. Ciało stałe składa się z cząsteczek i atomów w ciągłej wibracji: poruszają się tam i z powrotem w miejscu, ale ich ruch jest zbyt mały, aby nasze oczy mogły go dostrzec. Gaz składa się z atomów i/lub molekuł, które latają swobodnie z dużą prędkością, nieustannie wpadając na siebie i bombardując otaczającą je materię. Im gorętsze jest ciało stałe lub gaz, tym szybszy jest ruch jego cząsteczek lub atomów. Temperatura czegoś jest więc miarą średniej energii ruchu cząsteczek, które to tworzą.

Ten ruch na poziomie mikroskopowym jest odpowiedzialny za wiele z promieniowania elektromagnetycznego na Ziemi i we wszechświecie. Gdy atomy i cząsteczki poruszają się i zderzają, lub wibrują w miejscu, ich elektrony wydzielają promieniowanie elektromagnetyczne. Właściwości tego promieniowania zależą od temperatury tych atomów i cząsteczek. Na przykład w gorącym materiale poszczególne cząsteczki drgają w miejscu lub poruszają się szybko od zderzeń, więc emitowane fale są średnio bardziej energetyczne. A przypomnijmy, że fale o wyższej energii mają wyższą częstotliwość. W bardzo chłodnym materiale, cząsteczki mają niskoenergetyczne ruchy atomowe i molekularne i w ten sposób generują fale o niższej energii.

Prawa promieniowania

Aby zrozumieć, w bardziej ilościowych szczegółach, związek między temperaturą i promieniowaniem elektromagnetycznym, wyobrażamy sobie wyidealizowany obiekt zwany ciałem czarnym. Taki obiekt (w przeciwieństwie do twojego swetra lub głowy twojego instruktora astronomii) nie odbija ani nie rozprasza żadnego promieniowania, ale pochłania całą energię elektromagnetyczną, która na niego pada. Pochłaniana energia powoduje, że atomy i molekuły w nim zawarte drgają lub poruszają się z coraz większą prędkością. W miarę jak obiekt będzie się nagrzewał, będzie wypromieniowywał fale elektromagnetyczne, aż absorpcja i promieniowanie znajdą się w równowadze. Chcemy omówić taki wyidealizowany obiekt, ponieważ, jak zobaczysz, gwiazdy zachowują się w bardzo zbliżony sposób.

Promieniowanie z ciała czarnego ma kilka cech, jak pokazano na rysunku 3. Wykres przedstawia moc emitowaną przy każdej długości fali przez obiekty o różnych temperaturach. W nauce słowo moc oznacza energię wydzielającą się w ciągu sekundy (i jest ona zazwyczaj mierzona w watach, które prawdopodobnie znasz z zakupu żarówek).

Rysunek 3: Ilustracja praw promieniowania. Ten wykres pokazuje w arbitralnych jednostkach, ile fotonów jest emitowanych przy każdej długości fali dla obiektów w czterech różnych temperaturach. Długość fali odpowiadająca światłu widzialnemu jest zaznaczona kolorowymi pasmami. Zauważ, że w gorętszych temperaturach więcej energii (w postaci fotonów) jest emitowane na wszystkich długościach fal. Im wyższa temperatura, tym krótsza długość fali, przy której wypromieniowywana jest największa ilość energii (jest to znane jako prawo Wien’a).

Po pierwsze zauważ, że krzywe pokazują, że w każdej temperaturze nasze ciało czarne emituje promieniowanie (fotony) przy wszystkich długościach fal (wszystkie kolory). Dzieje się tak dlatego, że w każdym ciele stałym lub gęstszym gazie niektóre cząsteczki lub atomy wibrują lub poruszają się pomiędzy zderzeniami wolniej niż przeciętnie, a niektóre poruszają się szybciej niż przeciętnie. Tak więc, kiedy patrzymy na emitowane fale elektromagnetyczne, znajdujemy szeroki zakres, lub spektrum, energii i długości fal. Więcej energii jest emitowane przy średniej szybkości wibracji lub ruchu (najwyższa część każdej krzywej), ale jeśli mamy dużą liczbę atomów lub cząsteczek, pewna ilość energii zostanie wykryta przy każdej długości fali.

Po drugie, zauważ, że obiekt w wyższej temperaturze emituje więcej energii przy wszystkich długościach fal niż obiekt chłodniejszy. Na przykład, w gorącym gazie (wyższe krzywe na Rysunku 3), atomy mają więcej zderzeń i emitują więcej energii. W rzeczywistym świecie gwiazd oznacza to, że gorętsze gwiazdy emitują więcej energii przy każdej długości fali niż gwiazdy chłodniejsze.

Po trzecie, wykres pokazuje nam, że im wyższa temperatura, tym krótsza długość fali, przy której emitowana jest maksymalna moc. Pamiętajmy, że krótsza fala oznacza wyższą częstotliwość i energię. Ma więc sens, że gorące obiekty wydzielają większą część swojej energii na krótszych falach (wyższe energie) niż obiekty chłodne. Być może zaobserwowałeś przykłady tej zasady w życiu codziennym. Kiedy palnik na kuchence elektrycznej jest włączony na niskim poziomie, emituje tylko ciepło, czyli promieniowanie podczerwone, ale nie świeci światłem widzialnym. Jeśli palnik zostanie ustawiony na wyższą temperaturę, zaczyna świecić matową czerwienią. Przy jeszcze wyższym ustawieniu świeci jaśniejszą pomarańczowo-czerwoną barwą (krótsza długość fali). W jeszcze wyższych temperaturach, których nie można osiągnąć przy użyciu zwykłych pieców, metal może wydawać się jaskrawo-żółty lub nawet niebiesko-biały.

Możemy użyć tych pomysłów, aby wymyślić przybliżony rodzaj „termometru” do mierzenia temperatury gwiazd. Ponieważ wiele gwiazd wydziela większość swojej energii w świetle widzialnym, kolor światła, który dominuje w wyglądzie gwiazdy jest przybliżonym wskaźnikiem jej temperatury. Jeśli jedna gwiazda wygląda na czerwoną, a druga na niebieską, to która z nich ma wyższą temperaturę? Ponieważ niebieski jest kolorem o krótszej długości fali, oznacza to, że gwiazda jest gorętsza. (Zauważ, że temperatury, które kojarzymy z różnymi kolorami w nauce nie są takie same jak te, których używają artyści. W sztuce, czerwony jest często nazywany „gorącym” kolorem, a niebieski „chłodnym”. Podobnie, powszechnie widzimy czerwony na kranach lub kontrolkach klimatyzacji, aby wskazać gorące temperatury i niebieski, aby wskazać zimne temperatury. Chociaż są to wspólne zastosowania dla nas w życiu codziennym, w naturze jest na odwrót.)

Możemy rozwinąć bardziej precyzyjny termometr gwiazdowy mierząc ile energii gwiazda wydziela przy każdej długości fali i konstruując diagramy takie jak Rysunek 3. Położenie szczytu (lub maksimum) w krzywej mocy każdej gwiazdy może nam powiedzieć o jej temperaturze. Średnia temperatura na powierzchni Słońca, czyli tam, gdzie emitowane jest promieniowanie, które widzimy, wynosi 5800 K. (W całym tekście używamy skali kelwinów lub temperatury absolutnej. W tej skali woda zamarza w temperaturze 273 K, a wrze w temperaturze 373 K. Wszystkie ruchy molekularne ustają w temperaturze 0 K. Różne skale temperatury są opisane w dziale Jednostki używane w nauce). Istnieją gwiazdy chłodniejsze od Słońca i gwiazdy gorętsze od Słońca.

Długość fali, przy której emitowana jest maksymalna moc może być obliczona zgodnie z równaniem

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

gdzie długość fali podana jest w nanometrach (jedna miliardowa część metra), a temperatura w K. Zależność ta nazywana jest prawem Wiena. Dla Słońca długość fali, przy której emitowane jest maksimum energii wynosi 520 nanometrów, czyli blisko środka tej części widma elektromagnetycznego, która nazywana jest światłem widzialnym. Charakterystyczne temperatury innych obiektów astronomicznych oraz długości fal, przy których emitują one najwięcej energii, są wymienione w tabeli 1.